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La
classification des structures solaires
A.
La classification des taches solaires (I)
En
1981, Patrick
Siler McIntosh (1940-2016) de l'observatoire solaire de Sacramento
publia un nouveau code synoptique de classification des taches solaires remplaçant
celui de Brunner, dit de Zurich et appelée la classification
modifiée de Zurich.
Selon McIntosh, "Cette classification garde une similitude de base avec celle de Brunner
tout en laissant apparaître des différences dans l'intensité, la
complexité et la stabilité des taches polarisées, phénomènes qui étaient
masqués dans l'ancienne classification."
Dans
le détail, chaque groupe de taches solaires est déterminé par trois valeurs, alors que la
classification de Brunner n'exigeait qu'un seul caractère. Le nombre de
possibilité distincte est de 60 dans ce nouveau système, contre 9
seulement dans la classification de Brunner.
La
complexité de cette nouvelle classification n'est pas un problème en
pratique car chacun des trois caractères est une progression simple de
paramètres clairement décrits. Le plus grand nombre de types distincts
de taches nous permet d'isoler un groupe vraiment complexe des simples
groupes, qui étaient confondus dans le classement de Brunner.
Par
ailleurs, nous pouvons convertir la classification McIntosh en celle de
Brunner en utilisant simplement les premières lettres des trois
caractères, en notant les exceptions suivantes :
-
Classe G de Brunner = types McIntosh Ero, Fro, Eso, Fso, Eao, Fao, Eho,
Fho, Eko, Fko
-
Classe J de Brunner = types McIntosh Hrx, Hsx et Hax.
Précisons
que cette nouvelle classification permet également aux astrophysiciens
solaires d'améliorer les prédictions des
éruptions solaires qui, dans le classement de Brunner
apparaissaient plutôt comme des évènements rares. Ainsi pour un groupe
de classe F de Brunner il y avait 39% de chance d'assister à une
éruption importante dans les 14 jours. Dans la nouvelle
classification cette probabilité s'élève à 58% dans les 7 jours.
Cet exemple, bien que peu significatif en soi, prouve l'amélioration des
prédictions des éruptions solaires grâce à cette nouvelle classification.
A
quelle classe appartient ce magnifique groupe de taches solaires AR
9393 ? Après la lecture de cette page vous pourrez répondre à cette question. La
photographie ci-dessous fut prise le 1 avril 2001 par Johannes
Schedler avec une lunette apochromatique de 100 mm f/9 ED munie d'un
filtre solaire Mylar ND5. Il s'agit d'un compositage de 2 images prises
avec une webcam Philips ToUCam et corrigées avec un masque flou.
Réponse:
il s'agit d'un groupe de classe Fkc. C'est le plus grand groupe observé
lors du 23e cycle solaire. Cette région active fut associée le
2 avril 2001 à la plus forte activité depuis 1989, une
éruption de classe X23 avec
émission d'une CME. Consultez les sites du Spaceweather
et de SOHO pour plus de détails. Le
29 avril 2001
ce groupe atteignit 14 fois le diamètre de la Terre soit 178000 km de longueur !
A droite, une règle solaire préparée par Guy Buhry de Astroblue1 |
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Le
type de taches |
A: |
Tache simple ou
groupe de taches sans pénombre et sans structure bipolaire. A ne pas
confondre avec une "tache voilée" qui est une tache solaire
sans ombre.
A ne pas confondre
avec les pores qui sont des aires sombres plus larges que les espaces
intergranulaires normaux et qui ont une durée de vie inférieure à 15
minutes. Les vraies ombres ou taches sans pénombre persistent plusieurs
jours. |
B: |
Groupe
de tache bipolaire sans pénombre
|
C: |
Groupe
bipolaire dans lequel une des principales taches présente une pénombre. |
D: |
Groupe
bipolaire, les deux taches ayant une pénombre, l'une d'entre elle
étant structurée. Le groupe s'étend au maximum sur 10°
héliocentrique (120000 km). |
E: |
Groupe
bipolaire étendu, les taches principales sont entourées de
pénombre et présente une structure complexe. De petites taches
se trouvent entre les grandes taches. Le groupe s'étend sur une
longueur de 10° à 15°. |
F: |
Groupe
bipolaire très vaste ou groupe de taches complexes s'étendant
sur au moins 15° (180000 km). |
H: |
Tache
unipolaire avec une pénombre dont le diamètre est supérieur à 2.5°
(30000 km). Cette tache est visible à l'oeil nu. Les taches
principales sont presque toujours les taches rémanentes d'un
ancien groupe bipolaire. Les groupes de
la classe H sont classés D compacts lorsque la pénombre excède
5° en longitude. |
La
classification des taches solaires de McIntosh |
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Document T.Lombry
Le
type de pénombre |
x: |
Pas
de pénombre. La largeur de l'aire grise bordant la tache doit
excéder 3" pour être classifiée comme pénombre. Cette
largeur semble être la plus basse limite physique observée.
Evitez de les confondre avec les aires de granulation grise qui
apparaissent souvent parmi les groupes de petites taches et
confondus avec de la pénombre. |
r: |
Pénombre
rudimentaire entourant partiellement les plus grandes taches.
Cette pénombre est incomplète, irrégulière sur les pourtours et granuleuse plutôt que
filamenteuse. Elle est très étroite, de l'ordre de 3", et plus brillante que la pénombre
normale, elle peut être en train de se former ou décliner. |
s: |
Pénombre
petite et symétrique. La plus grand tache est mature et
présente une pénombre sombre et filamenteuse de forme circulaire
ou elliptique avec de petites irrégularité sur le bord. L'ombre
est soit unique ou forme un amas compact et proche du centre de la
pénombre. Le diamètre nord-sud de la
pénombre n'excède pas 2.5°. Les taches dont la pénombre est
symétrique évoluent très lentement. |
a: |
Pénombre
petite et asymétrique et quelquefois complexe, avec de fines
structures filamenteuses. La pénombre des grandes taches présente
un contour irrégulier ou est visiblement allongée (pas
circulaire) avec deux zones d'ombres à l'intérieur. Son diamètre nord-sud est inférieur à 2.5°.
Les taches asymétriques changent d'aspect de jour en jour. |
h: |
Pénombre
grande et symétrique, même structure que "s" mais
diamètre nord-sud supérieur à 2.5° |
k: |
Pénombre
grande et asymétrique, même structure que "a" mais
diamètre nord-sud supérieur à 2.5°.
Lorsque
l'extension longitudinale de la pénombre est supérieur à 5°,
il est presque certain que les deux polarités magnétiques sont
présentes dans la pénombre et le groupe de cette classe (Dkc,
etc). |
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Evolution
d'un groupe complexe de taches solaires. On observe la
formation d'un grand groupe bipolaire et de pénombres
asymétriques de classe Fkc. Document AURA/NOAO/NSF/KPNO. |
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La
pénombre de la plus grande tache |
x: |
Pas
de pénombre (classe A ou B) |
r: |
La
plus grande tache est partiellement entourée d'une pénombre
rudimentaire, en formation ou déclinant. |
s: |
Pénombre
petite et asymétrique, elliptique ou circulaire. Il y a soit une
ombre unique ou un amas d'ombres reproduisant la symétrie de la
pénombre. Le diamètre nord-sud est inférieur à 2.5° |
a: |
Pénombre
petite et asymétrique au contour irrégulier. Le diamètre
nord-sud est inférieur à 2.5° |
h: |
Pénombre
grande et symétrique. Le diamètre nord-sud est supérieur à 2.5°. |
k: |
Pénombre
grande et asymétrique. Le diamètre nord-sud est supérieur à 2.5°. |
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A
gauche, cette tache solaire isolée présente une pénombre complète et
symétrique aux contours réguliers. Etant donné sa taille >2.5°,
elle est classée Ahx. A droite, ce grand groupe de taches solaires AR
10930 de classe Dki isolé sur le disque mesure 150000 km de longueur
et fut photographié le 13 décembre 2006. Le même jour les taches sombres
entrèrent en collision en produisant une éruption solaire majeure de
classe X3.4 pendant la mission spatiale STS-116 de la NASA.
Afin de se protéger du flux de protons d'intense énergie, dans
les jours qui suivirent les astronautes ont placé l'intrados
de la navette spatiale face au Soleil et se sont réfugiés
dans une zone spécialement blindée de la navette spatiale. Documents Big
Bear Solar Obs. (BBSO) et HINODE/BFI. |
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La
distribution des taches |
x: |
Non
définie pour les groupes unipolaires |
o: |
Ouvert.
Peu ou pas de taches entre la tache de tête (leader) et la tache
de queue (follower); le groupe apparaît divisé clairement en
deux parties. Les taches intérieures sont de très petites
dimensions.
NB.
Bien que les deux aires soient de polarités magnétiques
opposées, une distribution ouverte implique un gradient du champ
magnétique relativement faible tout au long de la ligne de
polarité inverse. |
i: |
Intermédiaire.
De nombreuses taches se trouvent entre la tache de tête et la tache de queue,
mais aucune d'entre elle n'a de pénombre mature. |
c: |
Compact.
L'aire comprise entre la tache de tête et la tache de queue
du groupe de taches est parsemé de grosses taches dont
l'une présente une pénombre. Dans le cas extrême d'une
distribution compacte, le groupe entier est enveloppé dans une pénombre
continue.
NB.
Une distribution compacte des taches implique un gradient du champ
magnétique relativement élevé tout au long de la ligne de
polarité inverse. |
Remarquons qu'à
mesure que le cycle des taches progresse, leur classe et leur nombre
augmente. Plus on approche du maximum plus les groupes auront tendance à
se diriger vers l'équateur (figure en papillon) et deviendront plus
complexe.
Document
T.Lombry
Classement
magnétique des taches solaires
On réalise
également un classement magnétique des taches solaires selon des règles établies par l'Observatoire du Mont Wilson en Californie :
|
α - alpha
: |
Un groupe de taches solaires unipolaires |
β - beta
: |
Un groupe de taches solaires présentant les
deux polarités positive et négative (bipolaire), avec une
séparation simple et distincte des polarités |
γ - gamma
: |
Une région active complexe dans laquelle
les polarités positives et négatives sont distribuées
irrégulièrement rendant impossible son classement comme groupe
bipolaire |
β-γ
- beta-gamma
: |
Un groupe de taches solaires bipolaire mais
qui est suffisamment complexe pour qu'une simple ligne continue ne
puisse pas être tracée entre les taches de polarités opposées |
δ
- delta
: |
L'ombre est séparée
de moins de 2° héliocentriques de l'une des pénombres de
polarité opposée |
β-δ
- beta-delta
: |
Un groupe de taches solaires généralement
classé beta mais contenant au moins une tache classée delta. |
β-γ-δ
- beta-gamma-delta
: |
Un groupe de taches solaires de classe beta-gamma
mais contenant au moins une tache classée delta. |
γ-δ
- gamma-delta : |
Un groupe de taches solaires de classe gamma mais
contenant au moins une tache classée delta. |
Groupe
leader et groupe follower
Le
classement en groupes de tête et groupes de queue fait référence aux
groupes de taches bipolaires, ces taches qui se présentent par paire
suite à des poussées de champ magnétique. Un groupe bipolaire se
compose toujours à l'avant, le plus à l'ouest du groupe, d'une tache
"leader" (dirigeante) et à l'autre extrémité du groupe, le
plus à l'est, d'une tache "follower" (suiveuse).
D'ordinaire
dans ce type de groupe la tache leader avance jusqu'à 11° de l'équateur
solaire en période minimum d'activité et jusqu'à 3° seulement lors du
paroxysme de l'activité solaire, sans pour autant qu'il y un lien avec le
cycle des taches car ce phénomène est uniquement lié à leur position
en latitude, c'est la loi de Joy.
Plus
rarement la tache de tête peut présenter la mauvaise polarité. Lorsque
cela se manifeste la tache leader ne descend pas jusqu'à l'équateur mais
au contraire elle remonte à une latitude plus élevée que la tache de
queue. Dans les groupes étendus et complexes dans lesquels les polarités
sont mélangées et inversées, la loi de Joy est souvent violée.
Le
nombre de Wolf
Le
nombre de taches solaires est évalué quotidiennement, c'est le "Nombre Relatif International de
Wolf" symbolisé par l'acronyme RI. On parle également de Nombre de
Zurich pour des raisons historiques. Ce nombre est comptabilisé et géré
par l'Observatoire Royal de Belgique
(SIDC) en collaboration avec des observatoires internationaux. Cet indice
est complété par une mesure photographique de
la surface tachée et par une mesure du flux radioélectrique à 10.7 cm
de longueur d'onde. Les corrélations entre ces données dépassent 97%.
A
consulter : le relevé du nombre de taches solaires
Le
relevé du nombre de taches solaires est un travail accessible aux amateurs.
Il vous suffit d'avoir un télescope d'au moins 60 mm d'ouverture
grossissant de 60 à 80x pour effectuer cette mesure qui intéresse les
professionnels.
Prochain
chapitre
La
classification des ponts lumineux
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P.S.McIntosh, Code USSPS,
I.U.W.D.S., "Synoptic codes for solar and geophysical data",
1981, Sacramento Observatory Journal, in "The Physics of
Sunspots", Sacramento Peak National Observatory, 1981 et correspondance privée avec
l'auteur.
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