HISTORIQUE DES MESURESDU RAYON SOLAIRE A CALERN

(OBSERVATOIRE DE LA CÔTE D’AZUR)(1975 – 2006)

F.LACLARE (2011)

Schéma de principe de l’astrolabe solaire de CALERN (Mesures visuelles)

A partir de 1974, nous développions à CALERN un programme d’astrométrie destiné au raccordement des systèmes de référence stellaire et dynamique. Dans ce but, l’astrolabe de DANJON était modifié pour permettre l’observation du Soleil. La précision des résultats obtenus , concernant notamment les éléments de l’orbite terrestre ou la position de l’équinoxe devaient rapidement (1979) confirmer la qualité instrumentale du nouvel astrolabe. C’est à partir de 1978 que la détermination du rayon solaire devenait l’axe principal du programme. Pour ce faire, l’observation du soleil était généralisée à plusieurs distances zénithales (11) par l’emploi de prismes réflecteurs d’angles stables en ZERODUR . L’ensemble de l’optique étant protégé du flux solaire par une lame en silice de densité voisine de 5; un filtre centré sur 538 nm. et de large bande passante (200 nm.) était situé en amont du micromètre. Les mesures CCD sur cet instrument étaient alternées aux mesures visuelles à partir de 1989.

957,50

958,00

958,50

959,00

959,50

960,00

960,50

961,00

961,50

2000 4000 6000 8000 10000 12000 14000

MESURES DU RAYON SOLAIRE CALERN (1975-2006)

ASTROLABE SOLAIRE Observateur: F. Laclare (7279 mesures à sec z = 1)

DE

MI-

DIA

ME

TR

E

OB

SE

RV

E E

N "

JJ = 244 0000 +

1975 1985 1995 2005

Les mesures du rayon solaire à l’Observatoire de CALERN ont commencé expérimentalement dès 1974 avec l’astrolabe de DANJON adapté aux seules observations du Soleil à 30° de distance zénithale. A partir de 1978 par l’emploi de prismes réflecteurs dont le nombre a progressé nous avons accès à de grandes distances zénithales, jusqu’à 70°. La valeur moyenne du rayon observé sur l’ensemble des 7279 mesures faites entre 1975 et 2006 est de 959’’.45. Cette valeur moyenne devient 959’’.52 compte tenu d’un effet dépendant de la hauteur du Soleil .

Mesures visuelles

0,00

100,00

200,00

300,00

400,00

500,00

600,00

700,00

800,00

958 958,5 959 959,5 960 960,5 961

HISTOGRAMME ASTROLABE SOLAIRE

EF

FE

CT

IFS

RAYON OBSERVE EN "

MESURES VISUELLES BRUTES Observateur: F. LACLARE RAYON MOYEN 1975-2006(7279 Mesures, R=959''.45+-0''.004, SG=0".32)

L’histogramme des mesures présente une légère dissymétrie négative, l’effectif plus grand des valeurs inférieures à la médiane rend compte du plus grand nombre d’observations à grandes distances zénithales et par conséquent de moindre qualité. Cette dissymétrie s’atténue quand l’ensemble des mesures est ramené au zénith.

-0,10''

-0,05

0,00

0,05

0,10''

1 1,5 2 2,5 3

DEMI-DIAMETRE ET DISTANCE ZENITHALE

ECART AURAYON MOYEN

EC

AR

T

sec. z :

DISTANCEZENITHALE

0° 45° 60° 65° 70°

ASTROLABE SOLAIREMESURES VISUELLES

Observateur: F. LACLARE

Un effet systématique, lié à la distance zénithale d’observation affecte les mesures du rayon observé. C’est ainsi que les valeurs du rayon observé à faible distance zénithales sont supérieures à celles obtenues plus bas sur l’horizon d’environ 0’’15. Nous savons, par des mesures CCD, que cet effet est à rapprocher de l’étalement de l’image et du retrait du point d’inflexion qui en résulte quand l’épaisseur de l’atmosphère augmente. Pour tenir compte de cet effet, et donc pour rendre la série plus homogène, les mesures « brutes » seront ramenées au zénith soit à sec.z=1.

0,20

0,25

0,30

0,35

0,40

30 40 50 60 70

DIS

PE

RS

ION

MO

YE

NN

E (

en s

ec.

d'a

rc)

DISPERSION DES MESURES ET DISTANCE ZENITHALE

DISTANCEZENITHALE (en °)

ASTROLABE SOLAIRE MESURES VISUELLES Observateur: F.LACLARE

Comme on peut s’y attendre, les mesures à grandes distances zénithales sont de moins bonne qualité. Précisons que sur l’ensemble de la série la distance zénithale moyenne est de 53°.5. Nous n’avons pas souhaité pondérer les résultats des analyses pour prendre en compte cet effet.

958,0

958,5

959,0

959,5

960,0

960,5

961,0

5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000 8500 9000

MESURES DU RAYON EST OU OUESTEST (2312)

WEST (1303)

1983 1986

JJ :

1989 1992

ASTROLABE SOLAIRE MESURES VISUELLESObservateur: F. LACLARE

Les observations sont réparties avant et après le passage au méridien. L’effectif des mesures faites l’après midi est sensiblement plus faible que celui du matin, d’environ 50%. Cette différence résulte de la plus forte nébulosité qui affecte le site de CALERN en deuxième partie de journée. Sur la période 1983-1992 la valeur moyenne du rayon est de 959’’.45 à l’EST et de 959’’.43 à l’OUEST. La dispersion des mesures est la même soit 0’’.32 pour chaque effectif.

959,10

959,20

959,30

959,40

959,50

959,60

1975 1980 1985 1990 1995 2000

VARIATIONS DU RAYONET DISTANCE ZENITHALE

1978 - 1999 Z=30-41

Z=45-52

Z=56-70

ANNEE

ASTROLABE SOLAIREMESURES VISUELLES

Observateur: F. LACLARE

On remarque une bonne cohérence des variations du rayon moyen annuel en fonction des distances zénithales d’observation. Celles-ci étant regroupées en trois groupes depuis 30° jusqu’à 70°.

‘’

959,0

959,2

959,4

959,6

959,8

1975 1980 1985 1990 1995 2000 2005

VARIATION DU RAYON ETINCLINAISON HELIOGRAPHIQUE

1978 - 2003

POLAIRE (Inclinaison > 45°)

ROYAL (Inclinaison < 45°)

RA

YO

N O

BS

EV

E (

en

")

ASTROLABE SOLAIRE MESURES VISUELLES Observateur: F. LACLARE

L’inclinaison du rayon observé sur l’équateur solaire (Inclinaison héliographique) varie dans le temps et avec la distance zénithale. On note que les variations du rayon sont quasiment identiques selon que leur inclinaison est supérieure ou inférieure à 45°.

Moyennes annuelles du rayon observé

959,00

959,10

959,20

959,30

959,40

959,50

959,60

959,70

959,80

2000 4000 6000 8000 10000 12000

VARIATIONS DU RAYONMOYENNES DIURNES

1978 - 2000

sd diurne secz=1

SUNSPOT NUMBERS (Echelle arbitraire)

1978 1984 1990 1996

RA

YO

N O

BS

ER

VE

(e

n ''

)

JJ=(244 0000) + :

ASTROLABE SOLAIREMESURES VISUELLES

Observateur: F. LACLARE

2000

Dès les premières années de mesures le rayon observé à CALERN présentait une anti-corrélation apparente avec l’activité magnétique du Soleil . La répartition des valeurs moyennes diurnes établie annuellement entre 1978 et 2000 montre effectivement cette opposition de phases plus apparente durant les deux premiers cycles 21 et 22; la période calculée sur deux cycles est d’environ 11.2 ans. Plusieurs termes à plus court terme et signalés dès 1985 sont toujours présents sur la série. Parmi eux, le pic de période 1000 jours qui dominait nettement le spectre mais dont l’amplitude d’environ 0’’.06 a diminué sensiblement et la période s’est décalée vers 1350 jours . Dans le même ordre d’amplitude, notons également la présence de signaux au voisinage de 5.4 ans et 8.2 ans. Rappelons que l’analyse faite au Brésil sur les observations de Sao Paulo, à la même époque, révélait également certaines de ces variations.

Il convient cependant de souligner, que cette durée de mesures est encore trop brève puisqu’elle ne couvre que 2 cycles d’activité, et que d’autre part, la distribution des observations n’est pas suffisamment continue pour garantir la fréquence et l’amplitude des signaux détectés par les analyses .

959,20

959,40

959,60

959,80

0 20 40 60 80 100 120 140 160

CORRELATION RAYON OBSERVE-ACTIVITE1978 - 2006

ASTROLABE SOLAIRE MESURES VISUELLESObservateur: F. LACLARE

RA

YO

N S

OL

AIR

E e

n "

SUNSPOT NUMBERS

Le coefficient de corrélation calculé sur l’ensemble des moyennes annuelles des valeurs du rayon et du nombre de taches (Sunspot Numbers) est de 0.71

959,00

959,20

959,40

959,60

959,80

960,00

2000 4000 6000 8000 10000 12000 14000 16000

SUNSPOT(Ech. arbitraire)

ASTROLABE SOLAIRE 1978-2006 Mesures Visuelles Observateur: F. LACLARE (Groupes de 40 Mesures au zénith)

DATE JJ :(2440000 +)

1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010

DE

MI-

DIA

ME

TR

EO

BS

ER

VE

(en

'')

Les observations du rayon, réparties en moyennes de 40 mesures et approximées par un polynôme de degré 9, présentent sur l’ensemble de la série l’apparente anti-corrélation avec le cycle d’activité ; celle-ci étant plus marquée pendant les 10 premières années. Les droites ajustées sur le rayon et l’activité ont des coefficients de pente voisins mais de signes opposés. (+2.3*(10^-5) pour le rayon et -2.0*(10^-5) ) pour l’activité. Sur cette période de 28 ans le rayon croît de 0’’.23 tandis que le « SUNSPOT NUMBER » décroît de 63.

959,10

959,20

959,30

959,40

959,50

959,60

959,70

959,80

959,90

4000 6000 8000 10000 12000 14000 16000

SUNSPOT NUMBERSMoyennes mensuelles (Echelle arbitraire)

DEMI-DIAMETRE ASTROLABE SOLAIRE (Groupes de 40 observations) 1981-1985 (1200 mesures visuelles) 1991-1995 (1213 -"- ) 2001-2005 ( 188 -"- )

DORAYSOL 2001 2005 (Groupes de 100 mesures)2001-2005 14444 mesures CCD

DE

MI-

DIA

ME

TR

E

DATE JULIENNE(Observations visuelles : F. LACLARE)

[1981-1985] [1991-1995] [2001-2005]

PHASES EN BAISSE DE L'ACTIVITE MAGNETIQUE ET DEMI-DIAMETRE

DATE JJ :(2440000 +)

Sur les phases en baisse des cycles 21, 22 et 23 l’opposition de phase est présente. Le déclin moyen de l’activité sur les 3 séries est de 111 taches tandis que le rayon solaire croît d’environ 0’’.17.

‘’

959,00

959,25

959,50

959,75

960,00

2000 4000 6000 8000 10000 12000 14000

SUNSPOT NUMBERSMoyennes mensuelles (Echelle arbitraire)

DEMI-DIAMETRE ASTROLABE SOLAIRE(Groupes de 40 observations visuelles)

DATE JULIENNE

Observations visuelles : F. LACLARE

DE

MI-

DIA

ME

TR

E

[1978-1979] [1987-1989] [1997-2000]

1978-1979 : 232 mesures.1987-1989 : 1277 mesures.1997-2000 : 891 mesures.

PHASES EN HAUSSE DE L'ACTIVITE MAGNETIQUE ET MESURES DU DEMI-DIAMETRE

DATE JJ :(2440000 +)

Sur les phases en hausse des cycles 21, 22 et 23 l’opposition de phase est encore présente. L’élévation moyenne de l’activité sur les 3 séries est d’environ 96 taches tandis que le rayon solaire décroît d’environ -0’’.25.

‘’

959,20

959,30

959,40

959,50

959,60

959,70

959,80

1975 1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010 2015

SUNSPOT NUMBERS RAYON OBSERVE Astrolabe solaire(Observateur: F. LACLARE)

DORAYSOL (2000-2006,19169 mesures CCD)

RA

YO

N O

BS

ER

VE

20

150

SU

NS

PO

T N

UM

BE

RS

(1979-1981) (1989-1991) (2000-2002)

(1985-1987) (1995-1997)

1979-1981 : 455 mesures1985-1987 : 1173 -"-1989-1991 : 1103 -"-1995-1997 : 978 -"-2000-2002 : 259 -"-

(2007-2009)

PHASES MAXIMALES ET MINIMALES DE L'ACTIVITE MAGNETIQUE ET RAYON OBSERVE

DATE JJ :(2440000 +)

Les maxima et minima de l’activité solaire confirment ici encore l’apparente anti-corrélation entre rayon observé à CALERN et le cycle d’activité solaire.

‘’

-0,04

-0,02

0,00

0,02

0,04

0 20 40 60 80

ECARTS AU RAYON MOYEN ET LATITUDE HELIOGRAPHIQUE

(en secondes de degré)

ASTROLABE SOLAIRE ECARTS AU RAYON MOYEN

EC

AR

TS

LES MESURES SONT RAMENÉES AU ZENITH (SEC.Z=1) Observateur : F. LACLARE

LATITUDE HELIOGRAPHIQUE

On observe que les plus grandes valeurs du rayon se situent dans la zone ‘’royale’’ pour décroître à haute latitude. Notons que cette région voisine du pôle, à partir de 80°d’inclinaison héliographique, correspond aux effectifs de mesures les moins nombreux et qu’elle n’est jamais accessible pendant les mois d’été mais seulement a l’Est, en début de campagne jusqu’au début du mois de mai, et a l’Ouest en fin de campagne a partir de la fin du mois d’aout. Ces périodes d’observations ne comprennent alors que de grandes distances zénithales et par conséquent des mesures de moindre qualité. La zone d’inclinaisons équatoriales n’est pas accessible depuis la latitude du site de CALERN. Les mesures faites au Brésil, à Sao Paulo présentaient un bon accord avec celles de CALERN.

‘’

-0,06

-0,04

-0,02

0,00

0,02

0,04

0,06

0 20 40 60 80

ECARTS AU RAYON MOYENLATITUDE HELIOGRAPHIQUE ET ACTIVITE

(1980-2000) ECARTS (SUNSPOT N. > 80)

ECARTS (SUNSPOT N. < 80)

EC

AR

TS

(e

n ''

)

Les mesures sont ramenées à sec.Z=1( Astrolabe solaire. Obs: F. LACLARE) LATITUDE HELIOGRAPHIQUE (en °)

ASTROLABE SOLAIRE

L’apparente géométrie observée ne semble pas affectée par l’activité magnétique exprimée en SUNSPOT NUMBERS.

959,1

959,2

959,3

959,4

959,5

959,6

7500 8000 8500 9000 9500 10000 10500

MOYENNES MENSUELLES DU RAYON OBSERVE

(1989 - 1995) ASTROLABE SOLAIREMesures Visuelles (2822)Observateur: F. LACLARE

ASTROLABE SOLAIRE Mesures CCD (1141) (Mode Analogique)

DE

MI D

IAM

ET

RE

1989 1991 1993 1995

A la série continue d’observations visuelles, nous alternions sur le même astrolabe solaire, à partir de 1989, un programme de mesures CCD .Les mesures groupées mensuellement présentaient alors une bonne cohérence pour leur valeur moyenne identique, soit 959’’.39 et des dispersions voisines (0’’.08 pour les observations visuelles et 0’’.06 pour les mesures CCD).La numérisation des mesures CCD à partir de 1996 confirmera encore leur accord avec les observations visuelles.

‘’

0,0

50,0

100,0

150,0

200,0

958,2 958,6 959,0 959,4 959,8 960,2

ASTROLABE SOLAIREMesures CCD

1141 mesures 1989 -1995R=959".39=-0".01, SG=0".28

EF

FE

CT

IFS

RAYON OBSERVE

0,00

50,00

100,00

150,00

200,00

250,00

300,00

ASTROLABE SOLAIREMesures visuelles Observateur: F. LACLARE

1982 mesures entre 1989 et 1995R (mesures brutes): 959".41=-0.01, SG=0".30

958,2 958,6 959,0 959,4 959,8 960,2

EFFE

CTI

FS

RAYON OBSERVE

Sur cette période commune, de 1989 à 1995 et sur le même instrument, les distributions des mesures visuelles et CCD présentent un très bon accord quant aux valeurs moyennes et les écarts types. Notons cependant une légère dissymétrie avec des sens contraires sur les histogrammes visuels et CCD.

959,0

959,5

960,0

960,5

8000 8500 9000 9500 10000 10500

ASTROLABE SOLAIRE N°2PRISME D'ANGLE VARIABLE Mesures Visuelles Observateur F. LACLARE

ASTROLABE SOLAIRE N°1PRISMES D4ANGLES FIXES Mesures VisuellesObservateur: F. LACLARE

DE

MI-

DIA

ME

TR

E (

en

'')

J.J. :

EXPERIMENTATION D'UN PRISME D'ANGLE VARIABLE MOTORISE (1991 - 1996)

1991 1992 1994 1995 1996

De manière à multiplier le nombre de mesures, nous développions à CALERN dès 1987, un prototype de prisme d’angle variable. Les premiers résultats obtenus nous conduisaient à réaliser avec l’aide du service des prototypes du CNRS un prisme motorisé permettant l’observation entre 30° et 60° de distance zénithale. L’expérimentation de cet instrument sur un deuxième astrolabe (N°2)était concomitante au programme de mesures continu (N°1). Le bon accord obtenu sur les valeurs observées, leurs tendances sur 5 ans et leur précision nous conduisaient à installer ce prisme variable sur le nouvel instrument: DORAYSOL.

611 mesures 499 mesures

Le nouvel instrument « DORAYSOL » (Définition et Observation du RAYon SOLaire) a été développé en gardant le principe de l’observation des bords du disque solaire à hauteurs égales et en utilisant le prisme d’angle variable qui permet un grand nombre de mesures le même jour. La motorisation des principales fonctions rend l’instrument quasi automatique et l’usage d’une caméra CCD au foyer permet d’évaluer de manière objective certains paramètres atmosphériques ou instrumentaux affectant la qualité des images. Le télescope est de type Cassegrain dont le primaire a un diamètre de 110 mm et une focale de 3450 mm. L’ensemble de l’instrument est protégé par une lame en B.K.7 de densité voisine de 4.5. Un filtre centré sur 548 nm et d’une largeur de 60 nm est placé devant la caméra.

959,10

959,20

959,30

959,40

959,50

959,60

959,70

959,80

2000 4000 6000 8000 10000 12000 14000

RAYON MOYEN DORAYSOL 1999 - 2006 (18900 mesures CCD, groupes de 100)

ASTROLABE SOLAIRE 1978 - 2006 (7260 mesures, groupes de 40)Mesures visuelles. Obs: F. LACLARE

RA

YO

N M

OY

EN

(e

n ''

)

1978 1986 1994 2002 2009

JJ :

MESURE DU RAYON SOLAIRE A CALERN

A partir de 1999, l’instrument DORAYSOL était installé au voisinage de l’astrolabe solaire sur le site de CALERN. A un décalage près, les deux séries présentent la même tendance. Notons qu’en 8 ans l’effectif des mesures acquises avec DORAYSOL est plus du double de celui des mesures à l’astrolabe solaire réparties sur presque 30 ans. Précisons enfin que ces mesures CCD devenues « impersonnelles » contribuent à qualifier la longue série d’observations visuelles.

0,00

200,00

400,00

600,00

800,00

1000,00

1200,00

1400,00

958 958,5 959 959,5 960 960,5 961

HISTOGRAMME DORAYSOL

EF

FE

CT

IFS

RAYON

Mesures CCD RAYON MOYEN 2000-2006(19095 Mesures R=959".49=-0".02,SG=0".31)

Le prisme d’angle variable utilisé sur l’instrument DORAYSOL ne présente pas la qualité métrologique des prismes réflecteurs utilisés sur l’astrolabe solaire. Il en résulte en particulier que les mesures faites à l’Est et à l’Ouest sont différentes de manière systématique. L’origine de ce défaut est liée à la structure opto-mécanique du prisme qui entraîne que l’observation du soleil ne correspond pas au passage par le cercle de hauteur mais plutôt par un petit cercle dont le pôle n’est pas le zénith. La stabilité de l’écart et la symétrie des observations Est et Ouest nous ont conduit à utiliser la moyenne des mesures. La distribution des mesures ainsi obtenues est gaussienne; ses caractéristiques statistiques confirment le bien fondé de la définition du rayon obtenu par la moyenne des observations Est et Ouest.

959,20

959,30

959,40

959,50

959,60

959,70

959,80

959,90

11000 11500 12000 12500 13000 13500 14000 14500

SUNSPOT numbers Moyennes mensuelles

ASTROLABE SOLAIRE (Groupes de 40 mesures visuelles, à sec z=1) Observateur : F. LACLARE

DORAYSOL (Groupes de 100 mesures)

RA

YO

N O

BS

ER

VE

(e

n "

)

JJ COR :

2000 2003 2006

Les quelques 20 000 observations faites avec l’instrument DORAYSOL montrent encore la relative persistance « opposition de phase : rayon-activité » entre 2000 et 2006. Dans le but de surveiller l’accord des mesures durant cette période, des observations du rayon ont été assurées à partir de l’astrolabe solaire. La valeur moyenne du rayon est de 959’’.48+-0’’.01 pour DORAYSOL avec un écart type de 0’’.32 tandis qu’elle est de 959’’.55+-0’’.01 avec un écart type de 0’’.26 pour les mesures visuelles de l’astrolabe solaire.

-0,08

-0,06

-0,04

-0,02

0,00

0,02

0,04

0,06

20 30 40 50 60 70 80 90

ASTROLABE SOLAIRE 1978-2003 Mesures visuelles Obs: F. LACLARE (6766 écarts)

DORAYSOL 2000-2006Mesures CCD (18862 écarts)

EC

AR

TS

AU

RA

YO

N M

OY

EN

(e

n "

)

CLASSES D'INCLINAISONS SUR L'EQUATEUR (en °)

RAYON OBSERVEET INCLINAISON HELIOGRAPHIQUE

De la même manière qu’avec l’astrolabe solaire les mesures du rayon indiquaientune dépression au voisinage du pôle et de plus hautes valeurs dans la zone royale, les observations CCD à partir de l’instrument DORAYSOL confirment cette géométrie apparente.

-0,08

-0,06

-0,04

-0,02

0,00

0,02

0,04

0,06

0 40 80 120 160

EC

AR

TS

A

U R

AY

ON

MO

YE

N (

en

'')

LATITUDE HELIOGRAPHIQUE

DORAYSOL ECARTS AU RAYON MOYENET LATITUDE HELIOGRAPHIQUE 18862 écarts 2000 - 2006

Mesures CCD

La densité de mesures avec l’instrument DORAYSOL permet de mieux répartir lesécarts sur un intervalle plus grand d’inclinaisons héliographiques, de 20° à 160°.C’est au voisinage du pôle que l’on voit la baisse la plus nette du rayon tandis qu’il devient plus grand aux moyennes et faibles latitudes. L’amplitude observée entre 20° et 90° est de l’ordre de 0’’.04.

959,00

959,10

959,20

959,30

959,40

959,50

959,60

959,70

959,80

1975 1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010

SUNSPOT NUMBERS (Echelle arbitraire) RAYON VISUEL SEC z=1

n=7255

CCD ANALOGIQUEn=1141

CCD NUMERIQUEn=530

CCD DORAYSOLn=19015

P.V.PROTOTYPE1985-1989 : n=3311991-1996 : n=838

MOYENNES ANNUELLES DU DEMI-DIAMETRE OBSERVE A CALERN 1978 - 2006

MESURES CCD (1989 - 2006)MESURES VISUELLES (1978 - 2006)Observateur : F. LACLARE

RA

YO

N O

BS

ER

VE

en "

Pour conclure, près de 30 000 mesures du rayon solaire ont été faites sur le site de CALERN entre 1978 et 2006. Pour tenir compte d’un effet systématique lié à la distance zénithale les mesures visuelles ont été ramenées au zénith (sec z=1). L’écart observé entre les séries visuelles, ainsi corrigées, et CCD (mesures brutes) est stable, de l’ordre de 0’’.1. Il concourt à garantir la qualité et la stabilité des mesures visuelles. Cet écart peut aussi rendre compte des modes d’observations : Le rayon défini par le CCD , l’est à partir des points d’inflexion de la fonction d’étalement de l’image du bord solaire, ces points sont en retrait des régions de contraste probablement appréciées par les mesures visuelles; il peut en outre résulter des différences de sensibilités spectrales propres à chaque mode d’observation.

Depuis 2007 les mesures avec l’astrolabe solaire ou avec DORAYSOL ont cessé. Les mesures du rayon au sol à CALERN sont désormais conduites à partir de l’instrument SODISM II, pendant la mission du satellite PICARD.

COMPARAISON DES RESULTATS S.D.S. ET CALERN DATE RAYON ASTROLABE DUREE NBRE DU VOL SDS SOLAIRE MESURES Mesures visuelles ( F.L.)

(1) (2) (1-2)

30.09.92 959”.48 959”.48 +-0”.02 92-06 to 93-05 294 0”.00

26.09.94 959”.51 959”.54 0”.02 94-06 to 95-06 256 -0”.0301.10.95 959”.54 959”.56 0”.02 95-06 to 96-06 298 -0”.0210.10.96 959”.70 959”.59 0”.02 96-06 to 97-01 404 +0.”11

(1) Hight-Precision measurements of the solar diameter and oblateness by the solar disk sextant (SDS) Experiment. (Solar Physics (2006) 235:407-418, A.EGIDI and B.CACCIN, S.SOFIA, W.HEAPS, W. HOEGY and L. TWIGG). (2) Astrolabe Solaire de CALERN (Observatoire de la Côte d’azur France) Observateur : F. LACLARE _______________________________________________________________

La valeur moyenne du rayon observé à CALERN et ses variations sont encore l’objet de très nombreux points de vue, le plus souvent contradictoires, qu’il s’agisse des mesures visuelles ou CCD. Les raisons de ces désaccords tiennent le plus souvent à la diversité des instruments utilisés ou à leur conception, qui peut notablement différer, y compris pour un même type d’instrument tel que l’astrolabe solaire, et aussi aux périodes recouvrant les observations ou encore aux sites d’exploitation. De plus, en ce qui concerne les mesures visuelles une incertitude majeure résulte de l’appréciation personnelle liée à chaque observateur.

Seules, des mesures depuis l’espace (PICARD), par des techniques appropriées permettront de mieux définir les paramètres qui définissent la géométrie solaire et ses éventuelles variations. Dans cette attente, au nombre des mesures concomitantes aux nôtres, et qui sont sensiblement moins affectées par l’atmosphère, nous présentons ci-dessus les résultats obtenus depuis la stratosphère avec l’instrument SOLAR DISK SEXTANT (S.D.S).

959,1

959,2

959,3

959,4

959,5

959,6

959,7

959,8

2000 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000

RAYON MESURE A CALERNET FLUX DE NEUTRINOS A HOMESTAKE

(1975 - 1993)

Rayon mesuré(Groupes de 100 mesures)

Analyse du Flux(5 harmoniques. Unité arbitraire)

RA

YO

N O

BS

ER

VE

(en

")

JJ = 2440000 +

1978 1982 1986 1990 (Cubic spline)

-0",2

0,0

0,2

0,4

0,6

0",8

1984 1988 1992 1996

DERIVES DE FREQUENCE (Ehelle arbitraire) (RAYON-959".00)

RAYON SOLAIRE MESURE A CALERN ET MODES ACOUSTIQUES (1984 - 1996)

Si le rayon observé à CALERN présente certaines périodicités qui existent sur d’autres paramètres rendant compte de l’activité magnétique (Sunspot, Flux, Irradiance), plus troublantes sont les corrélations apparentes entre rayon et certains paramètres plus structuraux : C’est ainsi que le rayon apparaît très corrélé avec le flux de neutrinos observé à HOMESTAKE ou à partir de l’expérience GALLEX. L’analyse révèle également une forte anti-corrélation entre rayon solaire et dérives de fréquence de certains modes acoustiques observées à l’OBSERVATORIO DEL TEIDE (TENERIFE). Ces analyses devront être reprises avec l’amélioration des mesures, notamment celles faites depuis l’espace. Les variations du rayon observé en surface pourraient-elles être liées à la dynamique interne du Soleil ?

Ph.Delache et al. The Astropphysical Journal,407:801-805,1993Gavryusev V. et al. Astron.Astrophys.,286,305-308,1994

+0,00

0,10

0,20

0,30

0,40

0,50

0,60

+0,70

1975 1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010 2015

RAYON SOLAIRE OBSERVE A CALERNET TEMPERATURE DE LA TERRE

RAYON OBSERVE R = 959".00 = Y1978-1994 : 5037 mesures1995-2006 : 2128 mesures

AN

OM

ALI

E D

E T

EM

PE

RA

TUR

E(S

UR

LA

BA

SE

195

1-19

80)

en °

C

REF.: NASA GLOBAL TEMPERATURE INDEXGISS Surface Température analysis

NASA GLOBAL LAND-OCEAN TEMPERATURE INDEX

La géométrie du Soleil (et son rayon en particulier) serait-elle liée aux changements climatiques observés sur Terre ? Sans ajouter à toutes les controverses existantes sur le sujet, il convient pourtant de mentionner ce fait d’observation montrant un coefficient de corrélation positif de 0.56 entre rayon observé et la température « globale » entre 1978 et 2006 (Fig.1). Ces deux variables pourraient-elles être dépendantes ? ?Plusieurs bases de données (NASA,NOAA,HADLEY) révèlent un ralentissement de la hausse de la température depuis 9 à 10 ans. Les mesures du Rayon solaire à CALERN semblent corroborer également ce changement de tendance; le coefficient de la pente de la droite de régression des mesures du rayon décroit d’un facteur voisin de 3 à partir de 1995 (Fig.2).Bien entendu, la notion de température « globale » reste encore quelque peu incertaine et nos mesures du rayon solaire sont encore discutables, puisque observées depuis le sol. En outre, la durée couvrant les mesures demeure insuffisante, cependant . . . . affaire à suivre!

0,00

0,10

0,20

0,30

0,40

0,50

0,60

0,70

1975 1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010 2015

RAYON SOLAIRE OBSERVE A CALERNET TEMPERATURE GLOBALE

DE LA TERRE(1978 - 2006)

NASA GLOBAL LAND-OCEAN TEMPERATURE INDEX

RAYON OBSERVE A CALERN R=959".00 + Y

AN

OM

ALI

E D

E T

EM

PE

RA

TUR

ES

UR

LA

BA

SE

195

1-19

80en

°C

REF.: NASA GLOBAL TEMPERATURE INDEXGISS Surface Température analysis

Fig. 1 Fig. 2

959,00

959,20

959,40

959,60

959,80

960,00

4000 6000 8000 10000 12000 14000

DEMI-DIAMETRE OBSERVE A CALERNET

RAYONS COSMIQUES(1978 - 2006)

FLUX RAYONS COSMIQUES(Echelle arbitraire)

RAYON SOLAIRE OBSERVE A CALERN

RA

YO

N e

n "

1980 1990 2000 2010

J.J. =244 0000 + :959,00

959,20

959,40

959,60

959,80

960,00

1975 1980 1985 1990 1995 2000 2005 2010

MOYENNES ANNUELLES (1978 - 2006)FLUX COSMIQUE

SUNSPOT NUMBERSRAYON SOLAIRE

RAYON OBSERVE

FLUX COSMIQUE

SUNSPOT NUMBERS

RA

YO

N S

OL

AIR

E e

n "

(Echelles arbitraires)

Fig.3 Fig.4

H. Svensmark a avancé l’idée du rôle des rayons cosmiques, chargés électriquement, qui pourrait affecter la couche nuageuse et donc modifier l’énergie réfléchie vers l’espace et par conséquent le bilan énergétique de l’atmosphère dans son ensemble, donc le climat. Une expérience en cours (CLOUD) au C.E.R.N. est destinée à confirmer le lien éventuel entre le flux de rayons cosmiques et la couverture nuageuse.

Il existe une apparente corrélation entre rayon solaire et rayons cosmiques (r=0.40, Fig.3). Signalons que le flux de rayons cosmiques pourrait ne pas être sans rapport avec l’éventuelle corrélation entre rayon solaire et flux de neutrinos que nous avons mentionnée précédemment.

Notons que si l’activité magnétique ou le flux cosmique sont bien approximés par un lissage, on remarque au contraire une forme plus chaotique des moyennes annuelles du rayon solaire observé à CALERN (Fig.4).

CONCLUSION

Malgré les améliorations apportées à nos instruments au sol, par l’usage de capteurs du type CCD et par l’automatisation des mesures, l’atmosphère et ses instabilités limite de façon inéluctable la précision des observations. Seules les mesures depuis l’espace pourront répondre de manière plus rigoureuse aux questions concernant la figure géométrique du Soleil, son rayon et ses éventuelles variations mais à condition que le suivi des observations couvre de longues durées, voire plusieurs cycles. Cependant, ce type de « surveillance » n’incombe généralement pas aux expériences spatiales dont la durée de vie est brève, de l’ordre de quelques années. C’est donc au sol, par des mesures continues et calibrées sur les mesures spatiales que l’on doit conduire un tel programme. Pendant la mission PICARD le programme DORAYSOL devrait être poursuivi, parallèlement aux mesures de l’instrument SODISM II, pour que cette longue série d’observations du rayon solaire qui a duré plus de 30 ans, ne connaisse pas de discontinuités que l’on sait si préjudiciables aux analyses et donc aux résultats.

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CALERN ;1975-1978)C.R. Acad. Sci.Paris,Sér. II b, (1999), 645-652.L. Lakhal, A. Irbah, M. Bouzaria, J. Borgnino, F. Laclare, Ch. Delmas, Error due to atmospheric turbulence effects on solar diameter measurements performed

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CHRONOLOGIE DES PRINCIPALES PUBLICATIONS CONCERNANT LES MESURES DU RAYON SOLAIRE SUR LE SITE DE CALERN OBSERVATOIRE DE LA CÔTE D’AZUR