Présentation du Labo Equipes Doctorants
Thèmes de Recherche Projets et Instruments Publications Observations et Données
ams : héliomètre



Figure : Lunette Jean Rösch de l'observatoire du Pic du Midi.

Description de l'instrument :

L'Héliomètre est monté au foyer du réfracteur de 50 cm de la coupole tourelle, dite Lunette Jean Rösch de l'Observatoire du  Pic du Midi, qui donne une image du Soleil de 60 mm de diamètre. L'héliomètre est constitué d'un caisson, portant les différents organes mécaniques et optiques, tournant autour d'un axe confondu avec l'axe optique de l'objectif primaire afin de mesurer le diamètre solaire à différentes latitudes. L'image finale du Soleil est projetée sur la fente précédant le récepteur, après passage sur un miroir tournant alternativement dans les deux sens. On obtient ainsi un profil de balayage sur lequel on relève la valeur du diamètre solaire comme distance entre les points d'inflexion correspondant aux deux limbes solaires opposés. La vitesse de balayage est de 3200 secondes d'arc par seconde de temps, de manière à figer la turbulence atmosphérique. Chaque balayage dure environ 200 ms.
L'échelle est fournie par une référence interne à l'héliomètre. A partir d'une fente-source rejetée à l'infini, un faisceau de lumière parallèle est divisé par un "prisme d'air" en deux deux faisceaux faisant entre eux un angle de 2°30. Ces faisceaux, refocalisés sur la fente de sortie, produisent deux "tops optiques" encadrant les deux limbes solaires diamétralement opposés lors du balayage.


Figure : Montage de l'héliomètre à balayage au foyer de la lunette de Jean Röshc de 50 cm à l'Observatoire du Pic du Midi.


:: haut ::

Analyse des mesures :

On peut acquérir jusqu'à 4 balayages par seconde dont on ne conserve que ceux qui se présentent dans la succession chronologique requise pour l'analyse, soit: 1er top, 1er limbe, 2ème limbe, 2ème top. L'acquisition se fait sur un PC équipé d'une carte appropriée. Une série de 44 balayages, représentant un point de mesure, prend environ 1 minute, temps de ré-écriture sur le disque dur compris. La visualisation de la séquence entière se fait en temps réel. Un programme "Limbes" a été écrit qui détermine, pour chaque balayage, la position du point d'inflexion et l'erreur. L'ensemble est transcrit dans un fichier dont cependant seule la valeur moyenne sera utilisée par la suite.

Figure : Exemple d'un balayage par l'héliomètre.


Pour être certain que l'on mesure un diamètre et non une corde, on procède à une série de six à huit balayages décalés entre eux d'environ 10 secondes d'arc dans la direction perpendiculaire au diamètre mesuré ("tranchages" ). La courbe donnant la variation de la distance entre limbes en fonction du décalage est pratiquement une parabole dont le sommet fournit la position du vrai diamètre et l'intervalle entre les limbes correspondants. Le programme "Parabole" calcule la parabole optimale entre les points trouvés, inscrit dans un fichier les valeurs trouvées et les erreurs correspondantes, et permet l'affichage sur l'écran pour contrôle. Restent alors les corrections de réfraction, de parallaxe diurne et de retrait du limbe, ce qui est fait par un programme "Calcul" .

Le déplacement du point d'inflexion en fonction de la résolution a été déterminé en convoluant un profil théorique du limbe solaire calculé par N. Mein à l'Observatoire de Meudon, avec des fonctions de Fried (gaussiennes). Le "retrait du limbe" peut alors être obtenu à partir de la largeur à mi-hauteur de l'image d'une source ponctuelle ou de tout autre paramètre équivalent de caractérisation de la qualité de l'image.

:: haut ::

Qualité des observations :

D'abondants balayages de qualités diverses - allant de bons à excellents - ont été effectués depuis que l'instrument est opérationnel, c'est-à-dire depuis Juillet 1993. A titre d’exemple, une campagne en Juin 1994 a permis d'obtenir des séries de balayages pour lesquels l'erreur sur l'abscisse du point d'inflexion se situe aux alentours de 0"014. C'est la précision requise pour discriminer entre les valeurs de l'aplatissement données dans la littérature. Ces balayages sont en cours de ré-analyse pour tenir compte de toutes les sources d’erreur possibles. Toutefois, les premières analyses des données obtenues en Juillet 1993, de très bonne qualité, ont fourni une estimation de l'aplatissement de (12.4 ± 3.4) 10-6. En septembre 1996, une nouvelle série de mesures a donné une estimation de ΔR = 8.9 ± 2.1 mas (entre Req et Rpol).

Mais la meilleure preuve de la qualité des observations réside dans la forte corrélation entre le seeing du site et les erreurs attachées aux mesures.


Figure : Erreurs sur la mesure du diamètre solaire (en arcsec) en fonction du seeing du site (paramètre R0 de Fried, en cm).


:: haut ::

Résultats :

Valeurs obtenues à l’Observatoire du Pic du Midi (en cours de réanalyse)

Les estimations du diamètre solaire retenues sont celles correspondant aux meilleurs jours d'observation (pour lesquels le paramètre de Fried, R0, est compris entre 8 et 20 cm environ). L'analyse des données montre une variation significative du diamètre solaire avec l’activité, non imputable aux erreurs de mesure. Les valeurs moyennes de la différence des rayons équatoriaux et polaires, ΔR=Req-Rpol, en 1993, 1994, 1995 et 1996 sont respectivement 16.6 ± 2.3, 9.5 ± 1.5, 5.5 ± 2.8 et 8.9 ± 2.1 mas. L'activité solaire S est relativement basse durant cette période. Une régression statistique conduit alors à une loi du type ΔR= 0.16 S + 6.5 mas, avec un coefficient de corrélation de 0.6, ce qui est satisfaisant compte tenu de la difficulté de ce type de mesure. L’erreur sur la pente est de ± 0.05 tandis que celle sur l’ordonnée à l’origine est de 2.3 mas.

La valeur observationnelle trouvée pour ΔR, sans activité magnétique est sans doute un peu faible (6.5 ± 2.3 mas), mais reste compatible avec la valeur théorique de 7.8 mas. Nous nous sommes demandé si une variabilité générale pouvait être suspectée de manière moins fortuite que celle annoncée par Dicke et al. (1985): (41.9 ± 3.3 mas) en 1966, (19.2 ± 1.4 mas) en 1983, (5.6 ± 1.3 mas) en 1984 et (14.6 ± 2.2 mas) en 1985; pour expliquer la dispersion, les auteurs écrivaient: "there is no reason known to us why the 1966 result should be defective (...) the quantity ΔR may vary with the 11.4 year period of the solar cycle as a sinusoidal fit the four solar oblatness points (...) the data at present only weakly support this hypothesis".

Des campagnes successives annuelles au Pic du Midi, sans interruption de 1996 à 2005, permettent de déterminer les coefficients d'asphericité, cn.

Les mesures du Pic du Midi ont pu être confrontées avec 30 ans d'observation du diamètre solaire au Mont wilson (USA). Le graphe ci-dessous illustre cette comparaison. L'accord est excellent, montrant un renflement équatorial et une zone de dépression à plus haute latitude.


Figure : Mesures du diamètre solaire au Pic du Midi (France), versus celles du Mont Wilson (USA).Les ordonnées, différentes, reflètent les questions de mesure absolue (Pic du Midi) ou semi-absolue (Mont Wilson) du diamètre solaire. Estimation des asphéricités à partir des mesures du Pic du Midi.


:: haut ::

Bibliographie :

Analyse temporelle des données du rayon solaire:

Lefebvre, S., Bertello, L., Ulrich, R.K., Boyden, J.E. et Rozelot, J.P.: 2004, "Solar radius measurements at Mount Wilson, SOHO 14/GONG 2004 Workshop, New Haven, ESA SP-559, p.532-535 and 2006, Sept. 10, Ap. J., 648

Badache-Damiani, C. et Rozelot, J.P.:
2006 "Solar apparent radius variability: a new statistical approach to astrolabe multi-site observations", Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 369, 83–88

Mesures à l'Héliomètre du Pic du Midi:

Rösch, J., Rozelot, J.P., Deslandes, H. et Desnoux, V.: 1996, Sol. Phys., 165, 1

Rozelot, J.P., Lefebvre, S. et Desnoux, V.: 2003, Sol. Phys., 217, 39