Comment mesurer la rotation du Soleil grâce aux taches solaires

L’idée

Le Soleil ne reste pas immobile sous les structures visibles de sa surface. Il tourne, entraînant les taches solaires et les régions actives à travers le disque solaire. Si la même tache peut être reconnue sur des observations espacées de plusieurs jours, son déplacement devient un traceur naturel de cette rotation.

Cette expérience astronomique est particulièrement satisfaisante car la rotation n’est pas seulement un phénomène que l’on lit dans un livre : nous pouvons la voir se produire sur nos propres images.

Une observation réelle : région active 3792

J’ai photographié le Soleil le 20 août 2024 puis à nouveau trois jours plus tard, le 23 août 2024. La même région active — AR 3792 — peut être suivie tandis qu’elle se déplace sur le disque solaire.

Sa latitude a très peu changé, tandis que la longitude indiquée est passée de 20° est à 21° ouest. Le déplacement longitudinal simple entre ces deux valeurs est donc d’environ 41° en trois jours.

Calculer la période de rotation

Si un déplacement de 41° prend trois jours, on peut estimer le temps nécessaire à ce même taux de mouvement angulaire pour parcourir une rotation complète de 360°.

Notre estimation de 26,3 jours se situe dans la plage attendue pour la rotation solaire et est particulièrement encourageante puisqu’elle repose seulement sur deux observations séparées de trois jours.

Pourquoi le Soleil n’a-t-il pas une seule période de rotation ?

Le Soleil n’est pas un corps solide rigide. Une grande partie est constituée de plasma et les différentes latitudes solaires tournent à des vitesses différentes. Ce phénomène est appelé rotation différentielle. Les régions proches de l’équateur tournent plus vite que celles situées à des latitudes plus élevées.

Rotation solaire synodique et sidérale

Il existe une autre subtilité. Pendant que nous observons la rotation du Soleil, la Terre elle-même se déplace autour de celui-ci. La période déduite de la vue changeante depuis la Terre n’est donc pas exactement la même que la période de rotation du Soleil par rapport aux étoiles lointaines.

Pour aller plus loin : NASA — Le Soleil · NOAA — Space Weather Prediction Center

Comment reproduire vous-même l’expérience

L’expérience devient beaucoup plus robuste lorsque les observations sont réalisées de manière systématique. Un télescope intelligent comme le Seestar S50, utilisé dans sa configuration d’observation solaire sécurisée, facilite particulièrement les prises de vue répétées.

1. Observez le Soleil en toute sécurité.
   Utilisez un équipement adapté à l’observation solaire et obtenez une image nette montrant des taches solaires identifiables.
2. Choisissez une région active caractéristique.
   Sélectionnez une tache ou un groupe qui pourra être reconnu de manière fiable les jours suivants.
3. Répétez l’observation.
   Photographiez à nouveau le Soleil après un ou plusieurs jours en conservant une méthode aussi constante que possible.
4. Identifiez la même région.
   Comparez les images et déterminez comment sa longitude solaire a changé.
5. Calculez la vitesse angulaire.
   Divisez le changement de longitude mesuré par le temps écoulé afin d’obtenir des degrés par jour.
6. Estimez la période.
   Divisez 360° par la vitesse angulaire mesurée.

Vous pouvez en apprendre davantage sur le télescope et d’autres expériences quantitatives d’observation sur la page des expériences astronomiques avec le Seestar S50.

Améliorer la précision de l’expérience

Deux observations suffisent pour démontrer le principe, mais une meilleure expérience utiliserait plusieurs observations sur environ une semaine. Au lieu de calculer la période à partir d’une seule paire de positions, relevez la longitude de la région active à chaque observation.

Tracez la longitude en fonction du temps. La pente de la droite d’ajustement fournit une vitesse angulaire en degrés par jour. La période de rotation correspondante peut alors être estimée à partir de :

Répétez l’expérience avec des taches situées à différentes latitudes solaires et il devient possible d’étudier rotation différentielle directement plutôt que de mesurer simplement une seule période de rotation.

De l’astrophotographie à la mesure

La partie la plus intéressante de cet exercice n’est pas la valeur exacte obtenue à partir d’une paire d’images. C’est le fait qu’une observation solaire ordinaire puisse devenir une expérience d’astronomie quantitative.

Une séquence d’images nous permet de voir une étoile tourner, de calculer une vitesse angulaire et d’examiner pourquoi le résultat dépend de la latitude et de la manière dont la période de rotation est définie.