next previous
Up: Méthode nouvelle pour

4. Les résultats

Les résultats présentés ont été obtenus au cours de deux campagnes d'observations effectuées au CERGA/OCA en 1996. L'astrolabe à prisme d'angle variable a d'abord été utilisé pour tester le montage optique et les programmes d'acquisition. Une première série de 388 mesures a été obtenue entre le 21 mai et le 10 juillet 1996. L'expérience a ensuite été montée sur l'astrolabe à prismes d'angles fixes avec lequel 129 mesures ont été faites entre le 16 Juillet et le 6 octobre 1996. Les tests statistiques et quelques incidents matériels ou météorologiques ont entraîné la suppression d'environ une trentaine de mesures. Sur le total des mesures, 517 d'entre-elles ont finalement été conservées.

4.1. Les demi-diamètres

L'examen des résultats obtenus à l'aide de deux instruments différents et par deux méthodes de mesure différentes (Fig. 2), montre en premier lieu la cohérence des résultats puisque ceux-ci sont tous compris dans l'intervalle  tex2html_wrap_inline1083 la valeur moyenne générale s'établissant à :

tex2html_wrap_inline1085, avec une dispersion des mesures de tex2html_wrap_inline1087. L'examen de la Fig. 2 (click here), montre cependant que les résultats et la dispersion des mesures changent légèrement avec l'instrument et la méthode d'observation. Le Tableau 1 donné en annexe confirme cette observation.

  figure270
Figure 2: Moyennes journalières du demi-diamètre solaire obtenues avec les astrolabes à CCD entre le 21 mai et le 10 octobre 1996

Dans la zone (V, F), (Fig. 2 (click here)) qui concerne les résultats obtenus par l'astrolabe équipé d'un prisme d'angle variable et de l'obturateur tournant, on obtient :

tex2html_wrap_inline1089, une dispersion tex2html_wrap_inline1091, et un total de 385 mesures.

Dans la zone suivante (S, F), les observations sont faites avec l'astrolabe solaire, à prismes d'angles fixes mais toujours avec l'obturateur tournant, et les résultats sont bien meilleurs puisque l'on a :

tex2html_wrap_inline1093, une dispersion tex2html_wrap_inline1095, et un total de 60 mesures.

Dans la dernière zone (S,C) les observations ont été encore réalisées sur l'astrolabe solaire, mais l'obturateur tournant est supprimé et les images CCD contiennent les images des deux bords solaires avec un recouvrement de celles-ci pendant une moitié du passage. On obtient :

tex2html_wrap_inline1097, une dispersion tex2html_wrap_inline1099, et un total de 67 mesures.

Les résultats, calculés à partir des valeurs individuelles et non des moyennes du Tableau 1, sont cohérents; on peut conclure que, pour une même méthode de mesure, l'astrolabe à prismes d'angles fixes (tex2html_wrap_inline1095) est plus précis que l'instrument à prisme d'angle variable (tex2html_wrap_inline1099), ce qui parait naturel si l'on considère la différence de stabilité intrinsèque des deux type de prismes. Le système à prisme d'angle variable à été primitivement construit pour permettre de tester rapidement et aisément les solutions instrumentales et informatiques, au cours des mises au point. La qualité surprenante des résultats a conduit à poursuivre les tests et à effectuer une mini-campagne d'observation dont les résultats sont d'une qualité à peine moindre que celle obtenue sur l'instrument à prismes d'angles fixes.

Les conclusions sont moins évidentes pour ce qui concerne l'observation sans obturateur tournant. Notons toutefois que le nombre de mesures faites avec ce procédé est relativement faible (67) et qu'il est peut-être prématuré de conclure. On doit tout de même signaler une possibilité d'erreur durant la partie de l'observation où les images se recouvrent. Les intensités mesurées dans ces conditions sont la somme de celles de chacune des deux images du Soleil présentes ensemble sur la CCD. Au voisinage du point d'inflexion de l'un des bords, l'autre bord présente une courbe d'intensité décroissante (si l'on se déplace du centre du Soleil vers le bord) dû à l'effet d'atténuation centre-bord bien connu sur les images solaires. Si donc, les variations d'intensité dues à cet effet peuvent être considérées comme linéaires, cela n'aura strictement aucun effet néfaste sur la position du zéro de la dérivée seconde pour le bord de l'autre image.

Les résultats d'observation montrent que le recouvrement des images introduit peut-être une déformation des bords du Soleil. Le nombre des observations est trop faible pour qu'une conclusion puisse être valablement tirée au sujet de ce mode de mesure. Une étude est en cours pour élaborer un modèle du bord solaire afin, si possible, de séparer les images ou, à tout le moins, d'avoir une idée de la grandeur de ces effets afin de les corriger. Toutefois, les observations de la dernière série (S, C) ont été effectuées dans des conditions limites. On sait que, placées en fin de la période des observations possibles, c'est-à-dire lorsque le Soleil n'est observable qu'à de grandes distances zénithales, la précision est moins bonne ; ceci en raison de problèmes accrus dans le calcul précis des corrections de réfraction. À noter aussi que la méthode d'acquisition était en cours de mise au point et que les portions de trajectoires suivies étaient dans ce cas moins étendues. Par ailleurs, la partie centrale des trajectoires observée au voisinage de l'instant du passage, n'a pas été prises en compte dans cette méthode d'observation, ce qui induit une légère perte d'informations.

 

DATEINSTR.tex2html_wrap_inline1105NB.MES.dtex2html_wrap_inline1109tex2html_wrap_inline1111
(a m j) (nm) (tex2html_wrap1195) (tex2html_wrap1195)(tex2html_wrap1195)
1996 05 21 V, F 850 7 959.52 tex2html_wrap_inline803 0.14 0.37
1996 05 24 V, F 850 14 959.33 tex2html_wrap_inline803 0.16 0.60
1996 05 29 V, F 850 30 959.40 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.35
1996 05 30 V, F 850 29 959.35 tex2html_wrap_inline803 0.05 0.27
1996 05 31 V, F 850 36 959.35 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.33
1996 06 01 V, F 850 11 959.25 tex2html_wrap_inline803 0.13 0.42
1996 06 06 V, F 850 36 959.22 tex2html_wrap_inline803 0.04 0.24
1996 06 07 V, F 850 20 959.33 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.29
1996 06 08 V, F 850 5 959.12 tex2html_wrap_inline803 0.11 0.25
1996 06 09 V, F 850 18 959.42 tex2html_wrap_inline803 0.07 0.31
1996 06 10 V, F 850 43 959.20 tex2html_wrap_inline803 0.04 0.29
1996 06 11 V, F 850 33 959.24 tex2html_wrap_inline803 0.05 0.26
1996 06 17 V, F 850 17 959.26 tex2html_wrap_inline803 0.08 0.34
1996 06 22 V, F 850 12 959.19 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.21
1996 06 23 V, F 850 26 959.37 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.29
1996 06 24 V, F 850 3 959.37 tex2html_wrap_inline803 0.17 0.30
1996 06 27 V, F 850 21 959.30 tex2html_wrap_inline803 0.08 0.39
1996 07 09 V, F 850 3 959.54 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.10
1996 07 10 V, F 850 21 959.43 tex2html_wrap_inline803 0.07 0.34
1996 07 16 S, F 550 10 959.40 tex2html_wrap_inline803 0.10 0.33
1996 07 23 S, F 550 11 959.25 tex2html_wrap_inline803 0.07 0.24
1996 07 24 S, F 550 3 959.35 tex2html_wrap_inline803 0.05 0.09
1996 07 26 S, F 550 3 959.33 tex2html_wrap_inline803 0.17 0.29
1996 07 29 S, F 550 9 959.35 tex2html_wrap_inline803 0.05 0.14
1996 07 31 S, F 550 9 959.33 tex2html_wrap_inline803 0.13 0.39
1996 08 01 S, F 550 14 959.43 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.21
1996 09 11 S, C 550 6 959.22 tex2html_wrap_inline803 0.09 0.22
1996 09 14 S, C 550 14 959.56 tex2html_wrap_inline803 0.06 0.24
1996 09 15 S, C 550 3 959.48 tex2html_wrap_inline803 0.22 0.39
1996 09 24 S, C 550 5 959.54 tex2html_wrap_inline803 0.10 0.23
1996 09 26 S, C 550 4 959.41 tex2html_wrap_inline803 0.13 0.25
1996 09 28 S, C 550 5 959.30 tex2html_wrap_inline803 0.16 0.35
1996 09 30 S, C 550 5 959.51 tex2html_wrap_inline803 0.09 0.20
1996 10 03 S, C 550 5 959.23 tex2html_wrap_inline803 0.18 0.40
1996 10 04 S, C 550 8 959.53 tex2html_wrap_inline803 0.12 0.33
1996 10 05 S, C 550 2 959.49 tex2html_wrap_inline803 0.17 0.23
1996 10 06 S, C 550 2 959.50 tex2html_wrap_inline803 0.16 0.23
Table 1: Campagne de mesures CCD 1996. Moyennes journalières

 

4.2. Comparaison avec d'autres résultats

Durant la même période d'observation, les mesures visuelles se poursuivaient, sur le même site et les mêmes instruments. L'analyse de ces mesures visuelles montre que le diamètre solaire est légèrement plus grand que celui obtenu par les mesures CCD, puisque, en moyenne le demi-diamètre trouvé est égal à 95948 tex2html_wrap_inline803 004.

À la même époque, une série d'observations visuelles du diamètre solaire a été effectuée à Malatya, en Turquie (Golbasi et al. 1997). L'instrument n'étant équipé que d'un seul prisme construit pour observer à 30tex2html_wrap_inline839 de distance zénithale, une seule mesure était obtenue pour chaque journée d'observation complète. Au cours d'une campagne de trois semaines, les valeurs successives des demi-diamètres sont comprises entre 95927 et 95971. La moyenne générale est de : tex2html_wrap_inline1205. La dispersion des mesures est de tex2html_wrap_inline1207 pour un total de 17 mesures.

Il apparait donc qu'un effet systématique existe entre les observations visuelles et CCD. Bien qu'apparemment très cohérentes, les mesures visuelles sont habituellement très dépendantes de l'observateur et des différences de l'ordre de 05 entre observateurs sont courantes. La coïncidence entre les résultats de Turquie et du CERGA est, compte tenu du petit nombre d'observations, très certainement fortuite.

Par expérience, nous avons noté une évolution identique des résultats, pour toute campagne de mesures visuelles du diamètre solaire et pour toutes les stations : les premiers résultats sont toujours différents de ceux obtenus simultanément à l'OCA/Calern pris comme référence. Puis, au cours du temps s'amorce une évolution des mesures dans le sens d'une convergence vers les résultats de l'OCA/Calern. La durée de cette évolution peut être comprise entre quelques mois -rarement moins- et une ou deux années. Il semble que l'observation du Soleil, très difficile il est vrai, nécessite de la part des observateurs un apprentissage plus long. Dans le cadre de cette hypothèse, le fait que finalement les résultats convergent est un indice positif pour ce qui concerne la qualité des instruments.

Une évolution instrumentale du même genre n'est d'ailleurs pas à exclure. Lors des modifications optiques nécessaires à l'observation solaire sont effectuées, un certain temps s'écoule avant que l'instrument ait pu retrouver son equilibre mécanique et optique. Nous avons pu constater ce phénomène en une seule et unique occasion lorsque, à Paris, sur l'astrolabe à pleine pupille, l'équerre optique a été remplacée par un nouveau prisme réflecteur identique à ceux utilisés pour l'observation du Soleil. Lors d'observations de groupes d'étoiles, une évolution temporelle de la distance zénithale a été mise en evidence et s'est poursuivie pendant quelques semaines pour disparaître complètement par la suite. Évolution de la matière du prisme ou apprentissage des observateurs ? La question n'est pas tranchée mais le phénomène est bien réel et heureusement finalement de peu d'importance.

Rappelons que de 1989 a 1995, les résultats des mesures visuelles du diamètre étaient en très bon accord avec ceux obtenus à partir du système d'acquisition analogique CCD. Dans ce dernier système, le mode de détection du point d'inflexion par le passage à zéro de la dérivée seconde sur chaque ligne du balayage diffère sensiblement de celui que nous utilisons en mode numérique, à savoir l'approximation de l'extremum de la dérivée première par la position du barycentre à son voisinage. Des effets systématiques ne sont à exclure d'aucune des deux methodes utilisées.

Le fait que la caméra CCD puisse être considérée comme un micromètre à deux dimensions, permet de disposer d'informations impossibles à obtenir autrement. Une série de recherches de cause d'erreurs possibles est en cours.


next previous
Up: Méthode nouvelle pour

Copyright by the European Southern Observatory (ESO)