4.2 Difficultés de la mesure

Le Soleil étant une sphère gazeuse, sa projection sur le ciel est un disque dont l'intensité décroit du centre au bord ce qui a pour effet de rendre le bord solaire relativement flou. Ce phénomène, révélé de façon indiscutable par la première photographie du Soleil en 1845, est connu sous le nom de la fonction d'assombrissement centre-bord. Cet effet reflète l'existence d'un gradient de température dans l'atmosphère solaire. Le centre du disque solaire appara^t plus brillant, et donc plus chaud, que le bord : on ``voit'' en effet jusqu'à des couches plus profondes au centre du disque parce que l'on observe perpendiculairement à la surface du disque. Lors d'observations du limbe, la ligne de visée fait un angle important avec la direction perpendiculaire, et l'on voit par conséquent moins profondément à travers l'atmosphère solaire.

La fonction d'assombrissement peut s'écrire dans l'approximation d'Eddington :

où , étant l'angle que fait la ligne de visée avec la direction perpendiculaire au disque. Ce modèle est à peu près satisfaisant vers le centre du disque, mais fait de sérieux écarts avec les observations dès que l'on atteint le limbe. De plus, la fonction d'assombrissement observée dépend de la longueur d'onde. Il en résulte que le diamètre observé dépend lui aussi de la longueur d'onde (le diamètre observé aux longueurs d'onde radio est environ huit fois plus grand que celui observé à des longueurs d'onde du domaine visible). La méconnaissance de la fonction d'assombrissement induit aussi des incertitudes lors de la détermination du diamètre.

Le point d'inflexion de la courbe d'intensité observée détermine par convention le limbe c'est-à-dire le bord du Soleil. Mais le bord du disque est malheureusement rendu flou par la turbulence de l'atmosphère terrestre. La difficulté a été surmontée avec la FFTD ( Finite Fourier Transform Definition) proposée en 1975 par Hill et al..

Ainsi qu'on le verra plus loin, il existe d'autres méthodes pour définir le limbe. Différents instruments mesurant de façons différentes le bord du disque vont conduire à des résultats différents. C'est pourquoi il est important de parler de diamètre observé apparent, afin de le distinguer du diamètre vrai. Ce dernier serait la taille du disque solaire donné par une construction théorique du Soleil pour une certaine densité ou potentiel gravitationnel, à une longueur d'onde donnée. Le diamètre apparent est le résultat de mesures utilisant un instrument bien spécifique.

La détermination du diamètre peut se faire soit par l'intermédiaire de la mesure d'un angle trigonométrique entre deux bords opposés du Soleil soit par celle d'une durée suite à la rotation de la Terre (figure 4.1). Pour la mesure d'un angle, on peut citer les méthodes utilisant une visée directe du Soleil (Aristarque, 300 ans av. J.C) ou une projection de son image (Kepler, 1601), et celles faisant usage du micromètre (Gascoygne, 1640, amélioré par Auzout, 1729) ou de l'héliomètre (Bouguer, 1747). La mesure d'une durée se fait lors du passage du Soleil au méridien (Picard, 1666) ou à une hauteur quelconque au-dessus de l'horizon avec un astrolabe (Claude, 1900) ou encore lors du passage de planètes ou de la Lune devant le Soleil (Halley, 1715). Lorsqu'un instrument méridien est utilisé, le diamètre horizontal est déterminé par la durée qui s'écoule entre le passage du limbe ouest et celui du limbe est à travers des réticules. Ces instruments et méthodes sont présentés en détail dans la thèse de M. Toulmonde (1995) ainsi que dans un article de revue de Ribes et al. (1991).