Les mesures

Un article récent de Laclare et al. (1996) fait le point sur l'instrument, les mesures visuelles et C.C.D. Je me contenterai donc de mentionner quelques points importants.

Rappelons qu'au départ, l'instrument était dédié à la mesure de l'origine de l'ascension droite. Les premières campagnes d'observations correspondantes sont présentées en 1977 (Chollet et Laclare 1977). Elles sont faites pour une distance zénithale unique de 30. Cela ne permet de couvrir que la période de mai à août pendant laquelle la déclinaison rend possible les observations à cette distance zénithale.
En 1980, une modification instrumentale permet d'obtenir le même jour des observations à deux distances zénithales supplémentaires (45 et 60). La période d'observation couvre alors neuf mois environ. En 1983 F. Laclare publie les mesures secondaires du diamètre. Il précise que bien que ce paramètre n'ait pas été à l'origine de leurs recherches, la précision obtenue sur les autres inconnues lors des différentes campagnes de mesures les a conduit à chercher si ce type d'observation pouvait contribuer à la définition du diamètre solaire. L'existence d'un terme périodique de 900 jours et d'environ 0,5" d'amplitude est décelée.

Entre 1983 et 1987, 7 autres prismes sont introduits. Les distances zénithales possibles pour l'observation sont alors de : 30, 34, 37,5, 41,5, 45, 49, 52,5, 56,5, 60, 65 et 70. Les observations à grandes distances zénithales permettent de couvrir la totalité du mouvement apparent du Soleil. Ces onze prismes permettent de faire des mesures toutes les 20 minutes. Entre 1978 et 1994, 5000 mesures visuelles ont été faites (les mesures entre 1975 et 1978 ne sont pas prises en compte, à cause de leur faible couverture temporelle), et 1000 mesures C.C.D. (à partir de 1989). La dispersion jour à jour des mesures visuelles est de 0,18" à 0,20" (sur 5 à 6 mesures) alors que celle des mesures C.C.D. est de 0,10" (sur 4 à 5 mesures).

La valeur moyenne du rayon déduite des observations C.C.D. est voisine de celle obtenue par les observations visuelles. L'observateur F. Laclare apprécie donc en moyenne le voisinage du point d'inflexion de la fonction d'étalement du bord solaire. La dispersion des mesures C.C.D. (0,24" à 0,28") est un peu plus faible que celle des mesures visuelles (0,3").

Les effets de la turbulence atmosphérique sur la détermination du diamètre ont été quantifiés par Irbah et al. (1994). Ils expriment la qualité des observations à partir de l'ondulation observée sur la détermination de la trajectoire des images directes et réfléchies. Le paramètre de Fried (r) est ainsi déterminé à partir des images C.C.D. Ce paramètre donne une idée des zones planes sur la surface de l'onde. L'erreur sur la diamètre de même que la dispersion des mesures diminuent lorsque le paramètre de Fried augmente. La valeur maximale de ce dernier est de 6 cm (quelques rares mesures ont été faites pour un r de 9 cm). Leur analyse statistique indique que l'erreur la plus faible sur le diamètre mesuré au plateau du Calern est de 0,26" (0,13" pour le semi-diamètre).

Les mesures faites à l'est et à l'ouest ne montrent pas de différence notable (Laclare et al. 1996) bien que les conditions atmosphériques ne soient pas les mêmes le matin et l'après-midi. L'échauffement de l'atmosphère est différent et donc les conditions du calcul de la réfraction le sont aussi. De plus la latitude héliographique du diamètre observé entre le matin et l'après-midi peut différer d'une dizaine de degré.

La valeur de l'écart au diamètre moyen est fonction de la distance zénithale. Il est de 0,05" pour des distances zénithales de l'ordre de 30, nul pour des distances zénithales voisines de 50 et égal à -0,05" vers 70. La variation est plus ou moins linéaire et F. Laclare conseille de ramener toutes les mesures à une distance zénithale de 50 environ avant toute analyse. Quant à la dispersion des mesures, elle augmente avec la distance zénithale c'est-à-dire lorsque l'observation est faite bas sur l'horizon. La dispersion varie entre 0,25" et 0,38" d'une façon non linéaire. Cette variation reflète le déplacement des points d'inflexion vers l'intérieur, ce qui arrive lorsque l'image du Soleil est déformée par la turbulence atmosphérique (Laclare et al. 1996).