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La planète Mercure et l’effet de la goutte noire
La planète Mercure
et l’effet de la goutte
noire, en fausses couleurs.
Toutes les photos
sont des auteurs,
sauf mention contraire.

LE PHÉNOMÈNE DE LA GOUTTE NOIRE LORS DU TRANSIT DE LA PLANÈTE MERCURE LE 9 MAI 2016

par Gilbert St-Onge, Richard Sauvé, et Michel Duval (Club d’Astronomie de Dorval [CDADFS])

Sommaire [afficher]

Introduction

Notre intérêt concernant le phénomène de la goutte noire remonte au début des années 2000. À l’époque, la planète Vénus est passée devant le disque du Soleil, le 8 juin 2004. Son dernier passage s’était produit plus d’un siècle auparavant, donc personne de vivant ne l’avait observé !

Il y avait alors beaucoup d’intérêt à tenter d’observer le passage même de la planète Vénus devant le Soleil, et aussi, bien sûr, à tenter de voir le phénomène de la goutte noire, qui aurait été rapporté pour la première fois en 1677, lors d’un transit de Mercure [1], et observé aussi par la suite lors des transits de la planète Vénus par des observateurs de ces époques. Ceux-ci avaient des instruments d’observation bien moins performants que nos télescopes modernes [NDLR : La question se posait alors quant à savoir si c’était une question de qualité de l’instrument].

Le phénomène s’observe juste après le deuxième contact, juste après l’entrée complète du disque de la planète devant le disque du Soleil, et aussi juste avant le troisième contact, avant le début de la sortie du disque de la planète. Il consiste en une région sombre apparente qui relie le disque de la planète au bord du disque du Soleil, et peut même créer une cavité sombre qui semble s’étendre jusque sur le ciel environnant le Soleil !

Il s’agit d’un phénomène optique de diffraction, qui est causé par l’instrumentation et les conditions d’observation limitant les qualités de détection de l’équipement.

Dans ce dossier, nous rapportons nos observations du phénomène de la goutte noire lors du passage de la planète Mercure du 9 mai 2016. Plusieurs aspects de la goutte noire ont été mesurés à cette occasion ; un article comparant en détail les mécanismes de formation des gouttes noires de Mercure et Vénus a d’ailleurs été soumis en aout 2016 pour publication dans le Journal de la Société Royale d’Astronomie du Canada.

Nos travaux concernant le passage de Mercure

Le transit de Mercure a eu lieu le lundi 9 mai 2016. Le diamètre de Mercure à ce moment était d’environ 12″. Nous avons pu voir des moments du passage à Montréal ; les nuages nous ont nui tout au long du passage.

Tableau 1 : Chronologie des évènements pour Montréal
ÉvènementHeure (HAE)Altitude du Soleil (°)Azimut du Soleil (°)
Lever du Soleil5 h 36 min065
Premier contact7 h 13 min 27 s1681
Deuxième contact7 h 16 min 39 s1781
Milieu du transit10 h 57 min 47 s54130
Troisième contact14 h 38 min 08 s54227
Dernier contact14 h 41 min 19 s54227

En résumé, plusieurs membres du CDADFS ont pu faire des images et photos de ce passage de Mercure devant le disque du Soleil. Le phénomène était souvent voilé ou complètement couvert par des nuages. Sur place, des images ont été capturées par (en ordre alphabétique) Luc Descoteaux, Benoit Genesse et sa fille, Jean-Marie Goyer, Richard Sauvé, Alex Stefanescu, et Yves Tremblay (ce dernier en Hα). Les images sont généralement très bien, malgré les mauvaises conditions.

Pour cette étude de la goutte noire de Mercure lors de ce transit, nous examinerons d’abord une série d’images à basse résolution, faites par Richard Sauvé, qui montrent le phénomène lors de la sortie du disque de Mercure de devant le disque du Soleil, soit le troisième contact et l’approche du quatrième contact, à environ 54° de hauteur dans le ciel.

Équipement de Richard Sauvé
Image GN‑1 : L’équipement utilisé par Richard Sauvé de Dorval.

Les images de Richard ont été faites à l’aide d’une caméra Nikon et d’une téléobjectif Topcon de 90 mm d’ouverture et 500 mm de focale à ƒ/5,6 et ƒ/8, muni d’un filtre solaire Baader AstroSolar Safety Film et d’un câble déclencheur à distance MC‑20A en mode manuel. La taille des pixels était de 6,1 micromètres carrés (6,1 µm × 6,1 µm), donnant une résolution de 2,5″ par pixel selon la formule :

R = 206 × ⌀pixel ÷ Fmm).

Les mesures sur les images de Richard Sauvé : Première série de mesures du disque de Mercure

Le flux environnant la planète Mercure sur le disque du Soleil peut être variable d’une image à l’autre. De plus, la couverture nuageuse variait devant le disque au moment des images, ce qui contribuait à la variation du flux. Le protocole utilisé pour les premières mesures du disque de Mercure, soit le compte de pixels à la main, est le suivant : là où se produit une baisse de flux sur le disque solaire environnant d’environ 10 au niveau de la planète, on peut considérer que le disque de Mercure incluant les halos extérieurs commence à cet endroit. Les mesures retenues ont donc cette position comme origine.

L’estimation de la taille apparente de Mercure

Mercure loin du bord
Image GN‑2. La planète Mercure loin du bord du disque solaire.
Sur cette image (#245), elle a une dimension
de L =  8 px, H = 8 px. Cliquer pour agrandir.

Sur cette première image, la planète est bien loin à l’intérieur du disque du Soleil ; elle n’est donc probablement pas encore influencée par le phénomène de goutte noire. Nous pouvons donc déduire que cette mesure de 8 × 8 pixels est l’image d’échantillonnage de base pour estimer la taille apparente de Mercure, incluant les anneaux [de diffraction, NDLR] tout autour. Devant le disque solaire, à cet endroit, le disque apparent de Mercure parait très grand sur cette image, soit environ 20″ !

Axes de mesure
Description des axes L et H utilisés pour effectuer les mesures.
Note : La boite mesure 8 × 8 pixels.

L = Axe des 𝔁, approximativement perpendiculaire au mouvement de Mercure et donc presque sur le plan de l’axe du bord du disque solaire.

H = Sur l’axe du mouvement de Mercure, axe des 𝔂 vers le ciel.

Direction = Mouvement de Mercure sur le ciel (le ciel est vert).

Tableau GN‑1.1 : Premières observations des images brutes — aucune réduction n’est appliquée ici
Image
HeureL (pixels)H (pixels)Morphologie (pixels)Commentaires
(descriptif visuel de Mercure et de la goutte noire)

245
14 h 268 p8 p8 × 8Mercure loin sur le disque solaire avant contact n° 3

254
14 h 376 p8 p6 × 8Couvert nuageux assez important.
GN bien visible ; elle semble courbée vers le sud (gauche). (Une cavité.)

255
14 h 376 p~9 p6 × 9Couvert nuageux.
GN à peine visible.

260
14 h 386 p8 p6 × 8Couvert nuageux assez important.
GN bien visible.

263
14 h 386 p9 p6 × 9L → (X = 2043 à 2049), H → (Y = 652 à 643).
La GN est inclinée vers la droite (environ vers le nord). (Quelques nuages.)

264
14 h 386 p~10 p6 × 10L → (X = 2062 à 2068), H → (Y = 641 à ~631).
GN semble plus droite (plus normale). Peu de nuages.

265
14 h 386 p~7 p6 × 7L → (X = 2084 à 2090), H → (Y = 624 à 617).
Pas beaucoup de nuages, très au foyer. GN perceptible, un peu inclinée vers le nord.
2666 p9 p6 × 9L → (X = 2009 à 2015), H → (Y = 633 à 624).
Le disque de Mercure traverse sur le ciel (nuages abondants). GN est une cavité sur le ciel.

267
14 h 386 p8 p6 × 8L → (X = 1940 à 1946), H → (Y = 627 à 619).
GN est une cavité sur le ciel. Multiples nuages.

Commentaires sur le Tableau GN‑1.1

La taille du disque de Mercure le 9 mai 2016 avec la fonction GSC du logiciel PRiSM [2] : Dans GSC pour environ 13 h HNE, la planète se trouve à 54° au dessus de l’horizon, la masse d’air est de 1,22, la taille du disque de Mercure est d’environ 12″. L’échantillonnage par pixel des images utilisées est donc d’environ 2″, en accord avec la mesure de l’axe L qui est d’environ 6 pixels, dans le Tableau GN‑1.1.

On note que pour le disque apparent, la largeur L du disque de Mercure semble se stabiliser à environ 6 pixels dès que la GN est détectée (images 254 et suivantes). La composante hauteur H, elle, semble s’allonger légèrement pendant le phénomène GN ; les mesures de H sont moins précises à cause du phénomène de GN, avant l’apparition de la cavité sur le ciel.

Note : Il semble d’intérêt de signaler que des images prises par le satellite Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA mettent en évidence l’importance de l’atmosphère solaire par rapport à la taille apparente de Mercure. On peut y constater que Mercure est d’une taille d’à peine 25 % de l’épaisseur de la chromosphère solaire détectée par SDO en lumière ultraviolette. (Voir la section Conclusion pour les détails.)

Tableau GN‑1.2 : Réductions de quelques images
(il s’agit principalement d’isophotes et de fausses couleurs…)
Image HeureCommentaire et discussion

245
14 h 26

Sur l’image 245, Mercure est loin à l’intérieur du disque du Soleil ; elle n’est probablement pas affectée par l’effet de la GN. Sur cette image, on constate que Mercure présente un disque complet et rond aussi loin de l’interface avec le disque du Soleil et le ciel.
Les isophotes sont codés par couleurs comme suit :
· Le vert est la surface du disque de Mercure (foncé à l’intérieur) ; pour le Soleil, le vert est au contraire l’anneau extérieur sur le ciel.
· Le jaune est le contour extérieur de Mercure ; pour le Soleil, c’est plutôt l’anneau intérieur entre le rouge qui recouvre le disque du Soleil et l’anneau vert près du ciel.
· Un anneau extérieur concentré bleu s’observe sur le ciel tout autour du Soleil.
· Et le ciel est bleu foncé qui entoure le disque du Soleil.


254
14 h 37

On constate déjà l’effet de la GN. L’anneau jaune de contour du disque de Mercure est ouvert sur le ciel, où il semble se connecter à l’anneau jaune intérieur du disque du Soleil. De plus, la région sombre de Mercure (en vert) semble déborder sur la région verte de l’anneau externe du Soleil, ce qui forme une cavité apparente entre le disque de Mercure et l’anneau externe vert du Soleil.
On remarque que la GN est inclinée sur la gauche par rapport à l’angle de déplacement de Mercure et au bord du disque du Soleil (donc inclinée vers le sud). Voir la section GN‑3.


255
14 h 37

Cette image est aussi à 14 h 37 HAE, tout juste après la précédente (254), mais elle semble un peu de meilleure résolution, avec moins de nuages.
Nous lui avons appliqué une réduction en isophotes, qui a permis de mettre en évidence la cavité qui s’est formée sur l’interface du disque du Soleil et du ciel, là où était Mercure. Pour celle-ci, le code de couleurs est différent : le disque sombre de Mercure est vert, ainsi que l’anneau extérieur du Soleil sur le ciel ; un anneau médian (entre les deux) est jaune, dont on peut voir tout le contour de Mercure même allongé sur l’axe de la GN ; et un anneau rouge extérieur au disque de Mercure est l’anneau intérieur pour le disque solaire.
On peut aussi voir l’inclinaison de la GN vers la gauche (sud). Voir la section GN‑3.


263
14 h 38

Cette image, prise à la minute suivante, nous révèle une GN importante, dont l’aspect est une cavité très large sur le ciel. La ligne jaune de contour du disque de Mercure y est complètement ouverte sur le ciel. Le disque vert de Mercure semble envahi par le ciel (qui est en bleu/mauve).
La pente de la cavité n’est pas la même : elle est maintenant vers le nord (à droite), et opposée à celle observée sur l’image précédente, qui était vers le sud (à gauche).
Au sud, on observe une pente raide et courte. Au nord, la pente est beaucoup moins raide et moins inclinée ; elle est donc beaucoup plus allongée.
Voir la section GN‑3.


267
14 h 38

Cette image, prise quelques secondes plus tard, confirme l’ampleur de la GN sous la forme d’une cavité importante sur l’interface du Soleil et du ciel.
La cavité montre des parois dont la pente est plus uniforme que sur l’image précédente.

Graphique GN‑2 : Une deuxième série de mesures du disque de Mercure (FWHM)

Image 245 : Mercure loin du bord du disque solaire

Largeur de Mercure

Hauteur de Mercure

Cette deuxième série de mesures est faite par des coupes photométriques sur deux axes, directement là où est le disque de Mercure. Le graphique GN‑2 ci-dessus permet de constater, sur la gauche, l’apparence du disque de Mercure sur l’image 245, alors que la planète est loin du bord du disque solaire. Puis suivent les deux graphiques de coupes photométriques tirés sur les deux axes (𝔁 et 𝔂) du disque de Mercure.

Ce type de graphique a été produit pour les neuf (9) séquences d’images détaillées dans le tableau précédent (GN‑1.1). Pour assurer une rigueur acceptable de ces nouvelles mesures, on mesure le FWHM, soit la pleine largeur à mi-hauteur (full width at half maximum) pour chaque mesure. Les échantillons sont sur les mêmes axes que la série de mesures précédentes dans le tableau GN‑1.1 et sur les mêmes images.

Les résultats sont produits dans le tableau GN‑2.1, ci-dessous.

Tableau GN‑2.1
ImagesFWHM‑L
(pixels)
FWHM‑H
(pixels)
« Morphologie » (P)Commentaires
2456 p6 p 6 × 6Mercure bien à l’intérieur loin du bord du disque solaire. (L et H ; graphiques en cloche, base large.)
2547 p> 7 p7 × > 7GN déjà bien détectée sur l’axe H (une cavité). Nous avons dû extrapoler en projetant une ligne sur l’axe de la base côté ciel.
(L ; graphique en cloche, base large.)
2556 pGN6 × GNGN trop importante. On peut détecter une légère remontée de la luminosité côté ciel à environ 6 pixels !
(L ; graphique en cloche, base large.)
2606 pGN6 × GNUne baisse dramatique de luminosité côté ciel.
(L ; graphique en cloche, base large.)
2635 pGN5 × GNCôté L, la courbe est devenue très affutée en son point le moins intense (la base) ! Une baisse dramatique de luminosité côté ciel.
264~ 5 pGN~ 5 × GN Côté L redevenu en forme de cloche aplatie et à base très large ?
Une baisse dramatique de luminosité côté ciel.
265~ 5 pGN~ 5 × GN Côté L redevenu en forme de cloche aplatie et à base très large ?
Une baisse dramatique de luminosité côté ciel.
2666 pGN6 × GNCôté L en forme de cloche à base très large ?
Une baisse dramatique de luminosité côté ciel.
2676 pGN6 × GN Côté L en forme de cloche à base inclinée, très large ?
Une baisse dramatique de luminosité côté ciel.
Notes :
L = Perpendiculaire au mouvement de Mercure, donc approximativement sur l’axe du bord du disque solaire.
H = Sur l’axe du mouvement de Mercure, vers le ciel.
FWHM = Pleine largeur à mi-hauteur

L’ensemble des graphiques utilisés pour cette deuxième série de mesures

Image de référence GN‑2.1

Notes :
L = Axe des (X) approximativement perpendiculaire au mouvement de Mercure, donc approximativement sur le plan de l’axe du bord du disque solaire.
H = Sur l’axe du mouvement de Mercure, axe (Y) qui est vers le ciel.
Direction = Mouvement de Mercure vers le ciel (le ciel est vert).

Pour normaliser ces mesures, nous avons pris deux mesures du bord du disque du Soleil à l’interface avec le ciel, loin de la position de Mercure et sur deux images différentes, soit une sur l’image 245 et l’autre sur l’image 264 (images GN‑2.12 ci-dessous).

Images GN‑2.12

Deux coupes du bord du disque Solaire (flux qui diminue sur le ciel, sans la présence de Mercure).


Image 245 → (axe H)

Image 264 → (axe H)

Commentaire sur les images GN‑2.12

Les deux graphiques ci-dessus sont des coupes sur l’axe H, qui a comme point de départ l’intérieur du disque du Soleil vers l’extérieur de celui-ci et même sur le ciel. On peut constater que la pente est très raide : en moins de 10 pixels, on passe du flux intense total du bord du disque solaire pour atteindre le flux beaucoup moins intense du niveau du ciel environnant.

Suit la série de graphiques de FWHM qui ont été effectués sur les images 254 à 267.

ImagesFWHM‑L (pixels)FWHM‑H (pixels)

Image 254, 14 h 37

Image 255, 14 h 37

Image 260, 14 h 38

Image 263, 14 h 38

Image 264, 14 h 38

Image 265, 14 h 38

Image 266, 14 h 38

Image 267, 14 h 38

Discussion sur les graphiques GN‑2.12

(L’ensemble des graphiques utilisés pour cette deuxième série de mesures.)

La série de graphiques GN‑2.1 permet de mettre en évidence l’évolution très rapide de l’effet de la GN. Dès l’image 260 (14 h 38), on perd toute trace mesurable du disque de Mercure sur l’axe H. Les images subséquentes nous révèlent plutôt un affaissement vers le ciel de l’axe H ; le disque de Mercure et celui du Soleil se perdent dans une cavité sombre qui rejoint le ciel. Dans ceux-ci, c’est le graphique 254 qui montre un premier affaissement du disque de Mercure vers le ciel : à droite sur le graphique, Mercure montre une taille d’environ 8 pixels, alors que sur l’autre axe (L), elle est d’une taille constante pour l’ensemble des graphiques, soit autour de 6 pixels. Puis, on peut voir que sur l’image suivante (255), l’effondrement de ce côté du disque de Mercure s’accentue : une ligne rouge interprète un prolongement de ces effondrements, et on voit bien que le disque apparent de Mercure s’agrandit sur cet axe H — il est d’environ 10 pixels en s’approchant de l’interface du disque du Soleil/ciel. Le graphique suivant (image 260) montre bien qu’il n’y a plus de trace du disque de Mercure de ce côté à ce moment là. Donc en l’espace d’environ une minute, le phénomène GN s’est complété ! Les images 254 et 255 ont été réalisées à 14 h 37 et l’image 260, à 14 h 38.

L’instrument utilisé n’est donc plus capable de résoudre le disque de Mercure. Plusieurs paramètres peuvent contribuer à limiter la capacité de l’instrument à résoudre le disque de Mercure à l’interface disque solaire / ciel. Il faut d’abord citer la contribution importante d’une instrumentation thermiquement instable ou dont la collimation optique est imparfaite. Même dans les meilleurs cas, les paramètres optiques d’un instrument sont limités, ce qui implique une limite de diffraction et donc de contraste qui deviennent insuffisants pour détecter Mercure sur l’axe H ; ainsi, on observe l’introduction de l’effet optique de la GN lorsque le disque de Mercure approche suffisamment du bord du disque du Soleil. Bien sûr, la mauvaise qualité du ciel (nuages, turbulence, masse d’air, pollution locale, etc.) contribue aussi à amplifier le phénomène GN.

Images GN‑2.2

Image GN‑2.2.1

(images normalisées)
Entre les images 254 et 260, on remarque que le côté du disque de Mercure (à gauche), à l’intérieur sur le Soleil, bouge à peine entre les trois images. Les lignes FWHM qui pointent vers le bas sur le graphique indiquent ces très faibles déplacements en moins d’une minute.
Pour cette même période, du côté opposé, vers l’extérieur du disque Solaire (à droite), on note un mouvement très notable, un affaissement apparent de ce côté du disque de Mercure vers le bas du graphique ! Les flèches sur la droite indiquent la séquence des lignes correspondantes pour chaque image.
La courbe notée 245 est la référence ; il s’agit de l’interface du disque solaire avec le ciel à l’état normal, sans planète ni tache solaire dominante.
(Cliquer pour agrandir.)

Image GN‑2.2.2

Sur ce graphique, on peut constater l’évolution lente du déplacement du disque de Mercure vers le ciel, qui se situe à droite de l’image 245. Les images 260, 263, 264, 265, et 266 ont été mesurées ici. Il s’agit de l’évolution de la planète en moins d’une minute à 14 h 38 min.
On remarque que, maintenant que la GN est dominante, les courbes sont très semblables ; il s’agit de pentes raides qui ont toutes la même trajectoire.

GN‑3 — Estimation de la qualité des images

Pour déterminer s’il y a des bougés significatifs dans les images, on utilise un couple de petites taches solaires d’apparence bien ponctuelle dont la surface est très uniforme et compacte. Celles-ci sont au centre du disque solaire et assez contrastées pour qu’on puisse les retracer facilement sur toutes les images. Le principal objectif de ces vérifications est d’essayer d’expliquer l’inclinaison nord-sud observée sur la GN de certaines images, principalement les images 254, 255, et 263.

Image GN‑3.1

Les deux taches solaires de références (AR 2543 A et B) sont utilisées pour déterminer la qualité des images. Leur forme est principalement ponctuelle et compacte. En les observant, il sera possible d’attribuer une valeur qualitative à chaque image de la série, en plus d’estimer la direction des bougés s’il y a lieu.

Tableau GN‑3.1 — AR 2543 A et B : les estimations de précision dans les images
ImagesTaille en pixels YTaille en pixels XRapportCommentaire
245-A54Image de référence, très nette et au foyer
245-B64Image de référence, très nette et au foyer
254-A57X = +2Plutôt floue. Semble étirée Est et Sud-Est et sud. Une petite pointe à ~200° (un bougé).
254-B75X et Y = +1
255-A48−1Y +4XB semble étirée Est-Ouest, bougé plus important
255-B84+2Y
260-A44−1YIl y a un bougé Est-Ouest et Nord-Sud, probablement le vent ?
260-B74+1Y
263-A45−1Y, +1XImage floue, pas au foyer. Taches très floues et larges. Probablement bougé en tous les sens.
263-B63+1Y, −1X
264-A33−2Y, −1XTrès faible signal et plutôt floue.
264-B35−2Y, +1X
265-A44−1YFloue et allongée vers l’Est (bougé).
265-B54
266-A33−2Y, −1XMontre un bougé vers l’ONO. Image floue et très faible signal (bougé).
266-B44−1Y
Images GN‑3.2 (les principales images sur lesquelles la GN est inclinée)

245 = Référence

254 (Est, Sud-Ouest)

255 (Est-Ouest)

263 (floue et large)

Les images de la série GN‑3.2 montrent l’aspect des taches AR 2543 A et B sur quelques images. Ces taches solaires sont utilisées pour estimer la précision à la prise des images. Les images 254, 255, et 263 présentées ici sont celles qui montrent la GN avec une inclinaison importante ; l’image 245 est l’image de référence avec un bon foyer et bien précise.

Discussion GN‑3.2

Cet exercice permet de constater que la plupart des images de cette série présentent des bougés et des situations de mise au foyer déficientes, et même des temps d’intégration insuffisants pour quelques images.

Il faut citer les conditions météorologiques de cette journée du 9 mai 2016, qui étaient difficiles pour l’observation du passage de Mercure ; n’eut été de la vigilance de Richard Sauvé, nous n’aurions eu aucune image de la GN du passage de Mercure en provenance du groupe de Dorval !.

Le 9 mai 2016, il y a eu des passages nuageux importants toute la journée, ce qui peut expliquer le manque de signal et la mise au point déficiente pour certaines images où le Soleil était à peine visible ! En plus, il y a eu du vent important tout au long de l’évènement, ce qui explique les bougés détectés sur plusieurs images.

GN‑4 — Discussion préconclusion

Tableau GN‑1.1 — Premières observations sur les images brutes : Cette série de mesures nous renseigne concernant les observations visuelles, même celles d’images DTC (CCD). On peut conclure que la GN est bien visible sur celles-ci, et qu’elle semble influer sur la taille et la forme apparente de la planète, même sur son axe perpendiculaire à la GN. Le disque apparent de la planète passe de 8 pixels à 6 pixels sur cet axe (L) dès son approche de l’interface avec le Soleil/ciel. L’autre axe (H) semble garder une taille d’environ 8 pixels et plus (GN). Des images nous montrent une GN qui est inclinée parfois vers le sud et parfois vers le nord ; il semble s’agir d’un bougé de l’instrument à la prise des images.

Tableau GN‑2.1 — Largeur à mi-hauteur (FWHM) : Cette séquence de mesures est prise à mi-hauteur et permet de constater que la taille du disque de Mercure est bien constante (aux alentours de 6 pixels) sur l’axe L avec cette méthode. La méthode FWHM met en évidence une estimation de l’axe L très semblable à celle de la méthode en GN‑1.1, qui inclut les halos de diffraction plus importants sur les images en isophotes. Ces halos sont décrits dans l’article « The Black-Drop Effect During the Transit of Venus on June 8, 2004 » de Michel DUVAL, André GENDRON, Gilbert ST‑ONGE et Gilles GUIGNIER, paru dans le Journal de la Société Royale d’Astronomie du Canada, Vol. 99, N° 5 (octobre 2005), p. 170–176 (consulter sur ADSABS).

Contraste déficient : Il semble de plus en plus évident que certaines régions des images sont perdues sous les niveaux de résolution et de contraste insuffisants. Les instruments utilisés et les conditions d’observation de la journée n’étaient pas assez bons pour résoudre ces petites régions de faible contraste qui se retrouvent dans ces halos autour des disques du Soleil et de la planète, donc ceux-ci s’assombrissent et favorisent l’apparition de l’effet observé de la GN. Des explications à ce sujet sont développées dans le document « Détermination de la fréquence de coupure et de la fonction de transfert de modulation » par André GENDRON et Guilles GUIGNIER, ainsi que « Détermination du point-spread function (PSF) » par Gilbert ST‑ONGE et Lorraine MORIN, que l’on peut trouver dans le grand dossier « Le transit de Vénus devant le Soleil, le matin du 8 juin 2004 », par une équipe du CDADFS.

SDO : Il y a peut-être aussi une contribution de la chromosphère du Soleil, qui est peut-être faiblement détectée sur les images dans le visible. Des images faites par le satellite Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA mettent en évidence l’importance de l’atmosphère solaire par rapport à la taille apparente de Mercure. On peut constater que Mercure est d’une taille d’à peine 25 % de l’épaisseur de la chromosphère solaire détectée par SDO. Donc, on peut voir Mercure devant l’atmosphère du Soleil bien avant qu’elle ne soit détectée devant le disque visible du Soleil ! Une vidéo de SDO est disponible sur le Web. Peut-on penser que les halos qui sont observés en visible autour du Soleil sur le ciel puissent correspondre en partie à cette atmosphère (chromosphère) solaire, telle qu’elle peut être détectée dans le domaine visible par les matrices CCD modernes, de façon indirecte ? Cette région est peut être mise en évidence par une occultation lors du passage des planètes Mercure ou Vénus devant celle-ci. Le phénomène de la goutte noire pourrait-il possiblement être influencé par la manifestation dans le domaine du visible de la chromosphère solaire lors d’un passage de ces planètes devant celle-ci ?

Conclusions

On peut donc conclure que la GN observée lors du passage de Mercure du 9 mai 2016 a comme origine le même type de mécanisme que la GN observée en 2004 et 2012 lors des passages de la planète Vénus. On peut trouver les articles de notre groupe (CDADFS) concernant les passages de Vénus 2004 et 2012 sur le site SAO/NASA Astrophysics Data System.

En résumé, la GN est causée par des halos de faible densité qui s’observent tout autour des disques apparents des planètes Mercure et Vénus, ainsi qu’autour du disque du Soleil. Ceux-ci sont dus aux propriétés optiques imparfaites des instruments utilisés pour l’observation.

Ces halos favorisent l’apparition du phénomène GN. Ils sont causés par la déficience des instruments, qui n’ont pas la capacité de résoudre les contrastes dans les images au niveau de ces halos, comme discuté plus haut à la section GN‑4, au troisième paragraphe « Contraste déficient ».

La planète Mercure est très petite au moment du transit : elle mesurait environ 12″ de diamètre, et son image a été reproduite par très peu de pixels. En plus, l’échantillonnage de chaque pixel était élevé, de l’ordre de 2,5″ environ par pixel. On observe que certains de ces halos ont des surfaces discontinues. Ces conditions extrêmes ont pu favoriser des variations d’intensité entre certains pixels d’un même halo, particulièrement pour des régions de si petites surfaces, dont les contrastes sont si faibles qu’ils sont à la limite de détection, comme tout autour du petit disque de Mercure, ce qui peut produire les anneaux discontinus tel qu’observés.

On a donc pu détecter la GN à l’approche du troisième contact sur les images. La GN de Mercure y occupe une grande surface ; elle y est mince et longue par rapport au petit diamètre apparent du disque de la planète. Si on compare à nos observations de la GN de Vénus (2004 et 2012), on constate que pour Mercure, l’effet de la goutte noire semble occuper une surface plus importante par rapport à la taille du disque apparent de la petite planète sur les images.

De plus, un article comparant en détail les mécanismes de formation des gouttes noires de Mercure et Vénus a été soumis en aout 2016 pour publication dans le Journal de la Société Royale d’Astronomie du Canada.

Références et lectures additionnelles

1.   JAVAUX, Gilbert. « La "Goutte Noire" ». PGJ Astronomie.

2.   CAVADORE, Cyril. Logiciel Prism (ou site pour l’Amérique). Nous avons utilisé la version 6.00.133.

3.   DUVAL, Michel, et autres. « Size of the Black-Drop Effect versus Telescope Resolution During the 2004 and 2012 Transits of Venus ». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 106, N° 6 (décembre 2012), p. 227–229.

4.   NASA’s Goddard Space Flight Center et Genna DUBERSTEIN, musique de Mark Petrie. « A Mercury Transit Music Video from SDO ». Astronomy Picture of the Day, 11 mai 2016.

5.   Wikipédia. « Largeur à mi-hauteur ».

6.   DUVAL, Michel, André GENDRON, Gilbert ST‑ONGE, et Gilles GUIGNIER. « The Black-Drop Effect During the Transit of Venus on June 8, 2004 ». Journal de la Société Royale d’Astronomie du Canada, Vol. 99, N° 5 (octobre 2005), p. 170–176.

7.   GENDRON, André et Gilles GUIGNIER. « Détermination de la fréquence de coupure et de la fonction de transfert de modulation », 8e partie de Le transit de Vénus devant le Soleil le matin du 8 juin 2004, sur « Les saisons du ciel » par le CDADFS.



 

 

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