L'histoire du flux solaire à 10,7 cm
L'histoire du flux Solaire à 10,7 cm est intimement liée au début de la radioastronomie canadienne. Immédiatement après la Seconde guerre mondiale, Arthur Covington et ses collègues du Conseil national de la recherche à Ottawa ont utilisé des pièces de radar et du matériel de contrôle provenant des surplus de l'armée pour construire un radiotélescope. L'antenne était une paraboloïde de 1,2 m (4 pi) prise sur un radar de commandes de pointage de type IIIC, montée sur une monture prototype coulée pour un radar de modèle 268. En abaissant la monture pour que l'axe azimutal soit pointé vers l'étoile polaire, elle a été convertie en une monture polaire simple, qui a facilité de beaucoup la poursuite du Soleil. Le récepteur était celui d'un sélecteur Dicke utilisé pendant la guerre pour tester des mélangeurs à cristaux au silicium pour des applications radar. Le système radar fonctionnait à une fréquence de 2800 MHz, soit à une longueur d'onde de 10,7 cm.
L'instrument était dirigé vers divers objets célestes, dont Jupiter, la Voie lactée, les aurores boréales et le Soleil. Il n'était pas assez sensible pour capter les sources cosmiques sauf le Soleil. Cependant, au fil du temps, Covington et ses collègues se sont rendu compte de la variabilité de l'émission Solaire à une longueur d'onde de 10,7 cm. Il n'avait pas prévu cela. On pensait à cette époque que l'émission Solaire à des longueurs d'ondes de l'ordre du centimètre serait tout simplement une émission de corps noirs provenant d'une boule de gaz chaud. On s'est alors interrogé pour savoir s'il s'agissait d'une variation dans l'émission du disque intégral ou de la présence de sources variables plus petites sans doute associées à des régions actives et à des groupes de taches du soleil.
La mauvaise résolution angulaire du radiotélescope (de quelques degrés) empêchait de différencier ces deux possibilités. Cependant, une occasion de traiter ce problème s'est présentée e 23 novembre 1946, lorsqu'une éclipse du Soleil s'est produite dans la région d'Ottawa.
L'enregistrement réel de l'émission radioélectrique durant cette éclipse est présenté sur cette figure.
Les observations mettaient en évidence l'existence de fortes contributions à l'émission totale à 10,7 cm dans le voisinage des taches Solaires. L'enregistrement de l'éclipse montrait une forte chute de la puissance du signal après 11 h 40 heure locale lorsque la Lune recouvrait une grosse tache sur le disque Solaire.
Covington montra alors qu'il existait une corrélation entre le flux Solaire à 10,7 cm et les indices de l'activité Solaire,e comme le nombre de taches Solaires et la zone entière de taches Solaires. Les mesures ont un avantage sur ces indices en ce qu'elles sont entièrement objectives et peuvent être effectuées dans presque toutes les conditions climatiques. Puisque ce flux est en étroite corrélation avec l'activité magnétique, il est en étroite corrélation avec d'autres indices d'activité, et puisque l'activité magnétique module le rendement de l'énergie Solaire, le flux est en étroite corrélation avec le rayonnement du soleil.
L'émission qu'avait découverte Covington est connue maintenant sous le nom de variation lente du rayonnement Solaire ou composante S de l'émission Solaire. Il a été établi par la suite, au moyen d'observations et de données théoriques, que la meilleure longueur d'onde permettant d'observer cette composante de l'émission Solaire est d'environ de 10 cm. La décision de Covington d'effectuer ses observations à une longueur d'onde de 10,7 cm a été motivée par sa décision d'utiliser des composants de radar conçus pour fonctionner à cette longueur d'onde. Ce choix n'était absolument pas basé sur des considérations astronomiques et figure comme l'une des coïncidences les plus significatives en astronomie.
Le flux Solaire à 10,7 cm est actuellement l'un des meilleurs indices de l'activité Solaire que nous ayons actuellement. Il forme maintenant une base de données cohérente et ininterrompue renfermant des données sur plus de 50 années. Seul le dénombrement des taches Solaires couvre une période plus longue qui remonte au moins jusqu'au 17e siècle. Cependant, ces données sont soumises à des effets subjectifs d'observation et d'évaluation et sont affectées par le climat.
Entre 1946 et 1990, les mesures ont été effectuées dans la région d'Ottawa. En 1990, à la suite de la fermeture du dernier bon site d'observation de la région, le programme a été transféré à l'Observatoire fédéral de radioastrophysique, où il restera implanté dans l'avenir prévisible.