SPECTROHELIOGRAMME DOPPLER
DOPPLER SPECTROHELIOGRAM
September 8, 2004 observation

Summary : Observations in the far wing of Ha line are used for track movement in the Sun atmosphere. Velocities are derived from Doppler spectroheliogram, iobtained by superposing the images at two wavelength, equally and oppositely spaced from the Ha line center. Typically we observe 1 - 1.5 A blueward and redward relative of the line center. A Doppler shift result in a difference in intensity at the two wavelength. If no motion is present, the line should be unshifted and the intensity of the wing should be equal. The setup is a 5-inch Takahashi refractor stopped down to 2-inch and the LHIRES2 spectrograph. Large amplitude velocities are noted at the level of an active area (80 km/s) and fast variation are also noted. The velocity signature is easily visible in direct manner onto AVI files (example is given).
 

Le disque solaire entier observé dans la lumière de la raie Ha. le 8 septembre 2004 - 12H15 TU. Il s'agit d'un assemblage de 5 balayages (ou scan) réalisés avec le spectrographe LHIRES2  et une lunette Takahashi de 128 mm diaphragmé à 50 mm.

Détail de la protubérance située au sud est. Cette image, colorée à posteriori, est la moyenne de 4 scans successifs réalisés dans le laps de temps le plus court possible. Date : 8 septembre 2004 à 12H34 TU. Cliquer ici pour télécharger un film AVI (taille 1 Mo - fortement comprimé par rapport à l'original) du transit de cette protubérance sur la fente du spectrographe

Détail de la zone active à 12H55 TU. Ce document est la moyenne de 5 scans successifs. La prise  de vue de chacun d'eux prend 55 secondes.

La même région mais en lumière "blanche" en sélection une zone du spectre en dehors de la raie Ha (à -7 angstroms de son centre).

Toujours l'image de photosphère, mais en augmentant fortement les contrastes pour mettre en évidence les plages faculaires. On notera que leur position et leur intensité n'est que partiellement corrélée avec les détails visibles dans l'image Ha.


Image réalisée dans l'aile bleue de Ha, à -0,3 angstrom du centre de cette raie. Moyenne de 5 balayages successifs. Les détails de la chromosphère sont moins contrastés qu'en visant le centre de la raie, mais la structure de cette image est plus sensible entre autre au mouvement radial du gaz.

Image similaire à la précédente, mais obtenue à partir de l'aile rouge de Ha, à +0,3 angstrom du centre . Il s'agit toujours d"une moyenne de 5 scans. A noter les différences d'aspect significatives avec le scan réalisé dans l'aile opposée..

La différence des deux clichés précédents. C'est l'image Doppler à 13H10 TU. Les parties claires sont des colonnes de gaz qui s'éloignent de l'observateur, c'est-à-dire qu'elles sont précipitées vers la photosphère. Les zones sombres, au contraire, s'approchent de l'observateur.

L'image Doppler a été ajouté à une image de la photosphère (scan situé à 2 angstroms du centre de la raie de l'hydrogène). Ceci permet de positionner les mouvements ascendant et descendant par rapport aux taches. On note que les mouvement gazeux les plus violant se produisent en périphérie des taches au moment de cette observation.

Les documents suivants montrent la même région observée un peu plus tard, à 13H17. On est frappé de voir que l'amplitude et la position des courants gazeux est bouleversée en un temps aussi bref. Ces images ont été calculé à partir d'un balayage unique d'une durée de 20 secondes.
 

La première image à gauche est réalisée en utilisant la partie de la raie Ha situé à 1 angstroms du centre en allant vers les courtes longueurs d'ondes. Pour la seconde image on utilise le point symétrique dans le bleu. L'image "C" est la différence des deux premières. Le gaz qui s'éloignent de l'observateur est représenté avec une teinte claire. Pour l'image suivant, on a ajouté au spectrohéliogramme Doppler une image de la photosphère dans le but de localiser les mouvements de matière dans le centre actif. La dernière vue est identique, mais en négatif. On remarque une région très dynamique dans le petit groupe de tache à gauche, qui était peu marquée 40 minutes plus tôt (voir les images grand-champ précédentes).
.

Même légende que ci-dessus, à ceci près que la distance au centre de la raie est de ±1,5 A. Seuls les mouvement les plus rapides sont ici mis évidence. En revanche, les détails chromosphériques ont quasi disparu, ce qui est normal vu l'éloignement par rapport au coeur de la raie rouge de l'hydrogène. La vitesse mesurée est de l'ordre de 80 km/s pour la zone blanche de l'image C (précipitation du gaz vers la photosphère.

Ces mouvements rapides dans l'atmosphère du Soleil sont facile à voir en direct, au moment de l'acquisition du film du spectre, ce qui est assez impressionnant. Les 5 images ci après ont été extraite du petite film AVI de 20 secondes qui à permis d'obtenir les images Doppler précédentes. L'image numéro 2 donne l'information de la ligne de rang 2 dans le spectrohéliogramme, l'image numéro 38 donne l'information de la ligne de rang 38 dans le spectrohéliogramme et ainsi de suite. Vous pouvez télécharger ce film AVI ici - taille 1 Mo (mais dans une version comprimée et donc de qualité dégradée car l'original pèse 100 Mo).
 

Retour