La spectroscopie

écrit en collaboration avec Carey Fuller, Obs. solaire Culgoora (AU)

Le compositage RGB (II)

Une attention toute particulière doit être apportée à l'enregistrement des photographies monochromes. En effet, il faut veiller à ce que les conditions d'observation ne changent pas au cours des prises de vues (notamment la mise au point et l'évolution des structures solaires), au risque de détruire la qualité du compositage final.

A l'époque de la photographie numérique, nous ne nous attarderons pas sur les techniques de laboratoire argentique originellement utilisées. Précisons simplement que nos trois images N/B ont été converties en diapositives sur des plans-films de 4x5" avant de réaliser manuellement le compositage RGB par projection des trois images sous filtre W25 (R), W61 (V) et W47B (B). L'intensité du canal bleu a été de 100%, tandis que le canal vert et rouge ont été réduits de 30 à 50% pour équilibrer les couleurs. L'image couleur résultante fut ensuite rephotographiée (pose de 20 s) et numérisée.

Bien sûr à l'ère du numérique et des logiciels de traitement d'images, le compositage RGB est devenu beaucoup plus simple et beaucoup plus rapide.

Les 3 images monochromes de base sous filtres colorés B, V et R et l'image trichrome résultante.

Comme certains détails de la surface solaire peuvent demander une étude particulière, on pourra ajuster l'intensité individuelle des couleurs R, G, B de façon à leur donner une coloration déterminée. Avec des flocules équilibrées dans le blanc, les zones légèrement en-dehors des régions actives apparaîtront en magenta (rouge+bleu) car ces zones calmes ont relativement peu d'absorption dans le pic central (vert).

Mais nous pouvons aussi bien équilibrer ces zones plus calmes dans le gris neutre, ce qui rendra les flocules vertes.

Que découvrons-nous ?

- Les taches solaires : Les taches solaires observées en oblique présentent une émission rouge vers le limbe et une émission bleue vers le centre du disque. Cela signifie qu'elles sont animées d'un mouvement radial vers l'extérieur, vers la pénombre des taches. C'est l'effet Evershed : la matière sort de l'ombre poussée par le champ magnétique interne pour retomber à l'extérieur de la tache à une vitesse variant entre 1 et 2 km/s (cf. J.Evershed, 1909; J.H. Thomas, 1994; T.Rimmele et J.Marino, 2006).

- Les régions actives et les filaments : La plupart des filaments qui sont des protubérances vues sur le disque affichent des colorations propres à leur dynamisme. En particulier les régions actives vues en oblique affichent des couleurs chatoyantes résultant de la combinaison de phénomènes d'émissions et d'absorptions.

- Sur le limbe : Sur le limbe les images colorées des phénomènes dynamiques comme les protubérances éruptives et les arches sont observées en émission sur le fond du ciel.

Commentaires

En trichromie, étant donné que chaque canal peut être ajusté, il y a un compromis à trouver entre le contraste, la luminosité et la saturation des couleurs de l'image RGB, des facteurs qui vont influencer le rendu des structures solaires.

Les filtres à bande passante étroite, offrant une séparation des longueurs d'ondes très précise seront plus utiles pour étudier les structures solaires sont l'évolution est lente, tandis que les filtres ayant une bande passante de quelques angströms seront plus adapté pour observer les arches et les phénomènes éruptifs qui traversent rapidement la bande passante des filtres les plus sélectifs.

Enfin, un spectrohélioscope, et les modèles ne manquent pas, permettrait également d'obtenir des images composites couleurs et non seulement en Hα, mais également dans quantité d'autres raies spectrales brillantes. Des images tricolores en Hβ, Hγ, Ca-K ou du sodium sont possibles et pourraient offrir à l'amateur quelques révélations.