Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha

Introduction (I)

L'observation du Soleil en hydrogène alpha requiert des accessoires optiques tout différents de ceux qu'on utilise habituellement pour l'observer en lumière blanche. Cette technique utilise un filtre interférentiel particulier centré dans une étroite bande du spectre électromagnétique, ce qu'on appelle une "raie spectrale".

Pourquoi devons-nous utiliser cette technique ? L'explication se trouve dans la nature des éléments qui constituent le Soleil et son mode d'émission. Grâce à la spectroscopie nous savons que les différents éléments présents dans l'atmosphère du Soleil sont à l'état de gaz ou de plasma, dans un milieu porté à plusieurs milliers de degrés en surface. Dans le premier cas, les électrons constituant ces gaz sont excités par la chaleur et émettent des photons à certaines fréquences. Celles-ci sont matérialisées par des raies spectrales dont la position et l'intensité dans le sppectre dépendent de leur nature et de leurs propriétés chimiques (degré d'excitation, etc). Pour étudier certains états de l'hydrogène par exemple dont est essentiellement composé le Soleil, il faut isoler la raie d'émission ou d'absorption de cet élément et l'observer dans la lumière monochromatique dans laquelle il se manifeste. C'est le principe du spectroscope.

La plupart des photons issus de la photosphère sont absorbés quelques kilomètres plus haut et seuls subsistent les photons de la basse chromosphère. Les photons du spectre continu (sans raies sombres) sont émis par les couches les plus basses de la photosphère où leur rayonnement est le plus intense tandis que les raies d'absorption les plus fortes proviennent des couches plus élevées de la photosphère et de la chromosphère dont l'épaisseur est d'environ 2000 km comme on le voit sur le schéma ci-dessous. En choisissant judicieusement les raies d'absorption en fonction de leur intensité et la largeur de la bande passante on peut donc observer et étudier différents niveaux de l'atmosphère solaire et différents états d'excitation de l'hydrogène, de l'hélium, du calcium, du sodium et du fer notamment.

En appliquant ce principe et principalement grâce aux télescopes solaires mis en orbite (les satellites TRACE, Hinode, SOHO, SDO, etc.), ces dernières années les chercheurs ont découvert de nouveaux phénomènes solaires que nous allons décrire.

A gauche, modèle de l'atmosphère solaire décrivant les régions d'émissions et d'absorptions des principales raies spectrales en fonction de la température et de l'altitude au-dessus de la photosphère. Au centre, les altitudes au-dessus de la photosphère correspondantes aux raies de l'hydrogène alpha et du Ca II K. A droite, deux aspects de l'activité d'une tache solaire pratiquement vue de profil photographiée par le satellite Hinode. Au-dessus, son aspect très dynamique dans la chromosphère photographiée en UVE et en dessous, dans la photosphère située environ 1500 km plus bas photographiée en lumière blanche. Documents T.Lombry basé sur le modèle VAL IIIC de J.E.Vernazza et al. (1981), T.Lombry et Hinode.

Les instruments d'observation

Ainsi que nous l'avons expliqué dans l'article consacré au Soleil en lumière blanche, l'observation des détails chromosphériques et des protubérances solaires requiert l'utilisation d'instruments spéciaux. L'explication est liée à la nature de la lumière que nous observons ainsi que nous l'expliqué à propos de la couche renversante de la chromosphère. Trop de chaleur, une bande passante trop large à l'entrée de l'instrument et des lentilles frontales ou collimatrices de qualité médiocre (générant trop de diffusion) auront pour effet de disperser la lumière de l'hydrogène alpha (Hα) à 6562.8 Å et plus aucun détail chromosphérique ne pourra être observé; on ne verra qu'une image rouge-rubis du Soleil et une surface uniforme.

Plusieurs instruments permettent d'observer les raies d'absorption de la chromosphère :

- Le coronographe

- Le spectrohéliographe

- Le filtre interférentiel.

D'une conception très sophistiquée mais d'un usage très simple, ces dispositifs permettent d'observer l'excitation de la chromosphère et des protubérances solaires soit en lumière blanche dans le cas du coronographe soit en lumière monochromatique pour les autres dispositifs.

Le coronographe bien qu'il travaille en lumière blanche doit figurer dans cette liste car il permet d'observer les protubérances de la chromosphère. Un coronographe produit des éclipses artificielles en plaçant un disque occulteur devant l'image du Soleil. On l'utilise en général pour observer la couronne de façon continue. L'observatoire de haute altitude HAO de l'UCAR et l'Observatoire du Pic-du-Midi (OA) en ont fait l'une de leurs spécialités. Depuis le sol les coronographes ne peuvent observer que la partie interne de la couronne solaire en raison de la brillance du ciel d'où l'intérêt d'envoyer des coronographes dans l'espace où la couronne est visible jusqu'à plusieurs rayons du Soleil et sans interruption.

A gauche, le spectrohéliographe du télescope Snow du Mont Wilson photographié en 1905. On distingue les lentilles collimatrices et les imposants prismes. Cet instrument fut utilisé au foyer du télescope de 600 mm f/30 par George Ellery Hale, l'inventeur du spectrohéliographe et qui donna son nom au télescope de 5 m du Mont Palomar. Document des Observatories of the Carnegie Institution of Washington. Au centre, le coronographe de 400 mm de diamètre de l'Evan Solar Facility de la NOAO. A droite, un filtre interférentiel Daystar Quantum commercialisé en 2007. Ce modèle haut de gamme existe en différentes versions dont la demi-bande passante varie entre 0.3 et 0.8 Å. Lors de sa sortie, le modèle Daystar Quantum SE de 0.3 Å était proposé à 14000$. Il existe toutefois des modèles au quart du prix et des concurrents qui proposent des modèles beaucoup moins chers.

Le spectrohéliographe est une sorte de spectroscope amélioré. S'il est facile à construire - il s'agit que d'une chambre noire contenant un système de prismes, une optique collimatrice et une étroite fente à l'entrée et à la sortie - c'est un instrument très encombrant (~1 m de longueur) et assez lourd. Moyennant de petites modifications il permet également de réaliser des dopplergrammes afin de mesurer les différences de vitesses et donc d'analyser les mouvements des structures solaires.

Le filtre interférentiel à l'avantage d'être compact. Il s'agit d'un petit boîtier qui se fixe au foyer d'un télescope et derrière lequel on peut adapter une caméra CCD ou un appareil photographique. Revers de la médaille, c'est un accessoire relativement onéreux si on souhaite une demi-bande passante très étroite pour révéler tous les détails chromosphériques.

Comment fonctionne un filtre interférentiel ? Pour isoler correctement l'étroite raie de l'Hα de l'ensemble des rayonnements incidents, la technique consiste à exploiter le principe d'opposition de phase des rayonnements indésirables. On peut observer le Soleil dans la raie de l'Hα en utilisant un filtre à bande étroite ou à large bande. Le premier, limité à une demi-bande passante de 0.2 à 0.7 Å permet d'observer les structures chromosphériques les plus fines sur le disque solaire (les régions actives, l'espace intergranulaire, les fibrilles, les spicules, les éruptions, les filaments, les plages) mais on perd les détails des protubérances qui évoluent autour du limbe du Soleil.

A l'inverse, le filtre à large bande, en raison de sa demi-bande passante plus étendue comprise entre 0.7 et 30 Å permet d'observer les protubérances et ce de manière beaucoup plus contrastée mais on voit nettement moins bien les détails de la surface et plus aucun au-delà de 2 Å.

Que faire si on souhaite photographier les détails sur le disque en Hα et en même temps les protubérances visibles sur le limbe ? Généralement, si on utilise un filtre interférentiel Hα à bande étroite de 0.5 Å par exemple sans méthode particulière, le résultat sera décevant car en cherchant un compromis en adaptant la bande passante ou le temps d'exposition voire les deux, les images seront peu contrastées et peu détaillées. La solution idéale consiste à utiliser ce filtre interférentiel mais en réalisant deux photos : l'une en exposant correctement le disque pour révéler tous les détails chromosphériques (d'où l'intérêt d'une bande passante étroite) et la deuxième en surexposant le disque pour faire ressortir les protubérances. Ensuite, il suffit de combiner l'image du disque et celle des protubérances comme on le voit sur la photo couleur présentée ci-dessous à droite. Le résultat plus ou moins esthétique dépend des compétences du photographe en traitement d'image.

A gauche, honneur au pionnier avec cet ancien modèle de filtre interférentiel Daystar ATM de 0.75 Å installé sur le Celestron C8 de R.J. Poole. Ce filtre étalon situé entre la série University et T-scanner fut commercialisé entre 1976 et 2006. Il est muni d'un four fonctionnant nominalement à 42°C (et dans la fourchette de 40-50°C) contrôlé par un régulateur externe qui permet d'ajuster la bande passante et de la décaler jusqu'à 1 Å pour une différence de température interne de ~8°C. Cette température joue également sur le contraste de l'image. Ce modèle fut remplacé par le modèle Quantum PE. Au centre, une image composite du Soleil (disque + protubérances) prise par Ted Dobosz en juin 2015 au moyen d'une lunette Lunt LS80Tha (80 mm f/7) équipée d'un filtre interférentiel Lunt et d'une caméra CCD Image Source DMK41. L'image a été colorisée. A droite, un rare filament en forme de spirale photographié par Renzo Mengozzi le 20 août 2022 au moyen d'une lunette achromatique de 90 mm f/5.6 équipée d'un filtre Daystar Quark Chromosphere et d'une caméra CCD ASI 174MM. L'image a été colorisée. L'évènement s'est manifesté dans la région active AR 13078.

Une autre solution consiste à utiliser un filtre de Lyot qui exploite les propriétés optiques des cristaux ainsi qu'un ensemble de filtres polarisants et d'un revêtement antireflet pour éviter les réflexions parasites et garantir l'étroitesse de la bande passante.

En raison de sa conception, généralement car cela dépend des configurations optiques, un filtre interférentiel solaire utilise un filtre de réjection (ERF) pour réduire la chaleur dans le système optique induite par le rayonnement IR et bloquer le rayonnement UV qui peut rapidement détériorer les revêtements diélectriques. Ce filtre ERF dichroïque de couleur rouge et semi-réfléchissant est généralement fabriqué en verre BK7 taillé à λ/10 et présente une demi-bande passante de 120, 100 ou 45 nm selon les modèles. Les plus performants rejettent tous les rayonnements entre 230 ou 280 et 1500 nm à l'exception de la raie de l'hydrogène alpha. D'autres modèles tel le PST de Coronado exigent en plus des filtres UV et IR bloquants car leur filtre ne rejette pas suffisamment les rayonnements indésirables. En général les filtres ERF sont garantis 10 ans. Il existe des modèles pleine ouverture pour les petits instruments ou décentrés pour les instruments à partir de 180 mm de diamètre.

Chaque filtre interférentiel est configuré pour un rapport focal précis qui varie selon les constructeurs et les télescopes entre f/7 et environ f/30, le but étant que le faisceau lumineux incident soit le plus parallèle possible lorsqu'il atteint le filtre interférentiel et plusieurs configurations sont donc possibles pour atteindre ce but. C'est la raison pour laquelle en standard un filtre ERF de 127 mm seulement (centré ou excentré) équipe les télescopes de 300 ou 400 mm d'ouverture. En revanche, les filtres interférentiels peuvent être utilisés à pleine ouverte (d'ordinaire 44 mm au niveau oculaire), à condition évidemment de protéger l'optique avec un filtre ERF efficace.

Il existe toutefois d'autres configurations comme celle proposée en 2014 par la société d'optique AiryLab qui permettait d'utiliser des télescopes catadioptriques Celestron EdgeHD de 203 mm (C8), 235 mm (C9.25) et même de 280 mm (C11) pour observer et photographier le Soleil en Hα (et en lumière rouge à bande large) à pleine ouverture, une première mondiale. Malheureusement, AiryLab n'existe plus et personne n'a reprit la commercialisation de ce télescope solaire.

Pour mémoire, en quelques mots, comme on le voit ci-dessous à droite, AiryLab appliqua sur la lame de fermeture un traitement ERF d'une demi-bande passante de ~120 nm et mieux aplani que λ/4 et ajouta une lentille télécentrique 2.7x adaptée au télescope pour atteindre le rapport focal optimal de f/27.5 voire de f/35 si les conditions d'observation le permettent. Cette solution permet d'utiliser tous les étalons de Fabry-Perot du marché (Daystar, Coronado, Baader, etc.) sans obstruction jusqu’à un diamètre de 44 mm. Notons tout de même que le tube optique d'un Celestron C8 EdgeHD "HαT" revenait à 4800 € ttc (2017) plus filtre étalon, accessoires et monture, ceux-ci pouvant doubler voire même exploser le montant de la facture. Autant savoir.

A lire : Configurations optiques pour l'observation du Soleil, J.-F.Roudier

Trois parmi les meilleurs instruments de taille raisonnable équipés d'un filtre interférentiel pour observer le Soleil dans la raie de l'hydrogène alpha. A gauche, la lunette Lunt LS60THa de 64 mm f/10 équipée de son filtre étalon et d'un ERF B1200 (1999$). Au centre, la lunette Daystar Quark de 80 mm f/6 équipée d'un filtre interférentiel Quark Assembly (1750$ dont $1195 ou 1400 € pour le filtre interférentiel). A droite, la lunette Coronado (Meade) SolarMax II 60 mm (60 mm f/6.6 à 2259 € filtres compris). Elle remplace la série SolarMax.

Pour ceux qui cherchent une solution plus économique, étant donné l'étroitesse de la bande passante de la raie Hα, insistons que l'observation du Soleil en lumière monochromatique se contente d'une lunette achromatique (objectif à deux lentilles). Ces modèles sont légions et relativement bon marché, ce qui explique le nombre croissant de petites lunettes solaires sur le marché.

On reviendra brièvement sur les télescopes solaires dans l'article consacré au choix d'un télescope et en détails dans l'article suivant rédigé en anglais consacré au marché des télescopes solaires car comme on le constate, aujourd'hui l'amateur a l'embarras du choix.

A lire : The market of solar telescopes

Le marché des filtres et des instruments amateurs dédiés à l'observation du Soleil en Hα

L'effet de la turbulence

Il ne faut pas espérer utiliser des instruments de très grande ouverture pour observer le Soleil en hydrogène alpha. Le principal problème est la chaleur. Comme chacun le sait, le Soleil génère un phénomène de convection thermique dans notre atmosphère, réchauffant le sol et les bâtiments autour de nous. Dans ces conditions, la couche d'air à travers laquelle nous observons le Soleil devient turbulente, créant des fluctuations de température bien supérieure à 0.1°C. De plus sous l'effet de la chaleur, les miroirs et le tube du télescope vont également générer des turbulences.

Tous ces effets conjugés génèrent des trains d'ondes d'aberrations qui limitent la résolution pratique aux alentours de 1", que vous utilisiez un télescope de 100 mm ou de 400 mm d'ouverture. A la distance de la Terre, cela correspond à une résolution de 725 km sur le Soleil, valeur qui peut assez bien varier en fonction de la taille des pixels du capteur CCD et des systèmes de correction d'image.

A l'intention des heureux propriétaires de lunettes et de télescopes offrant un bien meilleur pouvoir séparateur (diamètre d'au moins 200 mm dont le pouvoir séparateur atteint au moins 0.7"), soulignons qu'en n'importe quel endroit, même sur un balcon exposé en plein Soleil depuis des heures, lorsque la turbulence retombe on peut atteindre un très faible niveau de turbulence équivalent à 0.8" voire même proche de 0.4" durant plusieurs secondes, ce qui vaut la peine d'être exploité pour réaliser des photographies. Mais pour cela, il faut mesurer la turbulence de l'atmosphère en temps réel et c'est ici qu'on comprend tout l'intérêt de disposer de l'analyseur de turbulence SSM brièvement détaillé dans le lien indiqué ci-dessous.

A lire : L'analyseur de turbulence SSM

Ou comment profiter d'une faible turbulence pour photographier le Soleil en haute résolution

Quelle résolution atteignent les télescopes solaires professionnels ? Exceptionnellement au Pic-du-Midi, en utilisant la grande lunette de 60 cm, à la fin des années 1950 les astrophysiciens Bernard Lyot et Jean Rösch ont obtenu une résolution photographique de 0.4" tandis qu'en 1978 Thierry Roudier et Richard Muller atteignirent 0.25" avec la lunette de 50 cm de diamètre "Jean Rösch" (coupole Tourelle) équipée d'un filtre à bande étroite. De nos jours les télescopes solaires de 1 à 2 m d'ouverture atteignent une résolution de 0.15-0.12", notamment grâce à l'utilisation de l'optique adaptative et d'une réduction du bruit de speckle comme on le voit ci-dessus avec une image de la région AR 10805 prise le 5 septembre 2005 au Big Bear Solar Observatory (voir aussi cette image où le pont lumineux est quasiment inexistant).

Résolution instrumentale

Rappelons que la résolution instrumentale dépend du diamètre de l'objectif de l'instrument mais également de la longueur d'onde de travail. Habituellement, les opticiens se réfèrent à une lumière verte de 550 nm pour définir les spécifications des optiques. Toutefois, en Hα la longueur d'onde de travail λ n'est plus verte mais rouge à 656.28 nm (0.000656 mm). Dans ces conditions, le pouvoir séparateur (PS) diminue également de quelques pourcents suivant la relation :

PS = 251643 * λ/D

Ainsi, si la résolution d'un instrument de 90 mm de diamètre est de 1.54" en lumière blanche, elle est de 1.83" en Hα. La différence n'est pas importante et est certainement invisible visuellement dans une atmosphère turbulente (dont le niveau de turbulence peut dépasser 4"), mais lors d'une accalmie une photographie peut l'enregistrer, et d'autant plus si plusieurs images sont combinées (compositage et empilement) pour améliorer la résolution des détails. Heureusement la tolérance de mise au point sera un peu plus élevée.

Ainsi qu'on le constate, dans des conditions normales d'observation, des instruments de plus de ~150 mm d'ouverture ne sont pas utiles pour observer le Soleil, à moins que vous ne soyez en altitude (> 500 m et idéalement > 2000 m).

Prochain chapitre

Les détails chromosphériques