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astronomy
SCANNING DOPPLER

 

Introduction

L'enregistrement de la video du spectre pendant le défilement du Soleil permet de reconstituer une série de spectrohéliogrammes dont l'espacement en longueur d'onde est fonction de la dispersion et de l'espacement des pixels du capteur. cf. Spectrohéliographie_ et_ vidéo . Il est alors aisé de choisir une paire d'images symétriques par rapport à l'axe de Hα et de les soustraire pour faire apparaitre les décalages spectraux (un dopplergramme).

Pour des images en 256 niveaux de gris l'opération suivante

[image rouge] - [image bleue] + 127

donnera des "blueshift" clairs et des "redshift" foncés. s'il n'y a pas de décalage, la teinte résultante est grise. On peut répéter cet méthode à toutes les paires d'images depuis le centre de Hα sur une distance de quelques Angströms . Ceci donne une collections d'images montrant des décalages spectraux de plus en plus grands, donc des vitesses radiales de plus en plus grandes. L'assemblage de ces images en une animation permet une visualisation des vitesses radiales projetées sur le disque solaire

Observation du 18 septembre 2011

Les observations solaires ont commencé par une image au CCD linéaire en Hα.

La présence de nuages perturbait la prise régulière d'images mais autorisait l'examen visuel du spectre. Des décalages spectraux importants sont apparus (ci-contre) et j'ai alors mis en place la webcam. Quatre enregistrements ont été réalisés de 15:17 à 15:43 UT.

La reconstruction des spectrohéliogrammes à partir des spectres permet de localiser le phénomène sur le disque, à un endroit sans taches mais où se trouvent deux petits filaments. Ci-dessous, la superposition d'une image Ha de 14h58 UT et d'un spectrohéliogramme Hα-1A indiquant la zone active.

La gamme de vitesses est large et une seule image Doppler ne rend pas bien compte de la dynamique du phénomène. Je fais donc pour chaque enregistrement une série complète de dopplergrammes - c'est à dire pour tous les couples (Hα-x, Hα+x) - que j'assemble en séquence vidéo. Au final, chaque vidéo montre comment est distribuée la vitesse du plasma dans un intervalle de ±200km/s environ.

Evidemment, les spectres sont assez bruités et les raies spectrales qui sont au voisinage de Hα perturbent le calcul des dopplergrammes. Cela produit des stries, des assombrissements ou éclaircissements du fond, ainsi que des pseudo décalages spectraux. Une partie de ces défauts devraient pouvoir être atténués, sinon supprimés.


Enregistrement de 15h17m UT


Enregistrement de 15h26m UT


Enregistrement de 15h38m UT


Le 4ème enregistrement de 15h43 UT ne montre plus de déplacements radiaux dans cette zone.


Image CCD linéaire de 15h49m UT


On voit sur cette dernière image (hormis les nuages) qu'il ne reste presque plus rien des 2 filaments et que 2 "rubans" brillants sont apparus. Les 2 filaments ont été perturbés par un flare et se sont "envolés" en un peu plus d'une demi-heure , disparaissant ainsi à la vue des instruments centrés sur Hα. Les nuages ne m'ont pas permis de prolonger l'observation pour voir si les filaments se reformaient ou non.

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