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astronomy
Magnétographie

 

Introduction

Sous l'action de champs magnétiques intenses, certaines raies spectrales peuvent présenter un dédoublement perceptible si le spectrographe a une dispersion importante. Il s'agit de l'effet Zeeman, illustré ci-dessous :

zeeman effect on sunspot

Ces composantes sont polarisées circulairement et de façon opposée. Si le champ magnétique sort de la photosphère, la composante bleue sera polarisée dans le sens des aiguilles d'une montre (CW*) et la composante rouge sera polarisée dans le sens opposé (CCW*). Inversement, si le champ magnétique plonge vers la photosphère, la composante bleue est polarisée CCW et la rouge CW.

A l'aide d'une lame 1/4 d'onde, on peut changer la polarisation circulaire en polarisation linéaire. Les 2 composantes sont alors polarisées l'une verticalement et l'autre horizontalement. Un polariseur linéaire permet, en le faisant tourner de 90° dans un sens ou dans l'autre, d'éliminer l'une ou l'autre des composantes. La solution de fixer le polariseur et de changer l'orientation de la lame 1/4 d'onde est équivalente. Voici une animation du phénomène enregistré au niveau d'une tache solaire :

et la différence des 2 images qui constituent l'animation :

On constate que l'écart à l'axe de la raie est maximal dans l'ombre de la tache, ce qui traduit un champ plus intense dans l'ombre de la tache que dans la pénombre. On peut aussi remarquer des déplacements plus faibles dans des zones "hors taches" qui peuvent être des plages par exemple.

 

Comment procéder ?

L'amplitude du dédoublement est faible, même pour les raies les plus magnéto-sensibles. Il faut donc être en mesure d'enregistrer une très fine bande passante du spectre à des positions très précises. Mon capteur CCD linéaire est constitué de photosites de 14µm de côté et son positionnement dans le spectre n'est pas très suffisamment précis. L'utilisation d'un capteur CCD 2D me semble plus appropriée pour cette application (voir la page spectrohéliographie et vidéo). Une webcam à capteur noir et blanc, avec des pixels de 5.6 µm me permet un échantillonnage à 0.025 Å par pixel (voire 0.0085 Å par pixel avec un reseau à 2880 tr/mm) et une détermination facile de la longueur d'onde de chaque colonne de pixels. Seule ombre au tableau, le champ de la caméra ne permettra pas d'imager le Soleil en entier.

L'optique du spectrohéliographe doit être complétée.

1 polariseur linéaire (en vert dans le schéma simplifié ci-dessous) est fixé juste avant la sortie vers la webcam. L'axe de polarisation est rendu parallele à l'axe de la fente d'entrée du spectro. 2 lames 1/4 d'onde (film plastique Edmund optics) sont montées à proximité de la fente d'entrée (en bleu, avec les 2 positions représentées) dans un support permettant leur insertion - une seule à la fois - dans le trajet optique. Les axes "rapide" des lames sont tournés de + ou - 45 ° par rapport à l'axe du polariseur linéaire.

Une fois la portion interessante du spectre cadrée (5250.2 Å, 6302.5 Å, etc), on peut lancer l'acquisition video en plaçant une lame 1/4 d'onde dans une des deux positions possibles et en laissant le dique solaire défiler sur la fente. On fait une deuxième acquisition de la même façon après avoir changé la lame 1/4 d'onde (rotation de 90°). Les films ainsi enregistrés vont permettre de produire les images monochromatiques de part et d'autre de la raie magnéto-sensible choisie.

Par convention, la polarité Nord magnétique est codée en clair et la polarité Sud en sombre. Différentes représentations existent, telles la bichromie blanc/noir des magnétogrammes de SoHO ou la palette colorée de ceux du Mount Wilson Observatory. Voici quelques images finales de magnétogrammes.

Le seuil de détection semble se situer entre 50 et 100 gauss en valeur absolue. En dessous, le bruit qui provient de la turbulence et des défauts de toute la chaine d'acquisition et de traitement rend toute quantification illusoire.

 

* CW = clock wise (sens des aiguilles d'une montre), CCW = counter clock wise (sens inverse des aiguilles)

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