Spectroheliographe - observation du soleil

Que peut-on observer avec un SHG ?

Introduction

L'idée que le spectrohéliographe permet de former des images du Soleil a n'importe quelle longueur d'onde du spectre visible est tout a fait correcte, mais toutes ne présentent pas forcément un interêt. Il y a même assez peu de longueurs d'ondes qui montrent le Soleil sous un aspect différent de ce que l'on voit en lumière blanche.

Le continuum est émis par la photosphère et donne donc des images équivalentes a la lumière blanche.
Les raies d'absorption, en très grande majorité, sont produites très près de la photosphère et ne révèlent donc que peu de chose sur la structure de la chromosphère. Certaines pourront toutefois donner de précieuses informations sur les champs magnétiques ou les mouvements de matière a basse altitude.
Les raies qui se forment dans la chromosphère sont celles qui vont nous permettre d'explorer cette couche de plasma essentiellement modelée par les champs magnétiques. Les plus intenses sont celles de l'hydrogène alpha (C) et du calcium ionisé (H et K).
Les raies telluriques ne nous indiquent évidemment rien de particulier et sont même gênantes pour l'observation du spectre solaire.

On peut dire en première approximation (cf. rappels) que plus on rapproche le capteur du centre de la raie et plus on observe des couches élevées de la chromosphère. Inversement, en allant vers l'extremité des ailes d'une raie, on rejoint le niveau photosphérique. Ceci est a moduler selon la nature des structures observées. La densité, la température, la vitesse ne sont pas homogènes en tous points et il s'ensuit des renforcements, des éclaircissements ou des décalages dans la raie spectrale.
Il faut aussi tenir compte de la largeur de la bande passante du spectrohéliographe qui permet d'isoler plus ou moins correctement le coeur des raies spectrales. De cela dépend fortement le contraste ou et la mise en évidence des structures chromosphériques.

Quelques longueurs d'ondes interessantes

La raie Hα (656,28 nm)

Les images obtenues dans cette raie spectrale montrent la chromosphere supérieure, ou la densité de la matiere diminue et ou la pression magnétique domine la pression du gaz. Le plasma est "modelé" par les lignes du champ magnétique et en révele la structure. Les spicules, les protubérances et filaments, les "vortices", etc... sont autant de structures chromosphériques gouvernées par les champs magnétiques. A proximité de l'axe de la raie (0,03 nm), l'image du Soleil présente beaucoup de détails, notamment une granulation (4 a 5 ") qui change de structure a proximité des taches solaires en prenant l'aspect de tourbillons (Solar vortices). Les taches solaires sont encore bien visibles. Il s'agit la de la "couche moyenne" de l'hydrogene.

Au centre de la raie, on obtient l'image de la couche supérieure de l'hydrogene (1500km), caractérisée par les plages brillantes et les filaments sombres. La granulation et les solar vortices y sont beaucoup moins visibles. Meme les petites taches solaires semblent effacées. Au limbe solaire, les protubérances sont bien visibles mais la bande passante étroite peut limiter leur visibilité dans le cas ou elles ont des mouvements radiaux rapides (décalage spectral important). C'est a cette longueur d'onde que l'on observe le mieux les éruptions solaires ou "flares". On peut aussi, en masquant le disque solaire, mettre en évidence les protubérances et obtenir une image ressemblant a ce que donnerait un petit coronographe.
La raie K du calcium ionisé (393.37nm) Cette raie est vraiment tres large et complexe, présentant un profil a la fois en absorption et en émission. Elle provient de différents niveaux de la chromosphere. La partie émissive de cette raie reflete la température de la matiere et fait apparaître des régions brillantes, appelées "plages", que l'on remarque particulierement autour des taches solaires. On observe également des plages sans taches, qui peuvent etre le siege de l'apparition de nouvelles taches, ou marquer l'emplacement de taches disparues. D'autres points brillants marquent les contours des cellules de la supergranulation et forment le réseau chromosphérique. La raie H (396.85nm), également due au calcium ionisé fournit les memes images que sa soeur jumelle K.
Comme pour la raie de l'hydrogène, l'éloignement de l'axe donne l'image de la couche basse (500km), proche de la photosphère, avec des taches bien visibles et des plages faculaires qui apparaissent nettement. On parle ici de la composante K1 de la raie K. A proximité du centre de la raie (0,02 nm), le réseau chromosphérique apparaît nettement et les plages faculaires sont brillantes (émission propre) par rapport au reste du disque très sombre. C'est la composante dite K2. Le centre de la raie (composante K3) est caractérisé par une forte absorption révélant les filaments sombres et, comme dans le cas de la raie Hα, les protubérances en émission sur le limbe solaire. En fait, les images obtenues avec une bande passante de 0,05 nm ne peuvent pas donner une image K3 pure. On parle plutôt dans ce cas d'images K2,3. Il s'ensuit une moins bonne visibilité des filaments et des protubérances.
Les raies Hb, Hg et Hd de l'hydrogène (resp. 486.13, 434.05 et 410.18nm ) Les images obtenues dans ces trois raies de la série de Balmer montrent également les filaments et les protubérances mais de façon moins marquée. Elles font aussi apparaître des larges plages sombres autour des régions actives et un réseau chromosphérique sombre. Le contraste des détails s'éstompe beaucoup avec H-delta car la largeur de la raie est assez fine.
la raie "D3 de l'Hélium (587.56nm)
Cette raie spectrale est a l'origine de la découverte de l'élément Hélium dont le nom est dérivé de Helios. Elle est facilement visible en émission dans les protubérances, mais n'apparaît sur le disque que dans des conditions particulieres. On peut la repérer en absorption (très faible) au niveau des filaments denses et dans les plages. Elle peut aussi se manifester en émission au niveau des "flares" si la température avoisine les 20000 K et que la densité est suffisante.
IRT, le triplet infra-rouge du calcium ionisé (854nm) Les capteurs CCD permettent en général d'explorer le spectre un peu plus loin dans le rouge ou le violet que ne le permet l'oeil. Il existe dans l'infra-rouge 3 raies d'absorption liées au calcium ionisé. Ici, une comparaison entre les raies violette et infrarouge montre que les memes structures chromosphériques sont visibles avec un aspect similaire.
Images avec d'autres raies spectrales
Quelques essais ont été tentés avec d'autres raies (fer 404,6 nm, magnésium 518,4 nm) qui, bien qu'intenses, sont toutefois trop fines pour la bande passante de ce spectrohéliographe. Les images sont proches de ce que l'on peut observer en lumiere blanche, avec tout de meme un net renforcement des facules. L'image ci-contre est prise dans la raie du fer a 404,6 nm.

Exemples de phénomenes observables au SHG

Le terrain de jeu du spectrohéliographe est vaste. Il permet l'observation des structure visibles en lumieres blanche (taches solaires), Hα (filaments, protubérances, flares, plages) et Ca-K (facules, réseau chromosphérique) mais aussi l'observation des phénomenes physiques qui s'y rattachent (mouvements de la matiere, champs magnétiques, température...)

A titre d'exemple, l'image ci-dessous illustre une partie de ce qui est accessible au spectrohéliographe. Prise au centre de Hα, elle montre toute la variété des structures chromosphériques, en particulier un flare tres étendu. Des images prises de part et d'autre du coeur de Hα (verticalement) ou des spectres en divers endroits de la région active (horizontalement) permettent de mieux appréhender le phénomène.

Lire également la page "Spectres de taches solaires"