Spectroheliographe - spectre des taches solaires

Le spectre des taches solaires

L'observation spectroscopique des taches solaires révèle des différences sensibles avec le spectre de la photosphère. Les causes sont multiples. Il était très tentant pour moi de faire un spectre de tache solaire et de le comparer avec le spectre de la photosphère avoisinante. La température d'une tache solaire, inférieure à celle de la photosphère, est une cause de modification de l'intensité relative des raies spectrales et peut-etre même faire apparaître des bandes moléculaires. Il s'agit donc de réaliser 2 spectres, l'un en plaçant la fente du spectro sur l'ombre d'une tache solaire et l'autre en plaçant la fente sur le disque non taché. Voici 2 essais, l'un à proximité du doublet du Sodium et le second près du triplet du Magnésium.

Quelques exemples de renforcements de raies dans les spectres de taches solaires sont repérées par un point rouge en dessous des spectres. D'autres raies peuvent être plus intenses dans les spectres photosphériques et sont marquées d'un point rouge au-dessus des spectres. La température, les champs magnétiques, les mouvements de la matière sont des facteurs qui contribuent à modifier le spectre solaire. Beaucoup de raies sont sans rapport avec le Soleil et ont pour origine notre atmosphère.

Cette autre image, prise avec une webcam, montre le renforcement de la raie Ti I (5426.26) dans l'ombre d'une tache solaire

Certaines raies spectrales sont particulièrement sensibles aux champs magnétiques et présentent un élargissement très net dans l'ombre des taches. Il s'agit en réalité d'un dédoublement des raies mais la résolution spectrale de mon spectro est souvent insuffisante pour le voir. En voici quelques exemples (z) sur la grosse tache de la région active NOAA 0330 du 09 avril 2003.

Autres raies sensibles aux champs magnétiques: Ces spectres ont été obtenus avec une webcam autour de 524.76 nm (5247.6 A) sur NOAA 0424 pour la première et autour de 522.55 nm (5225.5 A) sur une autre région active.

Observation de l'effet Evershed

Dans le cas de taches située vers le bord du disque solaire, on peut observer dans leur spectre un élargissement asymétrique de certaines raies. Plus précisément, on constate que l'élargissement se fait vers les courtes longueurs d'onde lorsque la fente du spectro est placée sur la pénombre dirigée vers le centre du disque solaire, et vers les grandes longueurs d'onde lorsque la fente du spectro est placée sur la pénombre dirigée vers le limbe.

Voici des spectres d'une tache proche du limbe solaire. La tache solaire affecte toutes les longueurs d'onde et apparait comme une bande noire horizontale. La pénombre est grise.

L'élargissement des raies solaires est bien marqué et l'asymétrie, assez facile à percevoir sur les images individuelles, est bien mise en évidence en faisant la différence des images 1 et 3. Le décalage vers les courtes longueurs d'onde à gauche (blue shift) est codé en clair tandis que le phénomène opposé (red shift) apparait en sombre.

Les décalages n'affectent que 4 raies d'origine solaire (3 raies du fer et une autres très diffuse non identifiée). Ces raies du fer sont produites à faible altitude dans la chromosphère et sont donc particulièrement sensibles aux mouvements de la matière à ce niveau.

Notez également, en dehors de la tache, l'aspect brisé des raies spectrales solaires par rapport à l'aspect plus lisse des raies atmosphériques. Les mouvements de convection en sont la cause et se traduisent par de petits décalages Doppler.

La dispersion est de 20.7 mA/pixel.
Cette observation porte sur les régions actives NOAA 0775 et 0776, le 14 juin 2005

Le fait que le décalage spectral n'apparaisse que lorsque les taches sont près du limbe solaire indique que l'angle d'observation des taches est un parametre essentiel. L'interpretation de ce phénomène fait encore une fois intervenir l'effet Doppler Fizeau :

Le plasma semble émaner de la partie centrale de la tache, l'ombre, et se répandre dans la pénombre, vers l'extérieur de la tache. Lorsque la tache est vue au centre du disque, le plasma ne présente que des vitesses tangentielles et le spectre ne révèle aucun décalage asymétrique. A l'inverse, au bord du disque solaire, du fait de l'angle d'observation différent, la vitesse du plasma a une composante radiale, c'est à dire sur la ligne de visée de l'observateur.

En plus des spectres, le spectrohéliographe permet d'obtenir des images monochromatiques à n'importe quelle longueur d'onde du spectre visible. On peut donc faire une image au centre d'une raie spectrale de longueur d'onde λo, ou à ± Δλ de l'axe de cette même raie.

Ici, 2 images prises simultanément à 0.124 A de part et d'autre de la raie du fer à 6301.5 A sont affichées en alternance.

L'ombre des taches ne montre pas de modification mais les pénombres sont très décalées. C'est dans cette zone que les mouvements de plasma sont les plus rapides.

La partie droite est une simulation illustrant l'orientation des 2 taches et leur proximité du limbe solaire.

La différence des images, comme pour les spectres, met beaucoup mieux en évidence les décalages Doppler. Les images ci-dessous sont obtenues par soustraction de spectrohéliogrammes λo-Δλ et λo+Δλ. Toutes les images sont obtenues simultanément. Les structures animées de vitesses radiales apparaissent alors comme un bas-relief et les taches solaires acquièrent soudain une certaine ressemblance avec des cratères lunaires.
De gauche à droite, Δλ = 31mA, 135 mA et 238 mA, ce qui correspond à peu près à des vitesses radiales de 1.5, 6.4 et 11.3 km/s

Il est intéressant de comparer l'aspect des taches et celui du reste du Soleil en fonction des vitesses radiales: Le plasma de la basse chromosphère semble bouger à des vitesses assez faibles, de 1 à 10 km/s, car il n'y a quasiment plus de détails (aspect en "peau d'orange') visibles sur la 3° image. A l'inverse, Les taches sont presque invisibles sur l'image de gauche. Le plasma se déplaçant dans les pénombres présente des vitesses se situant dans une gamme de valeurs un peu plus élevées.

La limite entre la vitesse du plasma des taches et celle du plasma environnant est très nette. Il semble démontré que la matière arrivant au bord de la pénombre plonge sous la photosphère (cf. KIS).

L'axe red-shift -> blue-shift n'est pas forcément dirigé exactement vers le centre du disque solaire. C'est particulièrement évident pour la tache supérieure.

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