Pour obtenir le spectreSpectre :
Etalement des différentes composantes colorées (encore appelées fréquences ou longueurs d'onde) d'un faisceau lumineux. Un exemple naturel bien connu est l'arc-en-ciel. d'une source lumineuse, on utilise soit le phénomène de réfraction à l'aide d'un prisme de verre, soit le phénomène de diffraction à l'aide d'un réseauRéseau :
Pièce optique constituée d'un miroir plan gravé de nombreuses raies rectilignes, parallèles et équidistantes. Un réseau est destiné à produire un spectre lumineux par diffraction. On utilise couramment des réseaux à 300, 600 ou 1200 traits par millimètre (t/mm). Il existe aussi des réseaux sur des miroirs concaves ou à transmission.. D'une façon générale, on pourra parler de disperseur.

1. On forme un spectre à partir de l'image complète: on obtient une bande colorée dont les couleurs nous sont familières mais sans aucun détail
   
   
2. Plaçons maintenant une fente très fine devant l'image solaire. Si la mise au point est faite sur cette fente, le spectre montre alors un grand nombre de raies plus ou moins sombres. Le spectre peut alors être considéré comme la juxtaposition d'une multitude d'images colorées de la fente d'entrée. On constate que pour certaines couleurs, ces images ont une intensité lumineuse très faible par rapport au reste du spectre. Certaines longueurs d'onde sont absorbées.
   
   
3. Si l'image du Soleil et la fente d'entrée du spectroscope sont dans le même plan, correctement mises au point, on peut alors percevoir des détails dans cette fine tranche de Soleil. Une tache solaire - sombre en lumière totale - apparaîtra comme une ligne sombre le long du spectre mais des structures gazeuses invisibles normalement, comme des protubérances, ne se montreront que pour quelques longueurs d'onde bien précises.

Schéma d'un spectroscope à fente

Un spectroscope est essentiellement composé de:

• un collecteur de lumière (O1) fournissant une image réelle (S) de l'objet à étudier, en l'occurrence le Soleil
• une fente d'entrée (Fe) destinée à sélectionner une portion quasi-linéaire de l'image
• une optique collimatrice (O2) permettant de rendre parallèle le faisceau issu de la fente d'entrée
• un disperseur (R)
• un objectif de chambre (O3) dont le but est de former l'image réelle du faisceau dispersé ( le spectre )
• un système d'observation ( spectroscopie ) ou d'enregistrement ( spectrographie ) placé au foyer de l'objectif de chambre.

Utilisation du capteur CCD linéaire en spectroscopie

L'enregistrement électronique du profil photométrique du spectre solaire est très aisé à faire avec ce type de capteur. Une fois positionné dans le sens du spectre, chaque photosite reçoit une certaine quantité de lumière et la traduit en tension électrique.

(Voir la page SHG pour plus de détails sur les capteurs CCD)

Positionnement du capteur CCD en mode spectrographe.

La portion de spectre à enregistrer est amenée sur le capteur

Profil photométrique des raies H et K du calcium ionisé (393.4 et 396.8 nm)

La dispersion est de 1,1 nm/mm dans l'ordre 1

Pourquoi toutes ces raies ?

La photosphèrePhotosphère :
Littéralement "sphère de lumière". C'est la couche solaire que nous apercevons à l'oeil nu ou avec les moyens d'observation habituels. produit un spectre continu équivalent à un solide incandescent, c'est à dire une infinité de radiations que nous percevons comme une palette de couleurs allant du violet (380 nm) au rouge (750 nm). Au delà de ces valeurs, on parle d'ultra-violet (U.V.) et d'infra-rouge (I.R.). cliquez ici pour le Spectre solaire visible

Les raies sombres qui strient le fond coloré du spectre sont provoquées par des gaz situés entre la photosphère et l'observateur. Chaque élément chimique, en absorbant une énergie lumineuse bien précise, va laisser sa signature sous forme de raies sombres caractéristiques. Parmi ces raies, certaines sont dues à l'atmosphère solaire et d'autres à l'atmosphère terrestre. Fraunhofer, en 1814, a désigné les principales raies par des lettres. On utilise encore certaines de ces notations aujourd'hui; on parle par exemple la raie K du Calcium ionisé ou du doublet "D" du Sodium.

Il est intéressant de noter que l'étude du spectre d'une étoile permet donc de réaliser - entre autres choses - une analyse qualitative de son atmosphère.

Exemples de portions de spectre solaire obtenues avec le spectrographe

Sur la figure ci-dessus, on peut voire une série de raies et de doublets que l'on nomme "bande de l'oxygène". Ces raies sont d'origine tellurique et se superposent au spectre solaire. Il existe de nombreuses bandes spectrales d'absorption du rayonnement par l'atmosphère terrestre (U.V. absorbé par l'ozone, le proche I.R. absorbé par H2O, CO2, O2, etc...)

La distinction entre les raies spectrales telluriques et solaires peut être mise en évidence en comparant un spectre pris lorsque le Soleil est au Zénith et un autre lorsque le Soleil est proche de l'horizon. Dans le second cas, la lumière traverse une épaisseur d'atmosphère terrestre bien plus grande que dans le premier cas, et les raies telluriques sont alors plus intenses.

La largeur d'une raie spectrale n'est pas infiniment étroite. Elle présente une certaine distribution de l'intensité lumineuse (un "profil") et donc une largeur dite "naturelle". Ce profil peut varier considérablement selon les conditions physiques auxquelles le gaz est soumis. Citons par exemple:

• Les collisions entre atomes qui augmentent l'élargissement par amortissement
• La température qui augmente l'élargissement Doppler statistique
• Les champs magnétiques qui démultiplient les raies spectrales en plusieurs composantes

L'étude du profil des raies spectrales permet de déterminer certaines conditions physiques régnant dans l'atmosphère des étoiles.

Le profil d'une raie se décompose en un centre et deux ailes (une aile rouge du côté des plus grandes longueurs d'onde, et une aile violette de l'autre côté).

On peut considérer le profil d'une raie comme le résultat de l'opacité de l'atmosphère solaire pour une étroite portion du rayonnement continu émis par la photosphère. Au centre de la raie, l'opacité est maximale et on observe une zone de haute altitude. A l'inverse, vers l'extrémité des ailes, l'opacité de l'atmosphère tend vers zéro, on rejoint le continuum du spectre et donc le niveau de la photosphère, désigné comme altitude de référence.

Ceci est également valable pour les raies observées en émission (cas des protubérances). Le continuum spectral n'existe plus puisque la photosphère à laissé la place au fond quasiment noir du ciel. Par contre, les atomes qui absorbent la lumière venant de la photosphère émettent ce rayonnement aux mêmes longueurs d'ondes caractéristiques.

Il découle donc de ces considérations qu'il sera possible d'observer des structures situées à différentes altitudes dans l'atmosphère solaire, selon que l'on se placera dans telle ou telle raie et à plus ou moins grande distance de son centre. Ceci est toutefois à entourer de quelques réserves :

• La bande passanteBande passante :
  Intervalle de fréquences (ou de longueurs d'onde) transmis par un instrument. Un filtre coloré peut avoir une bande passante de plusieurs dizaines ou centaines de nm. Un bon filtre monochromatique doit avoir une bande passante meilleure que 0,1 nm. de l'instrument d'observation doit être suffisamment fine pour permettre de "naviguer" par rapport au centre de la raie.
• Le profil de la raie peut être dominé par l'effet Doppler-Fizeau si des masses de gaz sont animées de vitesses importantes.
  

D'un point de vue pratique, il est probable que seules les raies les plus intenses du spectre visible seront mises à profit, à savoir les Raies de l'Hydrogène (Hα, Hβ) et du Calcium ionisé(H et K).

J'ai fait quelques essais sur d'autres raies assez intenses (par ex. Fe 404,6 nm) mais les résultats sont nettement moins bons du fait de la bande passante trop large de mon spectrohéliographe.

Encore une fois, il va de soi que les raies qui se forment à un niveau proche de la photosphère n'apporteront pas d'informations sur la structure de la chromosphère.

L'effet Doppler-Fizeau

La position d'une raie spectrale n'est pas quelque chose d'absolument fixe. Si l'élément absorbant (ou émissif) a un mouvement d'approche ou de fuite de l'observateur, la position de la raie spectrale sera décalée par rapport à sa position "normale", et cela proportionnellement à la vitesse. Ce phénomène porte le nom d'effet Doppler-Fizeau et permet des mesures de la vitesse radiale, c'est à dire de la vitesse du gaz selon l'axe de visée.

Schématiquement, considérons un oscillateur de fréquence F immobile. Il émet une onde qui s'éloigne de lui, à la manière des "ronds dans l'eau", les fronts d'onde sont concentriques et équidistants.

Maintenant, considérons ce même oscillateur en mouvement, arrivé au point Ct de sa trajectoire. Il émet toujours une onde qui s'éloigne de lui, à la même fréquence. Le front d'onde A a été émis lorsque l'oscillateur était à la position At. Idem pour le front B émis en Bt.

L'observateur de droite voit arriver les fronts d'onde à une fréquence plus élevée que F alors que l'observateur de gauche les voit arriver à plus basse fréquence. Ou encore, la longueur d'onde observée est plus courte (blue-shift) pour l'observateur qui voit s'approcher la source mais elle est plus grande (red-shift) pour celui qui la voit s'éloigner.

Effet Doppler-Fizeau sur une protubérance solaire

L'axe de la raie de l'Hydrogène dite "Hα" est marqué par le trait jaune. En certains endroits (A), la protubérance apparaît au centre de la raie, donc avec une vitesse nulle par rapport à l'observateur. A d'autres endroits (B), on peut voir un dédoublement de l'image: une partie de la protubérance s'approche et une autre s'éloigne de l'observateur.