Spectre de la couronne interne du Soleil
Article publié dans Astronomie-Magazine, mars 2000 (Denis FIEL).
Le principe de l’expérience est simple. Un prisme ou un réseau décompose la lumière en ses différentes longueurs d’onde (ou couleurs), la déviation de la lumière dépendant de la longueur d’onde (fig. 1).
fig. 1 : déviation de la lumière
Si la source lumineuse est la couronne solaire (ou une étoile), une simple lentille ou mieux un objectif photographique placé derrière le prisme ou le réseau permet d’en obtenir une image pour chaque longueur d’onde (fig. 2). L’ensemble de ces images forme ce qu’on appelle un spectre, ici le spectre de la couronne solaire (ou de l’étoile).
fig. 2 : spectre de la couronne solaire (schéma de principe)
Le montage dont je me suis servi durant l’éclipse utilise un réseau plutôt qu’un prisme. En effet, contrairement au prisme, un réseau dévie la lumière presque proportionnellement à la longueur d’onde, ce qui facilite l’analyse du spectre. Il s’agit d’un réseau par transmission de 600 traits par mm prêté par S. Koutchmy, astronome à l’Institut d’Astrophysique de Paris. L’objectif a une focale de 200 mm et est ouvert à f/D = 4. Le long tube placé de biais devant l’objectif permet de masquer la lumière ne provenant pas du Soleil. Un petit chercheur permet de viser le Soleil. L’ensemble est placé sur une planchette et constitue un spectrographe. Celui-ci est monté sur une rotule, elle-même fixée sur une monture équatoriale SPDX (fig. 3). La monture équatoriale permet le suivi et la rotule permet d’orienter correctement le spectrographe par rapport au Soleil. La pellicule utilisée est du Technical Pan 2415 développé à environ 400 ISO.
fig. 3 : montage
Quatre poses de 1/8ème de seconde ont été réalisées en début de la phase totale de l’éclipse. Bien qu’un peu surexposées, ce sont les seules qui ont pu être utilisées ; d’autres poses plus longues, jusqu’à 10 s, ont complètement saturé la pellicule !
Pour traiter et analyser les spectres obtenus, il était indispensable de numériser les négatifs. Dans un premier temps les scanners à négatifs que j'ai utilisés se sont révélés incapables d’enregistrer toutes les nuances de densité et en particulier, laissaient perdre une grande partie de l’information relative à la couronne interne du Soleil. Il m’avait alors fallu faire un agrandissement des quatre négatifs sur plan film à fort contraste et à grain fin que j’avais ensuite numérisé avec un scanner à plat. Très récemment, Christian Vildarich à numériser parfaitement ces négatifs, ce qui a permis de révéler plus de détails. Le résultat obtenu est montré
fig. 4 (le bleu est à gauche et le rouge à droite).
fig. 4 : spectre original (avec indication approximative des couleurs)
On y observe des images de la chromosphère, des protubérances et de la couronne interne pour seulement quelques longueurs d’onde ; c’est le spectre d’émission de la chromosphère et de la couronne interne. A ce spectre d’émission s’ajoute un fond continu qui correspond à la lumière blanche, donc contenant toutes les longueurs d’onde, provenant de la photosphère et diffusée par les électrons libres de la couronne et les grains de poussières du milieu interplanétaire. Seul le spectre d’émission possède une information intéressante. Pour éliminer le fond continu, on le simule en créant un flou dans la direction de l’étalement du spectre (fig. 5) et on le soustrait du spectre original ; c’est la technique dite du masque flou que les astrophotographes connaissent. Cette dernière opération permet de ne faire apparaître que le spectre d’émission présenté ici en négatif (fig. 6). Voir aussi le site de Christian Buil.
fig. 5 : simulation du fond continu
fig. 6 : spectre d’émission
L’addition, ou compositage, des quatre spectres d’émission ainsi obtenus permet de renforcer les détails peu contrastés et fait apparaître en particulier l’émission du CaXV sur laquelle nous reviendrons (fig. 7).
Pour pouvoir lire ce spectre, il faut pouvoir associer à chaque image, ou, selon la formule consacrée, bien qu’un peu inexacte ici, à chaque " raie ", une longueur d’onde. Le spectrographe n’étant pas étalonné, j’ai identifié, dans un premier temps, par comparaison avec des spectres pris lors d’autres éclipses, les raies correspondant à l’émission de l’hydrogène atomique à 656,3 nm (raie H
a) et du doublet du sodium neutre (NaI) à 589,0 et 589,6 nm. Je me suis servi ensuite de la quasi-proportionnalité de la distance mesurée sur le spectre entre deux raies et de l’écart de longueur d’onde correspondant pour déterminer les longueurs d’ondes de plusieurs raies.Les éléments chimiques responsables des émissions sont ensuite identifiés à partir de tables. Le résultat de cette analyse est donné fig. 7.
fig. 7 : spectre annoté (les longueurs d’onde sont données en nm)
fig. 8 : la chromosphère et les protubérances
Sur ce spectre, on remarque beaucoup de raies non annotées qui correspondent pour la plupart au fer, les raies du calcium ionisé 1 fois, c’est-à-dire ayant perdu un électron, noté Ca II, à 396,8 nm et les raies H
a (656,3 nm), ici très surexposée, Hb (486,1 nm), Hg (434,0 nm), Hd (410,2 nm) de l’hydrogène neutre, le doublet du sodium Na I à 589,0 et 589,6 nm et le triplet du magnésium à 516,7 nm, 517,3 nm et 518,4 nm. Comme on peut le voir sur le spectre, elles sont émises dans une zone très proche du Soleil correspondant à la chromosphère (une étude plus fine montrerait que l’émission a lieu à une altitude comprise entre 0 et 2000 km soit trois millièmes du rayon du Soleil au-dessus de la photosphère) ainsi que dans les protubérances ; la comparaison des images pour chacune de ces longueurs d’onde avec la photographie (fig. 8) prise au même moment et montrant la chromosphère et les protubérances en rouge permet de s’en persuader. Pour obtenir l’excitation des atomes qui permet cette émission, une température d’environ 6000 K est nécessaire. Ces raies apparaissent en absorption dans un spectre du Soleil pris hors éclipse (spectre de Fraunhofer).Les raies de l’hélium neutre He I (447,1 nm, 471,3 nm, 492,5 nm, 501,6 nm, 587,6 nm et 667,8 nm) sont émises à une température plus élevée (au moins 20 000 K), dans la haute chromosphère (à plus de 2000 km au-dessus de la photosphère) et dans les protubérances ; on peut en particulier comparer l’image à 587,6 nm (fig. 7) et la photographie fig. 8. Les raies de l’hélium sont absentes, en absorption, du spectre de Fraunhofer ; en effet pour qu’elles paraissent plus sombres que le fond continu émit par la photosphère, il aurait fallu que la température nécessaire à leur présence soit plus faible que celle de la photosphère. La raie jaune à 587,6 nm fut observée pour la première fois par Jules Janssen lors de l’éclipse totale de 1868 ; ne correspondant à aucun élément connu et étudié en laboratoire, elle fut associée à un nouvel élément baptisé hélium, d’après le grec hélios, le soleil. L’hélium ne fut découvert sur Terre que trente ans plus tard.
Ce qui intéresse le plus les astronomes ,ce sont les raies émises par la couronne interne, encadrées en gris sur la
fig. 7. Ces raies correspondent aux longueurs d’onde 511,6 nm, 530,3 nm (raie verte), 569,4 nm (raie jaune), 637,4 nm (raie rouge) et sont respectivement émises par le NiXIII (Nickel ionisé 12 fois), le FeXIV (Fer ionisé 13 fois), le CaXV (calcium ionisé 14 fois) et le FeX (Fer ionisé 9 fois). La fig. 9 en donne une image agrandie.
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Nickel XIII |
Fer XIV |
Calcium XV |
Fer X |
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511,6 nm |
530,3 nm (raie verte) |
569,4 nm(raie jaune) |
637,4 nm (raie rouge) |
fig. 9 : agrandissement des " raies " émises par la couronne
La présence d’atomes ayant perdu une telle quantité d’électrons (l’atome de fer neutre en possède 26, l’atome de calcium neutre, 20) est due à une température électronique extrêmement élevée : l’agitation thermique crée des chocs très violents entre atomes et électrons libres qui font perdre aux atomes leurs électrons périphériques. Le fer ionisé 13 fois (FeXIV) et le Nickel ionisé 12 fois (NiXIII) ne peuvent exister qu’à des températures de l’ordre de 2 000 000 K, le fer ionisé 9 fois (FeX) à 1 500 000 K et le calcium ionisé 14 fois (CaXV) à plus de 4 000 000 K. Si l’observation de ces raies date du début du siècle, leur identification est récente. C’est en 1942 que Edlen identifia la raie verte (530,3 nm) et la raie rouge(637,4 nm) par extrapolation d’expériences de laboratoire. La raie du calcium reste en général difficile à mettre en évidence car elle ne concerne que de petites régions de la couronne et son intensité est faible. L’intensité de toutes ces raies dépend de la densité des ions concernés.
La localisation de ces zones de différentes températures est aussi intéressante. Il y a deux zones d’émission du CaXV. L'une, en bas à droite sur la fig. 10, correspond à une petite région de la couronne, extrêmement active, puisque la température y est très élevée. Elle est surmontée par une structure ouverte assez surprenante qui s’observe généralement dans les trous coronaux comme celui en bas à gauche de la fig. 10. Une autre zone d’émission du CaXV très faible semble exister au sud-ouest du Soleil (en haut à droite sur la fig. 10). Les zones d’émission du FeX et surtout du FeXIV sont situées au-dessus de régions chromosphériques actives et englobent des protubérances qui ne sont, elles, qu’à des températures de quelques dizaines de milliers de kelvin ; elles sont visibles, sur le spectre, jusqu’à un dixième de diamètre solaire soit à peu près 150 000 kilomètres au-dessus de la photosphère. On peut remarquer au nord-est du Soleil (à droite sur la fig. 10) une avancée de la zone d’émission du FeXIV qui semble limitée supérieurement par un filament de la couronne
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Fer XIV |
Fer X |
Calcium XV |
fig. 10 : superposition d'une image de la couronne solaire et d'isophotes (approximatives) des émissions du FeXIV, du FeX et du CaXV
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