Cette page présente le résultat de l'observation du spectre de la couronne solaire lors de l'éclipse totale du 11 août 1999. L'observation a eu lieu dans le village de Sault les Rethel, situé au nord de Reims (Champagne-Ardenne).
L'équipement était constitué d'une caméra Audine équipée pour l'occasion d'un CCD KAF-1602E, d'un objectif photographique de 55 mm de focale et d'un GRISM 700 traits/mm placé juste en avant de l'objectif. L'ensemble était fixé sur une monture équatoriale EM200.
Cette configuration a permis de saisir au moment de la totalité plusieurs images monochromatiques de la couronne interne et de la chromosphère. La distance focale faible de l'objectif a été choisi de manière à couvrir un domaine spectral raisonnablement grand, allant de 4900 à 7700 A environ. La dispersion moyenne est de 2A/pixel. En contre-partie, l'image du Soleil est de petite taille et il n'était pas prévu d'observer des structures très fines avec un tel équipement. Le compromis entre la résolution spectrale et la résolution spatiale s'est avéré assez bon en fin de compte.
Le CCD a été utilisé en binning 1x1. Pour enregistrer le spectre le plus étendu possible, le grand axe du KAF-1602E a été aligné avec la direction de la dispersion. Le spectre fait donc plus de 1500 pixels de long. La caméra Audine n'étant pas vraiment conçue pour piloter un CCD d'une telle taille il a été nécessaire de limiter l'acquisition du spectre à sa dimension utile suivant l'axe transverse en pratiquant un fenêtrage judicieux afin de ne pas trop grever le temps d'observation. Cependant, les conditions d'observations avant la totalité ont été tellement dévaforables (couverture nuageuse quasi continue) qu'il s'est avéré impossible de cadrer avec certitude le soleil sur le CCD avant le début de la totalité! Pour garder quelques chances de réussite la fenêtre a du être élargie plus que nécessaire (image de 300 par 1528 pixels au lieu des 150 par 1528 pixels prévus initialement). Les temps de lecture ayant doublé il n'a été possible de réaliser en tout et pour tout que 4 images. La première a permis de déterminer le temps de pose et de vérifier que le soleil était au bon endroit sur le CCD. Les deux suivantes, les seules exploitables, ont été faite à F/11 avec des temps de poses de 2 et 0.5 secondes. La dernière image a pris le flash fin de totalité et n'a pas été utilisée pour la présente analyse en raison de la forte saturation du CCD. Le logiciel d'acquisition était PISCO.
Il faut préciser que le ciel s'est dégagé quelques secondes seulement avant le début de la totalité. Malgré le passage de quelques fins nuages devant le Soleil durant les 2 minutes 10 secondes de la phase totale, la transparence était largement suffisante pour offrir un merveilleux spectacle à l'oeil et acquérir en même temps les spectres dans de bonnes conditions.
L'image suivante montre l'image posée 0.5 seconde telle qu'elle est apparue à l'écran lors de l'observation de l'éclipse. Le bleu est à gauche et le rouge à droite. On note que le spectre est incliné par rapport à l'axe du CCD. Il faut le redresser puis soustraire le courant d'obscurité et l'offset avant de pouvoir l'exploiter. Les flat-fields ont été réalisé sur un fond de nuages, nuages qui ont envahi le ciel de manière permanente quelques minutes après la fin de la totalité.
La figure 3 montre les deux images additionnées après
le prétraitement. On distingue aisément trois types d'images
monochromatiques du Soleil. Les unes présentent un pourtour en chapelet
qui correspond à l'émission de la chromosphère, où
plus précisément, aux nombreuses protubérances visibles
ce 11 août 1999 (l'image la plus intense est due à la raie
H-alpha à 6563 A). D'autres présentent un contour diffus,
provenant de la couronne proprement dite. Enfin, dans le partie infrarouge
(à droite) on distingue des raies en absorption provoqués
par les constituant gazeux de l'atmosphère terrestre (H2O et O2).
Il faut souligner aussi un fort continuum qui a pour origine la diffusion
de la lumière photosphérique par les électrons libres
de la couronne.
L'étape suivante du traitement est l'élimination du continuum qui gène la détection des raies spectrales. Il y a plusieurs techniques possibles. Celles qui a été choisie ici consiste à appliquer un filtrage médian large (30 pixels de large dans le cas présent) suivant l'axe horizontal uniquement. Le résultat est un images du continuum dans les raies spectrales ont disparues. On soustrait alors ce continuum à l'image de la figure 3 pour obtenir l'image de la figure 4.
Les principales raies de l'émission chromosphérique dans
la région spectrale explorée sont provoquées par l'hydrogène
et l'hélium. Les raies coronales sont quant à elles le résultat
de transitions interdites de gaz très fortement ionisées.
La raie verte du fer ionisée 13 fois est particulièrement
intense à 5303 A. La raie rouge de la couronne solaire interne est
aussi bien bien visible à 6375 A. En revanche, la raie jaune du
calcium ionisée 14 fois est détectée mais extrêmement
faible (elle n'est perceptible que dans les zones de forte activité
coronale) alors qu'elle est souvent citée dans la littérature
comme une émission majeure de la couronne. D'autres émissions
coronales sont visibles, on notera en particulier le fer ionisée
14 fois presque confondu avec la raie chromospérique de l'hélium
à 7065 A.
La figure suivante montre l'image des protubérances dans la raie de l'hélium à 5876 A. On note la présence d'une faible image du Soleil provoquée par l'émission du doublet du sodium (séparation des raies : 6 A).
La figure 6 illustre comment les détails de la couronne se différencie
en fonction de la raie spectrale analysée. Les images monochromatiques
ont subit une homothétie pour les rendres superposables.
Bibliographie :
La couronne solaire - J. P. Rozelot - Doin 1973
Solar Astronomy Handbook - Beck & all - Willman-Bell
1995
Le ciel quelques minutes avant la totalité... |