Le spectre-éclair du Soleil

Pendant les éclipses solaires totales, quelques secondes avant et après la totalité (2eme et 3eme contacts), nous pouvons observer une lumière rose qui se découpe entre les aspérités du relief lunaire et qui finit par tracer un fin croissant rose sur la partie émergeante du Soleil.

Lorsque nous observons ce liseré au moyen d'un spectroscope on voit aussitôt des raies d'émissions brillantes et des chaînes de points qui s'allument telles des flashes dans la chromosphère, d'où le phénomène tire son nom. On a identifié plus de 3500 raies dans le spectre-éclair. C'est ici que les plus fortes raies du spectre solaire se forment : c'est la couche renversante, un processus d'excitation et d'ionisation qui se déroule en permanence sur le Soleil, et qui est particulièrement visible durant les éclipses solaires.

Ci-dessus à gauche l'éclipse du 11 août 1999 un instant avant la prise de vue. A droite le spectre-éclair dans lequel on reconnaît le spectre d'émission du Ca II raies H et K (bleu foncé), l'Hd et Hg (bleu), le [FeXIV] (vert), l'He I (jaune) et l'Ha (rouge). Ci-dessous à gauche une image composite réalisée sous Photoshop révélant l'HeI (rouge), le [FeXIV] (vert) et l'Hb (bleu). A droite le spectre de l'hydrogène alpha. Les prises de vue ont été réalisées avec un boîtier moyen format Hasselblad équipé d'un téléobjectif Sonnar de 180mm et d'un doubleur de focale (soit 360 mm) muni d'un réseau de diffraction de 315 traits/mm. Documents réalisés par le groupe CAOS de l'ESO.

Description du spectre-éclair

L'image brute d'un spectre-éclair révèle plusieurs composantes :

- Un spectre de raies incurvées ou une chaîne de points en émission. Il s'agit du spectre de la chromosphère

- Un contour diffus émis par la couronne

- Un fond continu émis par la couronne

- Des raies en absorption épousant le profil solaire dans la partie infrarouge. Ces raies sont celles de l'eau et de la molécule d'oxygène présents dans l'atmosphère terrestre.

Aspect du spectre-éclair du Soleil réalisé durant l'éclipse du 11 août 1999 au nord de Reims avec un objectif de 55mm équipé d'un réseau de diffraction de 700 traits/mm monté sur une caméra CCD Audine KAF-1602E. Pose d'1 sec pour la partie bleue et de 0.5 sec pour la partie rouge. La résolution est de 2Å/ pixels. On reconnaît en émission les principaux éléments de la chromosphère et le spectre diffus de la couronne, le fond brillant du continuum et les raies atmosphériques en absorption dans la partie infrarouge. Document Christian Buil.

Pourquoi ces raies et ces grains arrondis sont-ils en émission ? Lorsqu'on observe la photosphère se profiler autour du disque sombre du Soleil, l'analyse spectrale révèle des raies identiques à celles de la photosphère, dit spectre de Fraunhofer, mais elles apparaissent cette fois en émission. Dans son livre Le Soleil publié en 1883, Charles A.Young, professeur d'astronomie à l'université de Princeton nous expliquait la raison de ce phénomène : "A la surface supérieure de la photosphère, les gaz raréfiés sont foncés en comparaison des gouttelettes et des cristaux qui composent les nuages photosphériques [...car ] ici la pression et la température sont abaissées".

Pourquoi les raies d'émission apparaissent dans le spectre-éclair de la chromosphère plutôt que dans le spectre d'absorption de la photosphère ? La raison vient du fait que la chromosphère est portée à haute température - jusqu'à 30000 K dans les couches élevées - et présente une faible densité. Des atomes neutres tel ceux de l'hélium He I ne peut être émettre un rayonnement lumineux que lorsqu'ils sont excités et portés à une température supérieure à 10000 K. C'est la raison pour laquelle les astronomes ont tout d'abord appelé ces raies inhabituelles les "raies interdites" et les ont symbolisées par des crochets []. Les raies de l'hélium ionisé apparaissent ainsi à des températures supérieures à 20000 K. Ce phénomène permet de conclure que la température doit croître rapidement à partir du sommet de la photosphère et dans toute la chromosphère. Et de fait au niveau de la couronne la température dépasse 1 million de degrés comme nous allons le découvrir.

Image RGB brute du spectre-éclair réalisée lors de l'éclipse du 11 août 1999. Noter la protubérance dans la basse couronne à l'ouest (droite) des images Ha et HeI. Pose de 0.5 s pour l'image rouge et de 1 sec pour l'image bleue. Document du groupe CAOS de l'ESO.

Les atomes de la chromosphère, beaucoup plus ionisés que ceux de la photosphère sont en fait difficilement excitables. Pour expliquer la raie verte du [Fe XIV] à 5303 Å il a fallut que celui-ci soit ionisé 13 fois tandis que la raie jaune à 5694 Å est celle du [Ca XV] ionisé 14 fois. Observé dans ces raies, le plasma constituant la couronne solaire est respectivement porté à 2 millions et 3.5 millions de degrés mais le milieu est extrêmement raréfié. 

 Il est intéressant de noter que dans le spectre de la chromosphère les raies de l'hélium sont très fortes bien que cet élément soit ionisé et difficilement excitable, alors que dans le spectre de la photosphère ces raies sont pratiquement invisibles. 

Dans le spectre-éclair on découvre ainsi que les raies de l'hydrogène, de l'hélium, du calcium et du fer sont très fortes alors que dans le spectre de Fraunhofer ces raies sont relativement moins intenses, leur signature étant souvent celle d'éléments neutres.

Deux images corrigées numériquement extraites d'un spectre-éclair réalisé par Christian Buil et son équipe durant l'éclipse du 11 août 1999 photographiée au nord de Reims avec une caméra CCD Audine KAF-1602E fixée derrière un objectif de 55mm équipé d'un réseau de 700 traits/mm. Les couleurs sont arbitraires et la réponse spectrale du détecteur CCD n'a pas été prise en compte. A gauche une image composite prises respectivement dans la raie verte du [Fe XIV] à 5303 Å, la raie jaune de l'He I à  5876 Å et la raie rouge du [Fe X] à 6374 Å. Noter les raies du [Fe X] et Na I émises par la protubérance qui s'est détachée dans le secteur inférieur gauche du limbe. A droite une image composite de la chromosphère et de la couronne réalisée en bleu à partir de l'image du [Fe XIV] à 5303 Å et du [Fe X] à 6374Å.

Les raies du fer et du calcium ionisés n'apparaissent pas dans le spectre de la photosphère et dans le spectre-éclair d'ordinaire la raie du fer est beaucoup plus intense que celle du calcium, pratiquement aussi brillante que les raies de l'hydrogène.

Dans la partie rouge, outre la raie intense de l'Ha à 6563 Å, on observe également une raie émise par le [Fe X] à 6374 Å présent dans la couronne interne. Ici la température atteint 1 million de degrés. Enfin, si l'émulsion le permet, à 7065 Å on peut observer la raie de l'hélium chromosphérique.

Occasionnellement lorsqu'une protubérance se détache sur le limbe celle-ci pourra être analysée. Elles se manifestent en général par les raies de l'Ha à 6563 Å et celle du doublet Na I à 5890 et 5896 Å si la résolution spectrale est suffisante.

A gauche le spectre-éclair non traité obtenu en variant le temps d'exposition entre 1/15e et 10 sec environ 15 sec après le 2e contact durant l'éclipse du 11 août 1999. On discerne également le continuum diffusé par la couronne. Les raies d'émissions dominantes sont celles de l'hydrogène de la série de Balmer ainsi que la raie de l'hélium à 5876 Å. Deux fortes raies coronales, celles du [Fe XIV] à 5303 Å et le [Fe X] à 6374 Å sont visibles avec une distribution spatiale différente. Cliquer sur l'image de droite pour lancer une animation du spectre Ha (GIF de 529Kb). Doc ESO/Munich.

Photographie et traitement des images

Ainsi que nous en parlerons à propos de la spectrohéliographie, cette technique est connue depuis 1890. Dans le cas du spectre-éclair l'usage d'une fente de collimation n'offre aucun avantage car le phénomène se manifeste déjà sous la forme d'un croissant : chaque raie d'émission apparaît comme un fin croissant coloré, représentant un moment particulier de l'éclipse. Bien sûr les grains de Bailly ou les protubérances apparaîtront sous leur propre forme, arrondis ou formant des taches isolées sur le disque ou à l'écart du limbe.

La photographie du spectre éclair ne demande aucun appareillage sophistiqué et suit à peu de chose près la méthode du prisme ou du réseau objectif. Il faut seulement veiller à ce que tout le spectre ou tout au moins la partie comprise entre 4000-7000 Å soit enregistrée sur votre émulsion. Cela dépend de la longueur focale de votre objectif ainsi que je l'ai expliqué à propos des spectroscopes.

Spectre-éclair réalisé par Christian Buil le 11 août 1999 avec un réseau-objectif. Le spectre enregistré par une caméra CCD a été nettoyé du continuum grâce à un filtre médian de 30 pixels appliqué le long de l'axe horizontal.

Il faut également effectuer plusieurs expositions différentes afin que tout le spectre de couleurs s'imprime correctement sur l'émulsion. Une pose trop longue délavera les détails et fera ressortir la partie jaune du spectre. Mieux vaut dans ce cas choisir une exposition plus courte, d'ordinaire comprise entre 1/15e et 1 sec. Avec une caméra CCD de type KAF-1602E dont la sensibilité est accrue dans le bleu les temps de pose sont similaires.

En général et quel que soit le temps d'exposition le spectre-éclair présente un fort continuum, c'est-à-dire un fond arc-en-ciel uniforme. Il provient de la lumière de la photosphère diffusée par les électrons libres de la couronne. Pour discerner les raies il faut donc éliminer ce voile lumineux qui envahi toute l'image. Sur ordinateur une des solutions consiste à utiliser un filtre médian à large bande, 30 pixels par exemple, que l'on applique uniquement le long de l'axe horizontal. On obtient ainsi un gradient du continuum exempt de raies qu'il suffit d'appliquer sur l'image brute pour soustraire le continuum. L'image finale ne contiendra que le spectre d'émission de la chromosphère et de la couronne.

Spectre-éclair obtenu durant l'éclipse du 11 août 1999 dans les mêmes conditions que précédemment mais cette fois juste avant le 3e contact. On reconnaît dans l'image supérieure les raies de Fraunhofer du Na I D et le triplet Mg I en émission. Document ESO/Munich.

Etude de la chromosphère

Les raies de la chromosphère sont des éléments pour lesquels cette atmosphère est opaque, tandis qu'elle est transparente au continuum visible. On peut en déduire que les pics centraux des raies de la photosphère (le spectre de Fraunhofer) traduisent le rayonnement de la chromosphère. Ce phénomène est à la base d'une étude particulièrement importante, celle de la chromosphère dans les raies très profondes de l'hydrogène, du fer et du calcium-potassium. Etant donné que la chromosphère absorbe ces rayonnements, toutes les structures que l'on observera dans ces raies appartiendront à la chromosphère et non plus à la photosphère.

A consulter:

L'étude du Soleil en lumière de l'hydrogène alpha

Spectre d'émission de l'hydrogène de la série de Balmer. Document T.Lombry.

Ce phénomène permet d'étudier la surface solaire en analysant la lumière à travers ces raies d'émissions, en particulier dans une fraction d'angströms (0.5 à 50 Å) de la raie de l'hydrogène alpha de la série de Balmer, dans la partie rouge-rubis du spectre. 

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