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Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC
Introduction (I) L'observation du Soleil en hydrogène alpha requiert des accessoires optiques tout différents de ceux qu'on utilise habituellement pour l'observer en lumière blanche. Cette technique utilise un filtre interférentiel particulier centré dans une étroite bande du spectre électromagnétique, ce qu'on appelle une "raie spectrale". Pourquoi devons-nous utiliser toute cette technicité ? L'explication se trouve dans la nature des éléments qui constituent le Soleil. Grâce à la spectroscopie nous savons que les différents éléments présents dans l'atmosphère du Soleil sont à l'état de gaz ou de plasma, dans un milieu porté à plusieurs milliers de degrés. Dans le premier cas, les électrons constituant ces gaz sont excités par la chaleur et émettent des photons à certaines fréquences matérialisées par les raies spectrales. Pour étudier certains états de l'hydrogène dont est constitué le Soleil il faut isoler la raie d'émission ou d'absorption de cet élément et l'observer dans la lumière monochromatique dans laquelle il se manifeste. C'est le principe du spectroscope. La plupart des photons issus de la photosphère sont absorbés quelques kilomètres plus haut et seuls subsistent les photons de la basse chromosphère. Les photons du spectre continu sont émis par les couches les plus basses de la photosphère où leur rayonnement est le plus intense tandis que les raies d'absorption les plus fortes proviennent des couches plus élevées de la photosphère et de la basse chromosphère. En choisissant judicieusement les raies d'absorption en fonction de leur intensité on peut donc observer différents niveaux de l'atmosphère solaire. Les instruments d'observation Ainsi que nous l'avons expliqué en étudiant le Soleil en lumière blanche, l'observation des détails chromosphériques et des protubérances solaires requiert soit l'utilisation d'un coronographe, soit celle d'un spectrohélioscope ou encore d'un filtre interférentiel. L'explication est liée à la nature de la lumière que nous observons ainsi que je l'ai expliqué à propos de la couche renversante de la chromosphère. Trop de chaleur et un large spectre à l'entrée du télescope auront pour effet de disperser la lumière de l'hydrogène alpha et plus aucun détail chromosphérique ne pourra être observé mis à part l'image bien connue du disque jaune de la photosphère du Soleil. Plusieurs instruments permettent d'observer les raies d'absorption de la chromosphère : - Le coronographe - Le spectrohéliographe - Le filtre interférentiel. Le coronographe bien qu'il travaille en lumière blanche doit figuré dans cette liste car il permet d'observer les protubérances de la chromosphère. Un coronographe produit des éclipses artificielles en plaçant un disque occulteur devant l'image du Soleil. On l'utilise en général pour observer la couronne de façon continue. L'observatoire de haute altitude HAO et l'observatoire du Pic-du-Midi (OA) en ont fait l'une de leurs spécialités.Depuis le sol les coronographes ne peuvent observer que la partie interne de la couronne solaire en raison de la brillance du ciel d'où l'intérêt d'envoyer des coronographes dans l'espace où la couronne est visible jusqu'à plusieurs rayons du Soleil et sans interruption. Si
le spectrohéliographe est facile à construire - il ne s'agit que
d'une chambre noire contenant un système de prismes, une optique
collimatrice et d'une étroite fente à l'entrée et à la sortie - c'est
par contre un outil très encombrant (~1m de longueur) et assez lourd qui s'utilise bien souvent
A
gauche, le coronographe de 400 mm de l'Evans
Solar Facility de la NOAO. A droite le
spectrohéliographe du télescope Snow du Mont Wilson
photographié en 1905. On distingue les lentilles
collimatrices et les imposants prismes. Cet instrument fut
utilisé au foyer du télescope de 600mm f/30 par George
Ellery Hale, l'inventeur du spectrohéliographe. Document
des Observatories
of the Carnegie Institution of Washington aimablement
communiqués par Joseph B.Gurman et Mike Simmons. Tout l'intérêt du
filtre interférentiel apparaît ici : c'est un petit boîtier qui se fixe
au foyer d'un télescope et qui accepte un appareil photographique. Revers de la médaille, c'est un accessoire
relativement onéreux. Comment
fonctionne un filtre interférentiel ? Pour isoler correctement
l'étroite raie de l'Ha
de l'ensemble des rayonnements incidents la technique consiste à
exploiter le principe d'opposition de phase des rayonnements indésirables. D'une conception
très sophistiquée mais d'un usage très simple, ces filtres permettent d'observer
l'excitation de la chromosphère et des protubérances solaires en lumière
monochromatique. On
peut observer le Soleil dans la raie de l'Ha
au moyen d'un filtre interférentiel de deux manières : en utilisant un
filtre à bande étroite ou à large bande. Le premier, limité à une
demi-bande passante de 0.4 à 0.7 Å permet d'observer les
structures chromosphériques les plus fines sur le disque solaire, les éruptions, les
filaments, les plages mais vous perdez les détails des protubérances qui
évoluent autour du limbe du Soleil. A l'inverse, le filtre à large bande, en raison de sa demi-bande passante plus étendue, comprise entre
0.7 et 30 Å vous permet d'observer les protubérances et ce de manière
beaucoup plus contrastée mais vous verrez nettement moins bien de détails de la
surface et certainement plus aucun au-delà de 2Å. A
gauche, le télescope Takahashi CN212 en
configuration Newton de Giovanni Dal Lago équipé d'une
caméra CCD et d'un filtre Daystar ATM. Un filtre décentré de réjection d'énergie
(ERF) est monté à l'entrée du télescope pour prévenir
tout excès de chaleur et de rayonnement UV. Au centre, l'ancien modèle
de filtre Daystar ATM de 0.75 Å installé sur le Celestron C8 f/30 de
R.J.Poole. A droite, un filtre Daystar T-Scanner.Ce modèle qui ne
nécessite aucune alimentation existe en différentes versions dont la
demi-bande passante varie entre 0.8 et 0.3 Å (et dont le prix passe du
simple au quadruple). Document Daystar. Un
filtre interférentiel Daystar typique, l'une des marques les plus
réputées en ce domaine avec Coronado
filters, utilise un étalon de Fabry-Perot constitué
d'une paire de surfaces planes protégées par un revêtement diélectrique
multicouche séparées par un bloc de cristal. Les filtres Daystar
les plus sophistiqués (série Quantum) demandent une alimentation
externe. Une autre solution
consiste à utiliser un filtre de Lyot qui exploite les propriétés
optique des cristaux ainsi qu'un ensemble de filtres polarisants et d'un
revêtement antiréflexion pour garantir l'étroitesse de la bande
passante. En
raison de sa conception, cet accessoire utilise un filtre de réjection
(ERF) à l'entrée de l'instrument pour réduire la chaleur du Soleil et
absorber la lumière UV. Ce filtre ERF n'est pas protégé pour réduire
la dispersion de la lumière et augmenter le contraste. Chaque filtre est
configuré de telle manière qu'un rapport focal de f/30 est nécessaire
au foyer primaire. C'est la raison pour laquelle un filtre ERF de 127mm
seulement (centré ou excentré) équipe les télescopes de 300 ou 400 mm
d'ouverture. En revanche, les filtres T-Scanner de Daystar peuvent être
utilisés à pleine ouverte, à condition évidemment de protéger
l'optique avec un filtre Mylar. L'effet
de la turbulence Il ne faut pas espérer utiliser des instruments de très grande ouverture
pour observer le Soleil en hydrogène alpha. Le principal problème est la
CHALEUR. Comme chacun le sait, le Soleil génère un phénomène de convection thermique dans
notre atmosphère, réchauffant le sol et les bâtiments autour de nous.
Dans ces conditions la couche d'air à travers laquelle nous observons le
Soleil devient turbulente, crée des fluctuations de température bien
supérieure à 0.1°C. Cet effet affecte l'indice de réfraction de l'air
et génère des trains d'ondes d'aberrations qui limitent la résolution
pratique aux alentours de 1", que vous utilisiez un télescope de 100
mm ou de 400 mm d'ouverture. Exceptionnellement
au Pic-du-Midi utilisant la
grande lunette de 600 mm, à la fin des années 1950 B.Lyot et J.Rosch ont
obtenu une résolution photographique de 0.4" et récemment des télescopes
de 2 m d'ouverture ont atteint une résolution de 0.15". Mais
dans des conditions normales d'observation, des instruments de plus de 100
mm d'ouverture ne sont pas utiles pour observer le Soleil, à moins que
vous ne soyez en altitude (> 2000 m). Si le sujet vous intéresse, consulter le rapport technique écrit en anglais
sur le filtre Daystar et ses variantes pour d'autres
explications. Prochain
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