|
|
|
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 horizontalement en combinaison avec un héliostat.
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.[1] 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.
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. 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. 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 2m 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 (> 2000m). Si le sujet vous intéresse, consulter le rapport technique écrit en anglais sur le filtre Daystar et ses variantes pour d'autres explications. Prochain chapitre
|
|||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
