HACO, à été construit par l'équipe responsable du service d'observation de la couronne solaire (R. Jimenez et J.C. Noëns) qui en assure le suivi, les développements techniques, et la mise à la disposition de la communauté scientifique des données d'observation.

HACO sur la table équatoriale - Crédit : Les OA

Les deux coronographes en parallèles - Crédit : Les OA

Un coronographe permet d'obtenir artificiellement une éclipse du soleil, afin d'observer la couronne solaire avec un contraste suffisant. La principale difficulté de ce type d'observation consiste à minimiser la lumière parasite diffusée par l'instrument lui-même. La couronne solaire dans sa partie la plus basse est environ un million de fois moins brillante que le soleil c'est à dire moins brillante que la luminosité d'un ciel pur a 3000 metres d'altitude. Son observation en dehors des éclipses ne peut se faire que dans les raies d'émission qui permettent d'augmenter le contraste des structures observées par rapport au fond de ciel. Le principe du coronographe permet une correction de la lumière diffusée par l'instrument.

Crédit de toutes les images de synthèse - Bernard Dalstein -OA

HACO est doté d'une ouverture de 150 mm. Il réalise ses observations dans la raie H-Alpha de l'hydrogène.

Le tube optique est associé à deux caméras : une caméra de surveillance reliée à un moniteur vidéo, et une autre caméra CCD d'instrumentation à haute résolution reliée à un dispositif d'acquisition numérique.

L'objectif du coronographe est en général une lentille simple peu diffusante. L'image primaire du soleil est formée par l'objectif sur un disque occulteur, très légérement plus grand que la taille de l'image du soleil. Le facteur de sur-occultation dépend de l'agitation des images et de la longueur d'onde.

Le disque occulteur est protégé par un cône (en bleu sur le dessin) de la chaleur provoquée par la convergence des rayons solaires à cet endroit. Disque et cône sont séparés par trois rondelles de mica. L'ensemble, vissé sur la lentille de champ, occulte ainsi la lumière émise par la surface du Soleil et ne laisse apparaître que celle de la couronne.

Le diaphragme de Lyot est repéré par la flèche sur la figure ci-dessus.

Une lentille de champ, située à l'arrière du dispositif d'occultation, forme une image de la pupille d'entrée dans le plan du diaphragme de Lyot.
Le principe de ce diaphragme, inventé par Bernard Lyot en 1930, permet de corriger la pupille :

• d'une part de la lumière diffractée par les bords de l'objectif ;
• d'autre part de l'image du Soleil réfléchie dans le verre même de l'objectif.

A partir du plan du diaphragme de Lyot, la lumière traitée par la suite du système optique a ainsi été corrigée de deux sources principales de production de lumière parasite par l'entrée de l'instrument.
L'image du disque occulteur est ensuite reprise par une troisième lentille, dite de transport, afin de la rendre utilisable par les systèmes d'analyse.

A ce stade, l'image de la couronne est encore fortement polluée par le rayonnement de la photosphère et le fond de ciel. La lumière émise les protubérances est alors isolée à l'aide d'un filtre H-Alpha.

Il s'agit d'un filtre interférentiel particulièrement sélectif (3,5 nm), qui ne laisse passer que la raie H-Alpha de l'hydrogène (à 656 nm de longueur d'onde, elle est émise dans le rouge).

Les protubérances solaires apparaissent enfin, finement détaillées (images ci-contre et ci-dessus).

Elles sont captées par une caméra CCD à haute résolution.

Sa définition est de 1024 pixels de coté, ce qui correspond à un total de plus d'un million de pixels !

Les images brutes acquises dans la journée sont stockées sur ordinateur puis calibrées en intensité et en position angulaire. Ensuite elles sont archivées dans une base de données solaires BASS2000.

Durant la journée d'observation, les images les plus représentatives sont envoyées sur BASS2000 via une liaison Internet.

Entre le filtre H-Alpha et la caméra CCD, un séparateur optique dévie une fraction du faisceau lumineux en direction d'une caméra vidéo de contrôle.

C'est à partir des images obtenues avec cette caméra que les opérateurs pourront effectuer le centrage du soleil sur le disque occulteur en début de journée, ainsi que les corrections de suivi pendant l'observation.