Effet Doppler et rotation solaire.

L'équateur solaire est incliné de 7°15' par rapport à l'écliptique. Sa période de révolution sidérale est voisine de 25,4 jours à la latitude de 17°. Cette rotation est différentielle c'est à dire que sa vitesse angulaire dépend de la latitude f et du niveau dans la chromosphère que l'on observe.
Ainsi la rotation sidérale pour la zone des taches est sensiblement égale à 14°.44 - 3°.0 x sin^2(f) par jour.

A l'équateur la surface photosphérique a une vitesse de 2.03 km/s par les taches et de 1.93 km/s au niveau de la couche d'inversion.

Il est tentant d'essayer de mettre en évidence cette rotation par mesure du décalage Doppler des raies dans le spectre solaire. L'étalonnage précis en longueur d'onde est facilité par la présence de raies telluriques qui naturellement ne subissent pas un tel décalage et dont la longueur d'onde est parfaitement connue.

Une première manière de procéder est de partir d'un scan du Soleil obtenu au spectrohéliographe dans la raie H alpha par exemple. On en extrait deux spectrohéliogrammes dans les ailes bleu et rouge de le raie H alpha, puis par edifférence de ces deux images, un dopplergramme traduisant le champ des vitesses projeté sur la ligne de visée.

C'est ce que l'on voit ci-dessous. L'image est alors coloriés pour faciliter sa lecture en remplaçant l'échelle de gris par une charte bleu/rouge. Les régions colorées en bleu se rapprochent de nous et celles colorées en rouge nous fuient.

Voici un dopplergramme obtenu au SHG par différence d'images obtenues sur les ailes bleu et rouge de la raie H alpha. C'est une carte du champ des vitesses. Les parties rouges s'éloignent de nous les parties bleues se rapprochent. La rotation solaire est bien perceptible.

Une autre façon de faire est de travailler directement sur les profils spectraux et de mesurer leur évolution suivant qu'ils ont été pris au centre du Soleil ou près de bord.
Dans l'exemple ci-dessus on voit une série de sept spectres solaires pour des régions s'échelonnant du centre solaire vers le limbe. J'ai choisi la raie Ca II K. Le décalage progressif des raies est nettement visible.

Décalage centre bord par effet Doppler sur la raie du Calcium Ca II K.


On peut enfin observer et mesurer ces décalages sur les images spectrales directement.
Il est commode alors d'encadrer le spectre à mesurer par deux spectres identiques de la région qui sert de référence, par exemple le centre du Soleil où le décalage Doppler est quasi nul.

Deux exemples sont donnée ci-dessous avec des images spectrales dans la raie H alpha et sur le doublet du Sodium.
Ici encore on aligne parfaitement des raies telluriques des trois spectres et on mesure le décalage des raies solaires.
On peut alors en déduire la valeur de la projection de la vitesse de la matière absorbante sur la ligne de visée, vitesse donnée relativement à l'observateur.

Elle est égale à v=(Dl/l).c

c est la vitesse de la lumière dans le vide,
l est la longueur d'onde dans le vide de la raie observée,
Dl est le décalage spectral mesuré.

Noter le comportement complètement différent des raies telluriques, qui ne sont pas déplacées, et des raies solaires que la rotation du Soleil déplace par effet Doppler, lorsqu'on compare des spectres pris au centre du Soleil (en haut et en bas) ou au limbe Est (au centre).
Même phénomène dans le voisinage du doublet du Sodium.

Les raies atmosphériques et solaires sont indiquées sur le profil spectral ci-dessous pour le voisinage du doublet du Sodium.

Pour Na j'ai mesuré 1.9 pixels de décalage soit 3.8 km/s d'un bord à l'autre du Soleil.
A comparer avec les chiffres donnée en haut de page.