Le Soleil en H alpha.

Les abondances relatives des éléments chimiques dans le Soleil ont commencé à être déterminées par Henry N. Russel en 1929 en utilisant l'estimation visuelle de la puissance des raies spectrales et un modèle simplifié de la photosphère (Schuster- Schwarzscild).
En 1960 L. Gordberg et ses collaborateurs mènent à bien une étude d'ensemble basée sur les techniques des courbes de croissance introduites en 1930 par M. Minnaert. La table ci-dessous montre la liste des éléments les plus abondants dans le Soleil suivant les études récentes issues d'une exploitation fine des courbes de croissance et des spectres synthétiques avec lesquels les modèles photosphériques sont itérés pour diverses valeurs des abondances des éléments jusqu'à reproduire précisément les formes de raies et leur intensité sur une large gamme de longueurs d'onde du spectre photosphérique.
Z
Elément
Abondance
Commentaire
Z
Elément
Abondance
Commentaire
1
H
12.0
Elément référence
16
S
7.2
Photosphère, Couronne
2
He
10.9
Protubérances, Flares
17
Cl
5.5
Photosphère, Taches
6
C
8.7
Photosphère
18
Ar
6.0
Couronne
7
N
7.9
Photosphère, Couronne
19
K
5.2
Photosphère
8
O
8.8
Photosphère, Couronne
20
Ca
6.3
Photosphère, Couronne
10
Ne
7.7
Couronne
22
Ti
5.0
Photosphère
11
Na
6.3
Photosphère, Couronne
24
Cr
5.7
Photosphère
12
Mg
7.6
Photosphère, Couronne
25

Mn
5.4
Photosphère
13
Al
6.4
Photosphère, Couronne
26
Fe
7.6
Photosphère, Couronne
14
Si
7.6
Photosphère, Couronne
27
Co
5.0
Photosphère, Couronne
15
P
5.5
Photosphère, Couronne
28
Ni
6.3
Photosphère, Couronne

Z : n°atomique
(Nbr de protons)

 Abondance :        

Le résultat qui saute aux yeux à la lecture de ce tableau est que le Soleil est principalement constitué d'hydrogène, auquel se mélangent quelques 8% d'Hélium et à des concentration bien moindres les autres éléments.
L'abondance de l'Hélium, le second des principaux constituants du Soleil, peut être calculée avec les raies dans le visible( D3, l5876) danl l'IR (He I, l10830) visibles sur les protubérances et au limbe.
Au vu de ce qui précède on conçoit que la plus grande part des images du Soleil qui sont obtenues depuis la Terre et dans le spectre visible, soient issues des longueurs d'onde de la série de Balmer de l'hydrogène Ha(l6562.8), Hb(l4861.3), Hg(l4340.5), Hd(l4101.7), He(l3970.1)...
La plus puissante d'entre elles, qui est aussi la plus puissante des raies de Fraunhofer du spectre visible, la raie Ha est la plus utilisée. L'autre longueur d'onde couramment utilisée est la raie Ca II k (l3933.7) du calcium ionisé. Ces deux raies permettent une exploration en profondeur des couches chromosphériques suivant que l'on utilise le cœur ou les ailes de ces raies qui sont formée à des niveaux d'altitude différents.

Voici un profil spectral centré sur la raie H alpha obtenu au spectrohéliographe le 28 juillet2004.
La dispersion spectrale dépend de la longueur d'onde et au voisinage de la raie H alpha elle est de 0.037Å/pixel soit 5Å/mm.
De nombreuses raies atmosphériques sont présentes et facilitent l'étalonnage en longueur d'onde.

Spectre de la région H alpha obtenu au spectrohéliographe.

Pour avoir une vision en profondeur de la chromosphère on peut exploiter un scan spectral en tirant des images monochromatiques du Soleil à des longueurs d'ondes balayant toute l'étendue de la raie. Classiquement on utilise les images centrées ou décalées de 0.3Å, 0.5Å, 0.7Å, 1Å de part et d'autre du centre.
On a ainsi une vision détaillée de la chromosphère en profondeur, depuis le niveau photosphérique dans les ailes proches du continum jusqu'à la haute chromosphère pour le centre de H alpha.

Détail de la raie H alpha avec les positions des décalages très souvent utilisés pour imager la chromosphère.

Une des 51 images de l'animation shg20050617_ani_brut.
On voit l'assombrissement considérable au cœur de la raie Ha.
Clic ici pour voir l'animation réduite de 50% (963 ko).
Clic ici pour voir l'animation non réduite(7.25 Mo).

J'ai laissé ici le "transversalium". Ces rayures horizontales sont autant d'artéfacts provoqués par des inégalités de largeur de la fente d'entrée ou par des poussières sur celles-ci. Dans un traitement complet il faut bien entendu les faire disparaitre par division.

La même tache que celle que l'on aperçoit sur l'image précédente est montrée ici au coeur de la raie H alpha. L'aspect change du tout au tout.

Exemple de position de la fente.
(Bass 2000)
Spectres correspondants avec l'émission chromosphérique obtenu au spectrohéliographe.