Raie de l'hélium He 5875.6 Å.


Bien que les raies de cet élément aient été découvertes en 1868 par N.Lockyer (nommé Hélium car découvert sur le Soleil et inconnu sur Terre) la détermination spectroscopique de son abondance est demeurée longtemps imprécise. La raison en est que les plus fortes raies de l'Hélium se trouvent dans les parties UV ou IR du spectre et que ces raies sont produites dans la chromosphère et dans la couronne sous des conditions qui s'écartent fortement de l'équilibre thermodynamique local. Aussi, c'est par le calcul de modèles solaires ajustés pour qu'ils représentent au mieux les observations que on détermine l'abondance de l'Hélium avec la meilleure précision.
log A = log(He/H)+12 = 10.94 +/- 0.06, (d'après "The Sun", M.Stix).
Le quotient He/H est donc voisin de 8%.
Le contraste centre-limbe dans l'Hélium dans la raie l5876 appelée D3 est remarquable.
Parce que He a un potentiel d'excitation très élevé il ne peut pas être facilement excité. On en a déduit que la chromosphère est particulièrement chaude.

On peut résumer ainsi les caractéristiques du spectre de l'Hélium solaire.

  • Les raies de l'hélium neutre dans le visible sont 50 fois plus fortes au limbe que sur le disque.Les spectres-éclair montrent que l'émission croit au-dessus de la photosphère avec un maximum aux environs de 1200km. Alors que les les autre raies chromosphériques proviennent principalement des spicules, D3 arrive d'un mince et étroit niveau un peu au-dessous du sommet des spicules.
  • Toutes les raies de l'hélium sont nettement plus faibles dans les trous coronaux.
  • Les raies de l'hélium sont faibles de par et d'autre des filaments mais les filaments eux-mêmes sont vus en absorption.
  • Les raies sont renforcées à proximité des régions actives et sur les régions unipolaires mais leur structure est assez diffuse.

    d'après "Astrophysics of the Sun", H. Zirin.

Au limbe, l'Hélium se manifeste comme une bande uniformément brillante entre 1000 et 2500 km d'altitude par rapport à la photosphère présentant de fines spicules au-dessus et une bande plus sombre au-dessous.

Spectre dans le voisinage du limbe.

Dans le spectre ci-dessus, on constate que la raie He I 5875.6 est très discrète, mais visible, au-dessus du limbe. Par contre, elle n'est pas visible sur le disque tellement elle est faible et noyée dans le continum.

Ci-dessous le profil spectral sur le disque déduit de l'observation précedente. Il n'est pas aisé de reconnaitre la présence de la raie D3!

Profil spectral dans le voisinage de la raie D3 de l'hélium.

Ce jour là je prenais un spectrohéliogramme du disque solaire dans la raie D3 de l'hélium. Ce n'est qu'au dépouillement que j'ai constaté la présence d'une émission intense dans la chromosphère au limbe (l'images de gauche montre le profil de la raie D3).
Noter les fines spicules que l'on devine sur celui-ci.

J'ai constaté que j'étais passé à côté d'une belle protubérence que mon scan a juste écorné.
Ci-contre, à gauche, j'ai superposé ce profil spectral avec un image d'archive montrant la protubérence.

Dommage!

La prochaine fois je préparerai un peu mieux ma séance d'observations...


Comparonsdes images d'une région active entourant une tache solaire en Halpha et dans la raie D3 de l'hélium.
Il s'agit des régions actives NOAA 0794 et NOAA 0795 que j'ai observées le 6 août 2005.
Les quatre premières images à partir de la gauche montrent ces deux régions dans les ailes et au centre de la raie H alpha.
La sixième image est prise dans la raie D3 (He I l5876).
L'aspect est totalement différent.
Le réseau chromosphérique n'apparait pratiquement pas. Le centre des taches qui apparait en noir en H alpha et dans le visible est maintenaant blanc brillant.
Par contre les plages brillantes au centre de H alpha apparaissent en sombre dans l'Hélium.
On reconnait bien les divers motifs, mais l'image dans la raie de l'Hélium semble être le négatif de l'image au centre de la raie H alpha.

Ha -0.84Å
Ha - 0.50Å
Ha centre
Ha +0.50Å
Ha +0.50Å
He centre
n° NOAA