The Solar Explorer  -  6 jullet 2022

Observation

Partie 1 : le choix de l’instrument de prise vue

En raison de son principe et de la méthode de prise de vue (mode « spectrohéliographe ») la distance focale doit préférablement être comprise entre 200 et 1200 mm. En dessous d’une focale de 200 mm, la petitesse de l’image du disque au foyer empêche d’obtenir une vue bien fouillée.. Au dessus de 1200 mm de longueur focale, l’image délivrée est très détaillée, mais le temps de pose doit être réduit, ce qui induit un accroissement du bruit.. Le volume des données acquises grimpe aussi très vite, le moindre balayage pouvant atteindre 2 Go ou plus (taille du fichier SER), une situation qui devient facilement ingérable à la longue (à moins de se résigner à ne balayer que des zones restreintes du disque).


La longueur focale de l’instrument de prise de vue ne doit pas dépasser 420 à 450 mm pour saisir l’image globale du disque solaire en une seule passe de balayage (un « scan », voir la section « Théorie »). Au dessus, vous pouvez parfaitement prendre des images, mais vous n’aurez qu’une fraction du disque, ce qui en soit n’est pas du tout rédhibitoire, et obligera assembler le résultat de plusieurs « scans » en une image unique sous désirez une vue globale, ce qui demande un peu plus de travail. 


En règle générale, les optiques à miroirs, type télescope, ne sont pas utilisables avec Sol’Ex. Il demeure les lunettes astronomique et les objectifs photographiques (téléobjectifs). Le rapport d’ouverture (rapport focale sur diamètre) idéal pour Sol’Ex est entre 6 et 10.


Les vues ci-après montrent un certain nombre d’associations parfaitement exploitable avec Sol’Ex :

Avec un téléobjectif photographique de 200 mm de focale seulement.

Avec une petite lunette EVOGUIDE SkyWatcher D=50 mm, F=232 mm, plutôt exploitée en tant que chercheur.

Avec une lunette TS de 65 mm de diamètre et de 420 mm de longueur focale.

Avec un téléobjectif Canon de 400 mm associé un double de focale (focale résultant de 800 mm)

Avec un astrographe FSQ85ED Takahashi de 450 mm de focale.

Avec une lunette FS128 Takahashi (D=128 mm, F=1040 mm).

Le deux clichés ci-après pris avec Sol’Ex illustrent l’aspect du disque solaire dans la raie H-alpha pour les deux configuration extrême de cette énumération :

Image réalisée avec un téléobjectif Canon de 200 mm de focale diaphragmé à f/5,6. Malgré la modestie de l’instrument, ce document révèle de nombreux détail dans l’atmosphère du Soleil (il n’y avait aucune activité visible à la surface en lumière blanche au même moment). Cette configuration légère et économique est idéale pour débuterr et se faire plaisir sur la durée.

Image réalisée avec un  lunette FS128 de 1040 mm de focale. La configuration est bien plus lourde, mais révèle de fins détails si le degré de turbulence atmophérique le permet. 

Observation simultanée du Soleil avec deux Sol’Ex, l’un opéré au premier plan par Valérie Desnoux au foyer d’une lunette AstroPhysics de 120 mm, l’autre opéré au second plan par l’auteur au foyer d’une lunetteTakahashi de 128 mm de diamètre.

Il existe cependant une exception quant à l’usage des télescopes, lorsque ces derniers sont de petites tailles. L’exemple ci-après montre l’utilisation de Sol’Ex associé à un télescope Maksutov « éducatif » de marque Acuter, de 60 mm de diamètre et de 750 mm de focale. Pour un emploi en toute sécurité (ne pas faire fondre les parties en plastique de ce petit télescope), il est obligatoire d’ajouter un filtre atténuateur à l’avant du tube - voir plus loin la discussion sur les filtres de densité neutre. Cette configuration se révèle remarquable à plus d’un titre : (1) le prix d’achat de ce type de tube optique est très bas (1OO euros), (2) la qualité est vraiment bonne, car l’optique est assez fermée (f/12,5) et sa réalisation fort correcte, (3) l’ensemble (télescope et Sol’Ex tout équipé avec sa caméra) ne pèse pas plus que 1 kg, ce qui signifie qu’on peut l’installer sur n’importe quelle monture ou le transporter facilement en voyage, (4) loin d’être un gadget ou un jouet, il s’agit d’une solution « tout » en plastique très cohérente avec Sol’Ex, séduisante par les performances obtenues, alors qu’il est difficile de faire moins cher pour observer le Soleil, chez vous, dans une école, etc.

A droite, l’image du Soleil prise le 26 novembre 2021 dans la raie H-alpha avec un tube optique à 100 euros (MaksyGO Acuter). Un filtre de densité neutre (ND4) à l’avant du tube est obligatoire et complète l’ensemble (voir partie 5). 

La relative longue focale (750 mm) ne permet pas d’obtenir l’image du disque en entier avec Sol’Ex en un seul balayage. Les images ci-dessus, correspondant à cet unique balayage,  ont été prise avec le télescope ACUTER le 3 décembre 2021, à gauche dans la raie rouge de l’hydrogène, à droite dans la raies K du Ca II. Il est bien sur toujours possible de réaliser une mosaïque des demi hémisphères nord et sud pour construire un disque global.

Cliquez sur l’image à droite pour visualiser un film montrant de manière bien concrète l’emploi de Star’Ex sur ce petit télescope.

Vous pouvez télécharger ici les fichiers STL d’une interface entre Sol’Ex et le télescope Maksutov ACUTER de 60 mm. Cette interface est faite en deux parties et comporte un logement pour un filtre 31,75 mm.

La qualité du système de focalisation est primordiale pour obtenir des images bien nettes du Soleil. Il faut qu’il soit sans jeu, démultiplié et reproductible (un bon Crayford par exemple), Un positionnent de la fente d’entrée de Sol’Ex à +/-0,010 mm près est parfois nécessaire, voire mieux. Ajouter un moyen de mesure se révèle bien utile, comme un palpeur micrométrique de mécanicien. Cet élément est fixé sur le corps de la lunette, et la mesure se fait par rapport à la partie mobile qui supporte Sol’Ex via un palpeur. De nombreux modèles économiques existent, mécaniques ou numériques (j’aime les mécaniques à aiguille, car plus lisibles en toutes positions).


La focalisation avec une optique photographique demande du doigté. Si la mécanique est en général très bonne (système hélicoïdal sans jeu pour le bon matériel), en revanche, il faut coup de main pour réussir et idéalement avoir une vision directe de l’écran d’acquisition pour juger en temps réel du résultat (voir une vidéo plus loin à ce sujet).


Pour estimer la bonne focalisation de l’image du Soleil sur la fente de Sol’Ex au moment de l’acquisition des « scans » vous disposez d’au moins trois critères :





(1) les bords francs au niveau de l’extrémité du limbe projeté sur la fente. C’est un test de « bord de plage » (lumineuse) dans le jargon de l’optique.

 

(2) une structure de la raie H-alpha dentelée, qui évolue vite lorsque vous faites défiler le disque sur la fente. Cette structure traduit les variations de la vitesse du gaz dans la chromosphère que Sol’Ex peut parfaitement détecter (effet Doppler-Fizeau). Plus les bords de la raie sont ciselés, meilleure est la focalisation,  car c’est le signe que vous voyez de fins détails.


(3) si une tache est présente sur le disque et que vous l’a centrée sur la fente, la ligne noire qu’elle forme tout le long de l’axe de dispersion est d’autant plus contrastée que l’image est bien focalisée.


Cette procédure est concrètement exposée dans un vidéo que vous pouvez visualiser en cliquant sur l’image suivante :

Remarquez que la capture se fait toujours en orientant la caméra pour que l’axe de dispersion soit vertical (parallèles aux colonnes du détecteur), et donc les raies horizontales. Cette disposition optimise grandement la fréquence de lecture des capteurs CMOS.


Une question se pose quant à l’orientation de Sol’Ex vis-à-vis de la lunette, afin soit de réaliser un balayage en ascension droite, soit en déclinaison. Il y a plusieurs écoles, mais la mienne consiste à « scanner » en ascension droite, sans l’ombre d’un doute. C’est plus naturel (c’est ce à quoi vous êtes conduit si vous réalisez un balayage en arrêtant le moteur d’entraînement du télescope). Souvent la qualité mécanique des montures et la motorisation est de meilleure qualité en ascension droite par rapport à l’axe de déclinaison. Si vous ne capturez que des fractions du disque solaire en une passe, car la focale de la lunette est longue, il est en outre astrophysiquement logique de travailler suivant un axe proche du plan équatorial du disque solaire, la ceinture équatoriale étant souvent la plus riche en détails. 

Aspect de la chromosphère vue par la tranche lorsque la fente tangente le bord solaire. Si vous réalisez vos balayage en ascension droite - ce qui est recommandé - le point solaire ainsi observé se trouve assez proche de l’équateur solaire.

Partie 2 : la caméra

En dehors de la lunette (ou du téléobjectif), l’investissement financier principal pour utiliser Sol’Ex concerne l’achat de la caméra de prise de vue si vous n’en disposez pas déjà. J’ai abordé le sujet de la caméra à la partie 4 de la section « Construction »


Je rappelle seulement qu’une caméra CMOS à petits pixels est généralement préférable, comme la ASI178MM (pixels de 2,4 microns, l’idéal) ou la ASI290MM / Mini (pixels de 2,9 microns). Si vous êtes possesseurs d’une caméra ZWO ASI174MM (ou l’équivalent chez QHY), pas d’inquiétude, vous pouvez l’employer ; vous allez obtenir de belles images du Soleil malgré une taille de pixels de 5,86 microns, sans dépenser un sous, et sachant que les modèles à petits pixels sont assez souvent utilisés avec un binning (logiciel) 2x2.


En revanche, je ne recommande pas l’emploi de caméras couleur, si ce n’est pour un but pédagogique (montrer le spectre en couleur fait toujours son petit effet !). 


Il vous faut un logiciel pour lire la caméra. Vous en trouvez des gratuits comme SharpCap ou FireCapture, qui peuvent produire des fichiers SER à haute cadence (le fichier est une suite d’images individuelles). Vous devez préciser à l’application d’acquérir les données en 16 bits (pas 8 bits). Familiarisez-vous avec le logiciel avec d’acquérir vous premières données solaires.


Pour que la caméra puisse fonctionner à haute cadence - des fréquences supérieures à 100 images par secondes étant souvent nécessaires - vous devez posséder d’un ordinateur disposant d’une interface USB3. C’est obligatoire, mais c’est aussi le standard aujourd’hui ! Par ailleurs, la liaison entre la caméra et l’ordinateur sera courte et directe, sans passer par un HUB, qui n’assure pas en général la fréquence de lecture requise. Un autre point capital est le fenêtrage de l’image à sa zone utile qui encadre la raie utilisée pour réaliser l’image du Soleil (on parle de « cropping » en anglais. Il importe que la caméra soit orienté pour que les raies spectrales soient horizontales dans les images, pour une lecture à la vitesse maximale du capteur compte tenu de l’architecture interne de celui-ci. Dans ce cas, la zone de cropping est bien plus large que haute. La largeur englobe en général la largeur totale de l’image de la fente. Par exemple, avec une caméra ASI178MM la fenêtrage fait 3088 pixels en X et 140 pixels en Y, soit un « crop » de 3088x140.


En fonctionnement normal, durant les balayages solaires, le gain de la caméra ne doit pas dépasser 200 (dans le référentiel ZWO, soir 20 dB). Au dessus le bruit devient très visible. Un gain de 100 est parfait, et un gain inférieur encore mieux. Ce gain s’ajuste en fonction du temps de pose - voir à la partie suivante.

Partie 3 : la monture

On sait que le principe de l’observation consiste à laisser défiler l’image du Soleil devant la fente tout en réalisant des acquisitions régulières à haute cadence, de manière à correctement échantillonner le disque solaire temporellement, avec une bonne régularité. Les images ainsi acquises sont sauvegardées dans un fichier SER unique.


Une monture équatoriale est indispensable pour cette opération afin de garantir l’orthogonalité entre la direction du défilement et l’axe long de la fente. Autrement dit, l’image du disque au moyen de la lunette ou du télescope doit se déplacer à angle droit de la direction longue de la fente de Sol’Ex. Il est vivement recommandé de respecter cette perpendicularité sans dépasser une erreur de 1 degré. Si l’erreur d’angle est de 2°, vous allez pouvoir réaliser des images du Soleil et les traiter, mais certains défauts dans les images peuvent alors devenir gênants pour certaines applications. Cela veut dire que vous devez bien orienter Sol’Ex par rapport à la lunette et sa fixation sur la monture (voir les vidéos à suivre). Faites des repères si vous montez et démontez Sol’Ex de l’instrument de prise de vue.


Je recommande aussi de réaliser le balayage suivant l’axe des ascensions droite (pas la déclinaison donc), (1) pour des raisons d’exploitations astrophysiques (mesures Doppler, voir plus loin), (2) car le défilement est souvent plus régulier en ascension droite, (3) car c’est plus logique et naturel.


La vitesse de défilement de l’image du disque sur la fente a un impact significatif sur la qualité des images obtenues et le confort d’utilisation. Un défilement « naturel », à la vitesse sidérale (15°/heure) correspond à un arrêt du moteur d’entraînement en ascension droite. Il est tout à fait possible de procéder ainsi, mais le balayage d’est en ouest (ou l’inverse) de tout le disque solaire dure plus de 2 minutes. Cela affecte l’interactivité, et si le mouvement moyen est par définition très régulier, en revanche l’agitation des images provoquées par la turbulence atmosphérique se fait bien sentir sur un temps aussi long. Si vous possédez une monture autorisant des vitesses de rattrapage de 8X, 16X… la vitesse sidérale, le balayage sera bien plus rapide et il y a plus de chance de tomber dans un « trou » d’accalmie de la turbulence. Le balayage est alors dit « forcé ». Il faut ici que la caméra permette d’acquérir les images à haute cadence (plusieurs centaines d’images par seconde) afin d’obtenir un disque du Soleil quasi circulaire, sans devoir faire des retouches très significatives. Pour plus d’information sur ce point, consultez la section « Traitement » de ce site. 


Pour obtenir un disque presque rond du premier coup, il faut choisir un bon couplage entre la vitesse de défilement forcée choisie (4x, 8x, 16x…) et temps de pose pour chaque trame constituant le balayage, la taille des pixels de la caméra et la distance focale de la lunette.


- si V est le multiple de la vitesse sidérale adopté (V = 4, 8, 16…) ;

- si t est le temps d’exposition, en secondes ;

- si p est la taille des pixels de la caméra (après binning), en microns ;

- si F est la focale de la lunette, en millimètres ;

- si delta est la déclinaison du Soleil au moment de l’observation, 


‍ Alors le temps t de pose à adopter pour obtenir un disque rond est donné par la formule :


t = (8,79 . p) / (F . V . cos(delta)) 


Prenons un exemple. On utilise une lunette de 420 mm de focale (F = 420), avec Star’Ex équipé d’une caméra ASI178MM exploitée en binning 2x2, soit une taille de pixel de 2 x 2,4 microns = 4,8 microns (p = 4,8). On décide de balayer le disque solaire à 16x la vitesse sidérale (V = 16). Au moment de l’observation, la déclinaison équatoriale du Soleil était de 23,42° (delta = 23,42) (pour un calcul expéditif, vous pouvez faire delta = 0°). Après calcul on trouve :


t = (8,79 . p) / (F . V . cos(delta)) = (8, 79 . 4,8) / (420 . 16 . cos(23.42)) = 0.00684 seconde


Soit donc 6,84 ms. Tel est le temps d’exposition à afficher dans votre logiciel d’acquisition servant à générer un fichier SER, à partir duquel va être calculée l’image du Soleil.  Ce temps d’exposition correspond à une fréquence image de 1/0,00684 = 146 images par seconde. Vous devez bien contrôler que le logiciel d’acquisition (SharpCap, FireCapture…) est bien capable de lire le flux vidéo de la caméra à cette cadence. Si vous avez défini la fenêtre d’acquisition, comme indiqué à la partie précédente, il ne devrait pas y avoir de difficulté (l’image doit circonscrire la raie spectrale d’intérêt et pas plus). Simultanément, une fois le temps de pose fixé, ajustée aussi le gain de la caméra pour ne pas saturer le continuum voisin de la raie (en général).


Il n’est pas certain que votre vitesse V de mouvement soit exactement celle affichée, ou encore que la déclinaison du Soleil ne soit pas prise en compte. Vous devez donc vérifier, à partir de la valeur calculée, le temps de pose précis pour obtenir un disque bien rond.


Démonstration de la formule précédente. Soit E la taille du pixels du détecteur en seconde seconde d’arc projetée sur le ciel (axe spatial du spectrographe, voir aussi a la section « Théorie » du site la formule donnant la quantité Vy) :


E = (206 p / F) x 80 / 125          (avec les unités précédemment utilisées, et 80/125 le rapport des focales collimateur/objectif)


Par ailleurs le déplacement angulaire du Soleil en seconde d’arc lors d’un temps t (en secondes) dans la direction du ciel où celui-ci se trouve est donné par la formule classique (rotation synodique de la Terre, soit 360° en 24h) :


E’ = 15 . V . t . cos(delta)


Pour que le disque solaire soit rond, il faut que E = E’, d’où en approchant les équations correspondantes, l’équation que nous avons utilisée pour trouver le temps de pose. 


Attention, à grande vitesse de balayage, certaines montures sont victimes d’oscillation (phénomène de résonnante) qui ont un effet dramatique.sur la qualité des images solaire. Le résultat dépend du sens de rattrapage (vers l’est ou vers l’ouest) et de l’équilibrage de la monture. Vérifier la régularité du bord solaire (en dehors de la turbulence) pour vous assurer que tout va bien. Eventuellement, choisir le meilleur sens de balayage (de l’est vers l’ouest ou l’inverse).

En haut, l’équilibrage est tel qu’il génère des oscillations bien visibles sur le limbe solaire lors du balayage du disque à 4X la vitesse sidérale avec une lunette FS128. En bas, la monture est équilibrée différemment et les oscillations ont complètement disparu. L’image du Soleil présentée est le résultat du traitement d’une acquisition Sol’Ex en dehors de toute raie, ce qui produit une image classique de la photosphère solaire, ici avec une tache.

Partie 4 : la protection thermique de Sol’Ex

Si vous utilisez Sol’Ex comme montré dans la photographie à droite, vous exposez de boîtier noir face au Soleil, et la température de celui-ci va grimpé très vite. Ceci occasion des déformations thermo-élastiques du plastique dont est fait Sol’Ex, avec pour effet visible, des déplacements plus ou moins aléatoires du spectre dans le plan du capteur. Il est impossible de travailler ainsi, car les conditions peuvent avoir changé entre le débit et la fin d’un balayage.


Il est donc impératif (j’insiste sur le terme « impératif ») de maintenir Sol’Ex à une température proche de la température ambiante, ce qui signifie interposer un écran ente le Soleil et Sol’Ex. J’utilise une technique vraiment simple, au détriment de l’esthétique, efficace, qui n’alourdis pas Sol’Ex et qui n’ajoute pas une prise au vent : enrouler Sol’Ex dans de la feuille d’aluminium de cuisine (utilisez le modèle à double épaisseur pour limiter les problèmes de déchirement). C’est ce que montre l’image à gauche…. garanti efficace !

Ci-contre, protection grâce à une feuille d’aluminium contre la montée en température alors que Sol’Ex est monté au foyer d’une lunette Takahashi FSQ85ED.

Partie 5 : l’atténuation du flux solaire

L’instrument de prise de vu (lunette ou objectif photographique) concentre une forte énergie au foyer dans une petite surface. La température est élevée à cet endroit si on n’utilise pas un élément qui absorbe ou réfléchit cette l’énergie. C’est précisément ici qu’est positionné la fente d’entrée de Sol’Ex, une très fine lame de verre recouverte de chrome (inclinée à 30° par rapport à l’axe optique), un matériau à la fois réfléchissant et absorbant, sur lequel est dessiné le motif de la fente (un trait transparent de 4,5 mm de long et de 10 microns de large). Le verre est collé sur une autre pièce, en aluminium, servant de support. Ces deux éléments peuvent supporter l’énergie contenue dans l’image du Soleil focalisée, mais la dilatation différentielle entre le verre et le métal peut conduire à des tensions mécaniques et à la casse. C’est ce que l’on voit sur l’image ci-contre ; une fente qui c’est brisé, car soumise un rayonnement solaire focalisé intense durant une longue période et sans la moindre atténuation.


Il importe donc d’atténuer dans une certaine proportion le flux solaire pour sécuriser le fonctionnement de l’instrument. Pour vérifier que l’atténuation est suffisante, placez la paume de la main au foyer de votre lunette. Si vous arrivez à maintenir la main durant au moins 15 à 20 secondes, vous pouvez considérer qu’il n’y aura aucun souci en utilisant Sol’Ex.


La solution la plus simple pour réduire l’intensité du flux solaire revient à positionner un filtre absorbant neutre à l’entrée de la lunette ou de l’objectif photographique. On trouve des filtres auprès des marques HOYA ou encore B+W avec diverses densités à des prix assez raisonnables jusqu’au diamètre de 82 mm. Les valeurs de densité correctes pour nous s’échelonnent entre 0,6 et 1,2 suivant l’instrument employé. Par exemple, avec un téléobjectif de 400 mm de focale ouvert à f/5,6 auquel est associé un doubleur de focale (ouverture finale à f/11,2 - voir les films ci-après) j’emploie un filtre particulièrement clair, de densité 0,6. En revanche avec un objectif de 200 mm ouvert à f/5,6 la valeur est ND = 1,2


HOYA propose un étagement de densité plus vaste que B+W. En outre, après divers tests, la qualité de surfaçage des filtres HOYA est telle qu’elle ne dégrade pas la qualité des images délivrées par Sol’Ex, ce qui est essentiel,  Les filtres HOYA, sont en outre moins coûteux et ne présente pas de phénomène de franges, ce qui n’est pas le cas des filtres B+W testés, ce qui est peu être gênant pour certains travaux. En résumé, la bonne source est la série de filtres HOYA PROND.

A droite, le système de franges observé avec les filtres neutres B+W. Celui-ci est absent sur le filtre HOYA PROND12, recommandé dans la plupart des situations, et seulement légèrement visible sur le modèle ND8 ou encore ND4, ces deux derniers pouvant être utilisé lorsque le flux vient à manquer. 

De nombreux diamètres sont proposés, correspondants aux standards des objectifs photographiques : D=62 mm, 67 mm, 77 mm, 82 mm… A vous de sélectionner celui qui correspond le mieux au diamètre de votre lunette, mais prévoyez une marge en plus de 2 à 5 mm.

Ces filtres, conçus pour la photographie ou la vidéo, s’adaptent bien sûr aisément sur tous les objectifs photographiques. Pour une lunette astronomique, il faudra fabriquer une interface en impression 3D (par exemple) - voir ci-contre. Vous pouvez télécharger sur les liens suivant les fichiers STL correspondants (fichiers compressés), à titre d’exemples pour quelques lunettes et télescopes populaires :


- Interface filtre D=67mm pour lunette Takahashi FS60 : cliquer ici

- interface filtre D=77mm pour lunette SkyWatcher 72ED : cliquer ici

- interface filtre D=77mm pour télescope Maksutov Acuter 60 mm : cliquer ici

Bonne nouvelles, les filtres photographiques en question se révèlent efficaces sur un large domaine de longueur d’onde, certes pour le visible, mais aussi pour l’infrarouge. En cas de doute ,vous pouvez ajouter un filtre de coupure infrarouge (IR-cut) vissé sur le coulant 31,75 mm faisant la liaison entre Sol’Ex et la lunette - mais non nécessaire avec les filtres indiqués. Pour information, l’énergie solaire en dessous de 400 nm représente 3% de l’énergie totale, entre 400 et 700 nm on trouve 42% de l’énergie totale, entre 700 et 1100 nm on a 34% du total, entre 1100 et 1700 nm, 15% du total, et au-delà vers l’infrarouge, 6%. La proportion exacte dépend de la transmission atmosphérique, mais on voit que la part infrarouge, non visible à l’oeil nu, n’est pas négligeable.

L’autre solution pour filtrer l’intense flux solaire consiste à utiliser un hélioscope d’Hershel, un accessoire bien connu des observateurs solaire. Celui-ci ressemble à un renvoi coudé de télescope. Le principe est simple : le flux solaire capté par la lunette rencontre un peu en avant du foyer une lame de verre nu (sans traitement) inclinée le plus souvent à 45°. De façon naturelle, une surface de verre nue réfléchit 5% environ du flux incident et transmet le reste, soit 95% (l’absorption interne du verre est elle quasi nulle). L’atténuation consécutive élimine tout risque de casse du matériel à la suite de l’hélioscope (mais il est malgré tout interdit d’observer à l’oeil nu sans autre filtrage). La seconde face de la lame forme un angle avec la première de telle manière à éviter l’apparition d’une image fantôme.


La photographie ci-après montre quelques hélioscopes disponibles sur le marché pour coulant 31,75 mm :

Après évaluation, l’usage du modèle TS se révèle décevant dans le contexte spécifique de l’application Sol’Ex, un traitement polarisant particulièrement absorbant sur la lame de verre faisant perdre beaucoup de luminosité à l’ensemble, au point qu’il arrive que l’on manque de lumière dans certains cas, ce qui est un comble lorsqu’on observe le Soleil (l’hélioscope TS se comporte comme une densité 1,8 environ). Les modèles LUNT, HERCULE, ou encore BAADER, qui utilisent une lame non traitée, font en revanche parfaitement l’affaire. Le modèle LACERTA exploite une lame non traitée sous un angle d’incidence particulier, dit de Brewster, qui maximise la polarisation linéaire induite par cette lame. Cette propriété, et le fait que Sol’Ex polarise lui même la lumière, à plus de 75% dans le rouge (c’est le réseau à diffraction qui est responsable), font que la transmission d’ensemble est maximisée, ce qui se révèle être un avantage. Malgré son côté massif et un tirage optique élevés faisant qu’il ne va pas s’adapter à toute les lunettes (vérifiez que vous pouvez faire la mise au point), le LACERTA est l’hélioscope idéal pour une utilisation avec Sol’Ex. La manière d’exploiter un hélioscope sera expliquée dans une vidéo dont le lien sera donné un peu plus loin.


Il arrive qu’un filtre de densité neutre soit monté dans l’hélioscope lorsqu’il est livré (voir à droite). Si c’est le cas, Il faut retirer ce filtre, ainsi que tout filtre polarisant proposé par le fabricant.


Les photographies ci-après précisent comment il faut orienter l’hélioscope d’Hershel par rapport à la monture (cas d’un balayage en ascension droite, le plus courant) et comment orienter Sol’Ex par rapport à l’hélioscope. La manière de monter ces éléments n’est pas intuitive, mais il est crucial de la respecter. L’origine de cette disposition est liée à la polarisation conjointe de l’hélioscope et de Sol’Ex, afin de maximiser le flux optique transmit dans le système.

Voici une astuce concernant les filtres, afin d’améliorer la qualité des images. Notez bien que sa mise en oeuvre est tout à fait facultative, car Sol’Ex délivre de bonnes images  en l’état. L’idée est de réduire le niveau du fond parasite lorsqu’on observe des protubérances au limbe solaire. Si vous disposez d’un tel accessoire, ajoutez pour cela à l’avant de la fente un filtre passe-bande H-alpha de 5 à 10 nanomètres de large, habituellement utilisé pour faciliter l’observation les nébuleuses gazeuses du ciel. Ce faisant, en ajoutant un préfiltre, on réduit la diffusion parasite instrumentale. L’idée n’est bien sûr valable que pour la raie H-alpha.


A gauche, l’installation d’un filtre H-alpha à bande passante étroite à l’entrée de Sol’Ex. En haut, l’aspect du spectre dans la zone de la raie H-alpha lorsqu’un filtre passe-bande est utilisé : seule la lumière du proche voisine de la raie entre dans le spectrographe, ce qui réduit la diffusion interne.

L’aspect du Soleil le 16 novembre 2021, obtenu avec une lunette TS de 65 mm de diamètre et de 420 mm de focale et en ajoutant un filtre Astrodon passe-bande de 5 nanomètres (50 A) de largeur de bande à l’entrée de Sol’Ex. Le fond de ciel au limbe devient alors très sombre et homogène, ce qui améliore la visibilité des plus faibles protubérances.

Une dernière remarque pour clore cette partie. La fente en verre est montée sur une pièce en aluminium anodisé en noir. Cette pièce de métal absorbe plus la chaleur que la partie en verre. Pour être sûr de ne pas voir monter la température lorsqu’on observe avec un gros instrument, vous pouvez rendre réfléchissante cette partie absorbante du support de fente en déposant des bandes de ruban adhésif en aluminium sur les parties concernées, comme l’indique la photographie à droite (mais surtout ne rien coller rien sur la partie en verre !).

Partie 6 : observation avec un téléobjectif de 200 mm et un filtre de densité

Pour une prise en main de Sol’Ex n’hésitez pas à utiliser un instrument modeste, c’est la meilleure école. Par exemple, dans les vidéos qui vont suivre, je vais vous montrer comment exploiter un simple objectif photographique de 200 mm de longueur focal, permettant déjà d’obtenir des images intéressantes et démonstratives de surface solaire dans la raie rouge de l’hydrogène (H-alpha), mais aussi bien d’autres raies.


Les vidéos de cette partie montrent l’essentiel de ce qu’il faut connaître pour utiliser Sol’Ex.


Dans la première ci-après (cliquer sur l’image), j’explique pas à pas comment monter l’objectif en question sur Sol’Ex , comment utiliser un filtre de densité, comment approcher la mise au point du disque, etc :

La vidéo suivante montre comment préparer Sol’Ex pour l’observation proprement dite, en abordant les sujets du pointage du Soleil, de la mise au point du spectre, de la mise au point de l’image solaire (voir aussi à la partie 1 de cette page) et l’orientation de l’instrument : 

La dernière vidéo de cette partie montre comment réaliser un balayage, l’utilisation,du logiciel de capture SharpCap et l’utilisation du logiciel INTI pour un traitement rapide des balayages et la visualisation du disque solaire :

Partie 7 : observation avec un téléobjectif de 800 mm et un filtre de densité

Dans cette partie je décrit comment exploiter un objectif de plus grande focale, toujours photographique. Il s’agit d’un téléobjectif de 400 mm associé à un doubleur de focale. Les images produites par ce système sont nettement plus détaillées (mais ne montrent pas tout le disque en une passe) :

La vidéo ci-après montre comment exploiter un tel objectif :

Partie 8 : observation avec un hélioscope d’Hershel

On explique dans la vidéo à suivre comment mettre en oeuvre un hélioscope d’Hershel associé à une lunette de 65 mm de diamètre et de 420 mm de focale. On insiste en particulier sur  l’importante question de l’orientation Sol’Ex par rapport à l’hélioscope : :





Partie 9 : comment observer les tâches solaire

Certes, Sol’Ex fait très fort pour délivrer des images du Soleil avec la lumière venant de raies spectrales étroites, mais n’oubliez pas que vous pouvez aussi parfaitement générer une image de la photosphère, et donc pas exemple des taches solaires, en utilisant la lumière du continuum spectral. La vidéo suivante (cliquer sur l’image), montre comment s’y prendre, en particulier en utilisant le logiciel INTI :

Partie 10 : l’importance du binning et de la distance focale de la lunette

L’opération de binning consiste à agglomérer des pixels adjacents pour en former un seul. Par exemple un binning 2x2 regroupe, le signal des pixels formant un carré de deux pixels de côté. Avec les capteurs CMOS, le binning est obtenu par une simple somme arithmétique, ce qui est moins efficace qu’avec les capteurs CCD qui réalisent une sommation analogique. Un logiciel comme SharpCap offre cette possibilité de binning à l’acquisition.


Pour nous, la raison d’être du binning est triple. D’abord, une certaine réduction du bruit dès l’observation. Ensuite, une réduction très importante de la taille des fichiers. A vitesse de balayage constante, le volume d’un fichier SER acquis en binning 1x1 est 8 fois plus volumineux qu’un fichier acquis en binning 2x2 , ce qui est écart considérable.


A l’inverse, un binning 1x1 échantillonne plus finement le spectre et le disque solaire (suivant l’axe spatial), qu’un binning 2x2. Donc l’image, est potentiellement plus résol. Par exemple, les deux images de protubérances ci-après ont été prises dans le continuité en binning 2x2 et en binning 1x1 (mises à la même échelle a posteriori) :

Acquisition en binning 2x2 avec une lunette Takahashi FSQ85ED.

Acquisition en binning 1x1 avec une lunette Takahashi FSQ85ED.

L’examen attentif de ces images montre de fait un gain en résolution en utilisant le binning 1x1. La théorie de Sol’Ex est bien vérifiée. Mais il faut mettre ce gain en regard de la taille des images qui dégrade la souplesse d’usage et l’interactivité.


Attention, un binning 2x2 dégrade la résolution spectrale par rapport à un binning 1x1. S’il faut réaliser des mesures précises sur le spectre ou travailler sur des raies très fines, le binning 1x1 s’impose.


L’autre levier pour accroître la finesse des images est d’utiliser un instrument de prise de vue plus gros, qui allonge la distance focale, bien sûr le coût de l’opération est bien plus élevé que le simple fait de choisir le facteur de binning, mais la performance grimpe bien plus vite; comme cela est montré dans la vidéo suivante :

Partie 11 : observer dans les raies H et K du calcium ionisé

L’un des intérêts de Sol’Ex est de délivrer des images du Soleil dans la raie spectrale de son choix, sans avoir à acheter un filtre spécialisé pour cela. Il suffit de sélectionner cette raie en tournant la roue qui oriente le réseau. Voici quelques exemples d’images en diverses longueurs d’onde réalisés avec une petite lunette :

Dans cette partie nous allons nous intéresser aux raies du calcium ionisé (Ca II) situées dans l’ultraviolet (UV). Elles sont faciles à reconnaître, car très larges.


Mais deux difficultés se présentent. D’abord dans l’UV le signal baisse rapidement en intensité. Souvent, il sera nécessaire de pousser le gain de la caméra pour bien distinguer les détails. Ensuite, le chromatisme des optiques (celui de la lunette, et surtout de Sol’Ex) devient sévère. Ce dernier point oblige à certaines manipulations : refocalisation du spectre sur le détecteur pour retrouver des raies bien fines dans l’image du spectre, refocalisation de la lunette pour avoir une image nette du disque sur la fente. La vidéo suivante aborde ces sujets et délivre quelques astuces  :

Une question abordée dans cette vidéo est le choix de la raie,  la raie dite K ou la raie dite H. Sur le plan astrophysique, elles sont équivalentes. Traditionnellement; c’est la raie K qui est préférée, car elle est bien isolée, comme le montre le spectre ci-après avec une fente qui tangente le limbe solaire. La raie H est intéressante cependant, car elle se situe dans une partie plus intense du spectre enregistré, mais malheureusement polluée par la raie H-epsilon voisine. Lorsqu’on observe avec le réseau de 2400 traits/mm, la résolution spectrale est suffisante pour bien séparer ces deux raies lors des traitements, et donc ma préférence va plutôt sur la raie H, qui offre des images moins bruitées.

Phénomène d’inversion des raies H et K au limbe solaire, mais aussi des raies de l’hydrogène voisines. Image réalisée avec le réseau de 2400 traits/mm de la version de base de Sol’Ex.

Partie 12 : observer dans la raie D3 de l’hélium (He I)

Il peut arriver que les raies spectrales avec lesquelles on veut réaliser un spectrohéliogramme soient quasi invisibles dans le continuum. C’est une complication. Le cas typique est celui de la raie jaune de l’hélium (He I) à la longueur d’onde de 5875,65 A,, dite raie D3. Son intensité n’est que de l’ordre de 1% de l’intensité du continuum. Autant dire qu’elle se fait discrète. Pour bien l’apercevoir il faut observer très proche du limbe solaire, où elle se révèle comme une raie « brillante » au voisinage du fameux doublet du sodium, les raies D1 et D2, respectivement aux longueurs d’onde de 5889,97 A et 5895,94 A :

Les images réalisées dans la lumière de l’hélium sont particulières, avec un contraste souvent inversé par rapport à ce que l’on voit dans la H-alpha, et révèle aussi de nombreux autres détails (nota, la coloration jaune est artificielle) :

Il n’est pas possible d’obtenir une image de ce type directement. La méthode consiste à soustraire à une image du disque réalisée dans la lumière de la raie D3 une autre image prise dans la lumière du continuum.. Le procédure est illustrée par la vidéo suivante (cliquez dans l’image pour afficher le film) : 

Note : l’hélium a été découvert dans la lumière du Soleil le 18 août 1868 par l’astronome Jules Janssen. Par la même technique, on vous propose ici de revivre cette belle découverte !

Partie 13 : l’effet Doppler-Fizeau

Les déformations de la raie rouge H-alpha de l’hydrogène le long de la fente sont la manifestation de l’effet Doppler-Fizeau :

Suivant que la matière émettrice de lumière s’approche ou s’éloigne du point d’observation, la raie se décale vers le bleu ou vers le rouge. Le résultat est spectaculaire, car on dispose d’un moyen de mesurer un champ de vitesses (radiales) à la surface du Soleil en utilisant le coeur de la raie ou ces deux bords. Simultanément on sonde l’atmosphère du Soleil dans son épaisseur : la lumière émise dans l’aile de la raie H-alpha provenant de régions plus profondes que celle venant du coeur. Dans l’exemple ci-après, qui concerne une zone active autour d’une tache (utilisation d’une lunette FS128) on voit un filament apparaître lorsqu’on se décale de 0,876 A par rapport au centre de la raie (il est invisible si on utilise la lumière du coeur de la raie de l’hydrogène) :

L’autre exemple ci-après se concentre sur un filament (une protubérance). Lorsqu’on se décale de 5 A environ de la raie, on atteint la surface photosphérique, et on ne voit plus les protubérances et la structure chromosphérique (celle de l’atmosphère solaire) :

Les images décalées spectralement, en plus et en moins, par rapport au centre de la raies H-alpha (ou autres) peuvent êtres associées pour réaliser une composition colorés, comme  ci-après (observation datant du 26 mai 2021, réalisées avec une lunette Takahashi FS128) :

Ci-après une autre composition colorée d’images synthétisées à partir des ailes rouge et bleu de la raie H-alpha. Suivant la couleur, rouge ou bleu, la matière s’éloigne ou s’approche de nous. On synthétise un tel document en couleurs en attribuant au calcul rouge l’image prise dans l’aile bleue de la raie, au canal bleu,l’image prise dans l’aile rouge, au canal vert, la moyenne des deux images précédentes :

Il est même possible, grâce à l’effet Doppler, de mesurer la rotation du Soleil sur lui-même, suivant le même principe, les parties est et ouest s’approchant ou s’éloignant de l’observateur, d’où un décalage spectral différentiel entre les bords opposés au voisinage de l’équateur :

Partie 14 : l’observation de la couronne chaude (couronne « E »)

Pouvoir observer la couronne en dehors des éclipses totales est un vrai défi, assez mythique pour tout dire. Je vous propose de réaliser cette observation avec Sol’Ex, accessible avec un peu de méthode, facile à acquérir. 


Cette observation est réputée par les spécialistes comme très difficile, et même impossible si on ne dispose pas de la pureté d’un ciel de haute montagne. Notre plus gros ennemi n’est pas en effet l’instrument, mais la diffusion de l’atmosphère par les aérosols, qui empêche de voir la très faible lueur de la couronne. En réalité, le principe de Sol’Ex est un atout, le spectrographe étant un filtre naturel très efficace, qui permet d’isoler les raies d’émission coronale, comme le ferait un filtre très étroit (filtre de Lyot par exemple), tout en augmentant les contrastes par dilution spectrale de la lumière du fond. Mais on n’est pas ici dans une observation totalement évidente, car il faut comprendre que l’on va devoir détecter un signal venant d’une raie d’émission représentant environ cinq mille millionièmes de la brillance du disque seulement !


On s’intéresse à l’image de la couronne que l’on aperçoit dans la lumière de raies spectrales associées à des atomes très ionisés par l’énorme chaleur qui règne dans la couronne. Dans l’exemple pris, on utilise la raie verte en émission du Fe XIV (donc, des atomes de fer ionisés 13 fois !), situé à la longueur d’onde de 5303 A. Cet état d’ionisation est atteint lorsque la température est de 2 millions de degrés environ.


Pour la date du 5 juillet 2022, le document suivant permet de comparer à gauche, une image réalisée par l’instrument satellitaire SDO, à partir de la raie Fe XII située dans l’ultraviolet, et à droite, l’image Sol’Ex pour la même date en utilisant la raie coronale verte Fe XIV :

La forte corrélation entre ces deux documents indique que la détection de la couronne est effective avec Sol’Ex. Seule la très basse couronne (dites « E » car illuminée par des raies en émission) est donc ici observée avec ce dernier, mais c’est déjà un succès gratifiant, alors que l’activité solaire était assez modeste ce jour-là. Par ailleurs, le ciel n’était pas vraiment coronal lors de cette prise de vue, du coté de la ville d’Antibes, au niveau de la mer donc (un ciel coronal est bleu très sombre), Le Sol’Ex utilisé est un modèle de base, avec seulement l’ajout à l’avant d’un pré-filtre large bande (bande V, large de 900 A, environ d’un système BVR) :

Mise en place d’un pré-filtre sur le coulant 31,75 mm de Sol’Ex, ici un filtre interférentiel bande V de marque Astrodon, qui participe à réduire un peu la diffusion optique instrumentale.

Vous pouvez envisager d’utiliser un pré-filtre plus étroit spectralement pour une efficacité supérieure (sans que ce soit déterminant), mais il faut alors disposer d’un filtre calé sur la longueur d’onde de la raie d’intérêt. Il est parfois possible de s’adapter, comme ci-après, avec un filtre Baader dit « Solar Continuum » de 10 nm de large, centré sur la longueur d’onde de 540 nm à la base, mais que l’on incline ici de 25°, ce qui a pour effet d’amener la bande de transmission centrée sur la longueur d’onde de 530 nm :

Détournement d’un filtre centré nativement sur la longueur d’onde de 540 nm pour le conduire centré à la longueur.d’onde d’intérêt, ici 530 nm, par une simple inclinaison de 25° dans le faisceau optique à l’avant de Sol’Ex.

Compte tenu de la focale de la lunette utilisée (TS Apo Photoline de diamètre 80 mm, focale 480 mm) et de la date, le temps de pose est choisi de 5,45 millisecondes (pour avoir une image ronde du disque solaire dès le départ). Avec une densité ND16 (marque HOYA ND pro) disposé à l’avant de l’objectif, le gain avec une caméra ASI178MM exploitée en binning 2x2 est choisi de 100 environ (10 dB) pour ne pas saturer le continuum. Cependant, pour l’observation proprement dite de la couronne, le gain est relevé à 300 (30 dB), en saturant donc volontairement l’image du disque et ainsi mieux distinguer le fond de ciel. N’utilisez pas non plus un gain de caméra trop élevé (45 dB…) car cela ne sert à rien en termes de rapport signal sur bruit, et vous aller brûler l’image à l’endroit où la couronne est la plus intense (au limbe). L’image Sol’Ex présentée est le résultat d’une somme de 9 balayages consécutifs du disque, avec un recentrage soigné sur le contour du disque. Il est important de noter que j’ai utilisé la caméra (ASI178MM) en binning 2x2 de manière à réduire le volume des images, tout en disposant d’une résolution spectrale suffisante et un bon rapport signal sur bruit. L’acquisition est réalisée avec le logiciel SharpCap dans une fenêtre de 3088x180 pixels natifs (soit 1544x90 pixels après binning). La fréquence image est d’environ 180 fps.


Le plus difficile est sûrement de repérer la région du spectre où se trouve la raie coronale, puis de positionner celle-ci dans la sous-fenêtre de balayage (scan). Voici la localisation des raies coronales les plus intéressantes pour nous (notre raie verte du Fe XIV à 5302,86 A, et la raie rouge du Fe X à 6374,56 A) :

Autres raies coronales, mais plus difficiles :  FeXIII à 10797,95 A, FeXIII à 10746,80 A, Fe XI à 7891,89 A, Fe XV  à 7059,59 A, FeXI à 3986,80 A, Fe XIII à 3388,10 A.


Dans les conditions de cette observation, la diffusion atmosphérique empêche de voir la raie verte à 5303 A dans les images brutes. Il faut travailler au jugé. La section de spectre présentée ci-après (extrait du « crop » d’acquisition, après redressement des raies) donne la position de la raie coronale Fe XIV, ainsi que la position des zones de références (Ref #1 et #2) associées à des images distinctes que l’on extrait, nécessaires au traitement :

Dans cette image du spectre, valable pour l’observation de la raie Fe XIV, les coordonnées X sont en unités de pixel. La coordonnée X = 0 correspond à la position de la raie Fe I 5302.30 A. En binning 2x2, le pas d’échantillonnage est de 0,145 A/pixel. 

Pour chacun des balayages réalisés (scan), on extrait 3 images : une image à la position de la raie Fe XIV (X = +5 pixels), dites C et deux images de référence, Ref #1 (à X = -5 pixels) et Ref #2 (à X = +10 pixels). Le calcul de l’image finale de la couronne repose fondamentalement sur une méthode différentielle (on soustrait le fond de ciel de l’image brute de la couronne), en faisant :


Image couronne = C - (Ref #2 + Ref #1) / 2


Notez que l’on peut aussi calculer une image de vérification (check), qui doit être relativement plate, en faisant :


Check = Ref #2 - Ref #1


On peut moyenner plusieurs scans pour accroître le rapport signal sur bruit.


Dans le cas présent, les images ont été extraites en utilisant l’outil Scan2Fits de ISIS (un outil automatique est prévu dans INTI à terme). 


Pour finir, pour la date considérée, voici une comparaison entre l’image de la chromosphère dans la raie de l’hydrogène H-alpha (bien sûr obtenue avec Sol’Ex) et l’image de basse couronne chaude Fe XIV : 

Partie 15 : l’observation du champ magnétique

Il est parfaitement possible de détecter à distance la présence du champ magnétique à la surface du Soleil avec Sol’Ex. Il s’agit d’une observation délicate car à la limite des performances de notre instrument, mais réalisable avec un peu de méthode et de soin. Nous allons obtenir au final des images très originales du champ magnétique solaire, que l’on appelles  « magnétogramme ».


L’évaluation de la valeur du champ magnétique est indirecte car elle se fait au travers de l’effet Zeeman. Celui-ci consiste en un dédoublement des raies en présence d’un champ magnétique, mais dans le cas du Soleil, où le magnétisme demeure relativement modeste, ce dédoublement est vraiment discret. L’amplitude de la séparation est proportionnelle à la force du champ magnétique L’usage d’un polarimètre, qui isole la polarisation circulaire des composantes de l’effet Zeeman, facilite cette mesure pour le champ longitudinal et permet de relever le signe du champ (orientation des lignes de force),


On trouvera ci-après quelques explications sommaires sur le principe d’observation : 

L’exemple ci-après montre le résultat d’une mesure Sol’Ex du champ magnétique à la surface du Soleil le 29 juin 2021, comparée à une mesure de l’instrument HMI monté sur le satellite SDO. Plus la représentation est dans un noir ou un blanc intense, plus fort est le champ magnétique. Le noir et le blanc précisent si les lignes de force du champ magnétique longitudinal sont dirigées vers l’observateur ou à l’opposé.

De cette confrontation on tire que Sol’Ex est bet et bien capable de déceler le champ magnétique solaire et de réaliser des magnétogrammes, des résultats obtenus généralement avec des instruments bien plus volumineux et couteux. Que cela soit possible avec un instrument aussi compact et peu cher est une réelle performance.


Pour entrer dans le vif du sujet et le concret de cette observation, je vous recommande vivement de consulter cette vidéo, qui donne de nombreux détails (cliquer sur l’image - voir aussi ma chaine YouTube Astro-Spectro) :

L’observation décrite dans cette vidéo repose sur l’utilisation d’une raie du fer située à la longueur d’onde de 6173 A, qui bien que de faible intensité a l’avantage d’être bien sensible à l’effet Zeeman (facteur de Landé de 2.5) et d’être bien isolée, ce qui facilite le travail. L’image ci-après va vous aider à localiser cette raie dans la partie rouge-orangée du spectre solaire :

Outre Sol’Ex, vous allez avoir besoin d’un porte-filtre, facile à imprimer en 3D et a installé, ainsi que de lunettes de vision 3D de cinéma, très économique : 

A gauche, le porte-filtre que l’on installe à l’entrée de Sol’Ex et un jeu de deux supports de filtres polarisant. A droite, des lunettes de vision 3D à partir desquelles on récupère les filtres polarisant, sensibles à la polarisation circulaire.  

Pour télécharger les fichiers STL permettant d’imprimer les éléments du porte-filtre, cliquez ici.

Si vous visionnez le film indiqué plus haut consacré à l’observation du champ magnétique solaire, vous allez constater que les opérations de traitement sont facilitées si vous utilisez la version 3.2.0 et au dessus de INTI (à télécharger sur le site habituel) ainsi qu’un petit utilitaire complémentaire appelé  « magnet.exe ».


Ce dernier réalise très vite les opérations de recentrage et d’assemblage des images nécessaires à la synthétise du magnétogramme. Pour télécharger l’application MAGNET, cliquez ici, décompresser le fichier ZIP et lancez le fichier exécutable de manière habituelle sous Windows (vous pouvez créer un raccourci sur le bureau). An english version is also available here. 

A gauche, l’image du Soleil le 5 avril 2022 pris en lumière blanche avec Sol’Ex associé à une lunette Sky-Watcher 72ED et avec un filtre de HOYA ND16 en entrée (pour les observations polarimétriques il est impossible d’utiliser une configuration utilisant un hélioscope d’Herschel car ce dernier produit une polarisation propre qui brouille l’information recherchée). A droite, le magnétogramme Sol’Ex pour la même date. On constate que les centres actifs sont des éléments bipolaires et que le signe du champ magnétique s’inverse entre les hémisphères nord et sud (dans ces images le nord est en haut).

Partie 16 : l’observation « cinématrographique »

On n’oublie pas que le Soleil est un astre dynamique, avec des changements qui peuvent être très rapides. C’est l’occasion de réaliser des vidéos de ces phénomènes. Ci-dessous, une animation des premières observations réalisées avec Sol’ex (5 mai 2021)  - 36 images prisent avec un espacement temporel de 5 minutes :

Partie 17 : comment s’y retrouver dans le spectre du Soleil ?

Si un néophyte en spectrographie peut utiliser avec succès Sol’Ex, il faut admettre que le premier contact avec le spectre d’une étoile peut dérouter si l’on n’a jamais été confronté à ce genre de situation. Pour aider à  vous y retrouver, à comprendre ce qu’est un spectre d’étoile, ce « code barre », qui est la signature physique de l’astre, je vous suggère de télécharger, en cliquant sur l’image ci-contre, un atlas du spectre solaire réalisée par Olivier Garde. Sous la forme d’une image unique et en couleurs visuelles, vous aurez une vision globale du spectre solaire, avec en outre l’identification de l’élément chimique responsable de telle ou telle raie. Ce formidable travail de Olivier a été réalisé avec un spectrographe type échelle ESP (Shelyak Instruments) à très haute résolution (R=30000, cela signifie que la finesse des détails en longueur d’onde est égale à la longueur d’onde divisée par 30000).


Un très bon exercice consiste à confronter la carte spectrale de Olivier aux données réelles qui proviennent de Sol’Ex. Vous pouvez explorer le domaine spectral en actionnant la manette circulaire d’entraînement du réseau, dans un sens ou dans un autre (note : vous allez devoir peut être retoucher la mise au point de la caméra pour assurer la netteté de la zone du spectre observée en raison du chromatisme résiduel des objectifs utilisés dans Sol’Ex). Une petite difficulté est que le spectre restitué par la caméra est en niveau de gris, alors que le spectre d’Olivier est en couleur. L’exercice revient à reconnaître en fin de code les motifs du code-barre entre les deux. Vous allez être surpris d’y arriver très vite, comme si vous lisiez une carte routière. Le spectre du Soleil va devenir votre territoire !


Voir aussi la visité guidée sous forme d’une vidéo à la partie 14 de la section « Construction » de ce site, ou encore les extrait de spectres Sol’Ex ci-après.


On commence par les raies  H et K du calcium ionisé une fois (Ca II).  Elles se situent à la lisière du bleu et de l’ultraviolet, vers 3950 angströms de longueur d’onde. La raie K est à gauche dans ce document, la raie H est à droite. Ce sont de très larges échancrures dans le « continuum » coloré du spectre (c’est la règle, dans les représentations graphiques avec le spectre horizontal, les longueurs doivent toujours aller croissantes de gauche à droite). C’est à cet endroit que le défaut optique de chromatisme de Sol’Ex est le plus évidant.

L’extrait suivant est centré autour de la raie H-beta de l’hydrogène neutre, dans la partie bleue, vers 4860 angströms. La raie en question est la plus « profonde » située au centre de cette image. On parle d’une raie d’absorption, on comprend pourquoi :

Voici à présent une belle région du spectre solaire, au niveau du triplet de raies du magnésium (Mg I), facile a identifier vers 5170 angströms, dans la partie verte du spectre :

La zone du jaune spectral est dominée par le célèbre doublet du sodium (Na I). Ce sont ces mêmes raies, non pas en absorption comme ici, mais en forte émission, qui donnent la couleur jaune de l’éclairage urbain de nos villes (avant que les maudites lampes LED ne les remplacent). On se situe vers la longueur d’onde de 5890 angströms. Un peu à gauche des raies D1 et D2 du sodium (c’est leur nom), dans le même champ spectral, ce trouve la raie de l’hélium He I à 5873 angströms (dites D3). Ne cherchez pas celle-ci dans le document, elle n’est pas visible, car seulement en très faible émission par rapport à l’intense continuum  (voir à la partie 12 de cette page) :

Enfin, en continuant vers le rouge, on tombe sur la raie H-alpha de l’hydrogène, à 6563 angströms précisément. Remarquez que le spectre est de moins en moins riche en raies en allant du bleu au rouge. Ce n’est pas un défaut de l’instrument mais un phénomène astrophysique bien réel. La raie H-alpha est ainsi isolée de son environnement et facile à repérer :

En résumé, voilà comment se présente la vue globale du spectre solaire dans sa partie visible  :

Copyright (C) 2020-2022 Christian Buil

Web : www.astrosurf.com/buil