The Solar Explorer  -  23 septembre 2021

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.

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 ASI2890MM / 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. 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. Ici encore faite des tests pour vous assurer de la performance en utilisant la caméra en dehors de Sol’Ex. Encore un point : cette haute cadence ne doit pas conduire à utiliser un gain trop élevé pour la caméra. Normalement, il ne faudrait pas dépasser un gain de 100 (dans le référentiel ZWO). Au-dessus, le bruit commence a être gênant, mais on n’a pas toujours le choix.

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 maintenir dans le temps l’orthogonalité entre la direction du défilement et l’axe long de la fente. Vous pouvez utiliser une monture spécifiquement pour l’instrument de prise de vue ou monter ce dernier en parallèle d’un instrument plus volumineux (plutôt ma solution , considérant Sol’Ex comme une instrumentation auxiliaire, légère et peu intrusive).


La vitesse de défilement de l’image du disque sur la fente a un fort impact fort sur la performance et le confort d’utilisation. Un défilement naturel, à la vitesse sidérale (15°/heure) correspond à un arrêt du moteur d’entraînement en ascension. Il est tout à fait possible de procéder ainsi, mais le balayage d’est en ouest 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 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 chaîne d’acquisition permette d’acquérir les images à haute cadence (plusieurs centaines d’images par seconde).


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’oust) 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. 


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 !

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 gênant. En résumé, la bonne source est la série de filtres HOYA PROND.

A droite, le système de franges observée avec les filtres neutres B+W. Celui-ci est absent avec les filtres HOYA.

Ces filtres, conçu 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.


Ils 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 indiquent 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.

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 E

Il s’agit sûrement de l’observation la plus difficile, celle de la couronne solaire. Mais… elle semble possible avec Sol’Ex. Il faut comprendre que la couronne solaire est extrêmement pâle en comparaison de l’éblouissante photosphère. Voici de la difficulté.


L’image suivante est prise avec Sol’Ex monté au foyer d’une lunette de 60 mm (Takahashi FS60) à la longueur d’onde de la raie Fe XIV à 5302,2 A le 13 juin 2021 (moyenne de plusieurs balayages) alors que le ciel était assez loin d’être coronal  :

On aperçoit une lueur autour du disque. Est-ce la couronne E (provenant de l’émission de radiation par des atomes hautement ionisés) ?


Voici l’image prise approximativement au même moment depuis Hawaii, prise au Mauna Loa Solar Observatory (MLSO) :  

La corrélation est forte entre les deux images. Elle est confortée par d’autres observations à d’autres dates. Il semble possible de détecter avec Sol’Ex la couronne solaire, un objectif assez mythique pour l’auteur, d’autant que m’observation est réalisée au bord de la mer (Côte d’Azur).


Les extraits spectres à suivre donne la localisation de la raie verte coronale Fe XIV 5302,86 A, ainsi que celle de la raie rouge Fe X 6374,56 A (bien sûr, impossibles à détecteur au niveau de la photosphère compte tenu de leur grande faiblesse d’ éclat relative, il faut viser au jugé lors de la synthèse du disque solaire) :

Les autres raies possibles, mais s’en doutes plus difficiles encore sont Fe XI à 7891,89, Fe XV  à 7059,59 A, Fe XIII à 3388,10 A,.

Partie 15 : l’observation du champ magéntique

Avec l’observation de la couronne, voici encore un sujet à la limite des capacités de Sol’Ex : la détection du champ magnétique 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. Il ne peut être «facilement» mis en évidence directement que dans des centres d’activités solaires. L’amplitude du dédoublement 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 : 

Le document suivant montre une mesure Sol’Ex du champ magnétique à la surface du Soleil le 29 juin 2021, comparée avec 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 indiquent  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 capable d’observer le champ magnétique solaire. Que cela soit possible avec un instrument aussi compact et peu cher est une réelle performance. Mais il faut bien sur pas mal de soin lors de la mesure.

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  :

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