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Spectroheliographie a CCD lineaire

 

Introduction

Quel astronome amateur n'a pas rêvé d'observer les éruptions chromosphériques ou les impressionnantes protubérences qui se profilent au limbe solaire ?

De nos jours, il existe des filtres qui permettent de voir et de photographier ces phénomènes mais il n'en a pas toujours été ainsi. En 1927, Bernard Lyot invente le filtre monochromatique qui permet d'obtenir l'image du Soleil dans une portion extrêmement étroite du spectre. Ce type de filtre qui fournit instantanément une image 2D est resté très longtemps hors de portée des amateurs.




© Observatoire de Paris

Avant ce filtre révolutionnaire, un autre instrument a permis d'explorer la surface et l'environnement immédiat du Soleil. Inventé en 1890 indépendament par Henri Deslandres et George E. Hale, le spectrohéliographe (SHG) est pour l'essentiel constitué d'un spectrographe à fente et d'un mécanisme d'enregistrement d'une fine portion du spectre.

Le concept est simple: enregistrer l'image du Soleil délimitée par la fente d'entrée du spectrographe à la longueur d'onde souhaitée, et recommencer ce processus de manière à balayer tout le disque solaire. L'image du disque est reconstituée par juxtaposition de tous les enregistrements "linéaires".

A l'origine, la plaque photographique constituait à la fois le moyen d'enregistrer et de visualiser le spectrohéliogramme. Ceci avait pour conséquence la nécessité de mécanismes complexes, encombrants et lourds pour la réalisation d'un spectrohéliographe. Typiquement, Un système "à l'ancienne" possède une fente d'entrée du monochromateur balayant le disque solaire et une fente de sortie balayant le film de façon synchrone et faisant office d'obturateur. La réalisation mécanique est très difficile et doit être particulièrement soignée.

La dissociation des moyens d'enregistrement et de visualisation (que l'on appelera de façon générique "synthétiseur") permet de simplifier considérablement la structure de l'instrument, et de le rendre complètement statique lors de la capture des images. Dans le cas présent, l'acquisition est réalisée par un capteur CCD, les informations recueillies sont stockées dans la mémoire d'un microordinateur et la synthèse de l'image à lieu sur un moniteur ou par exemple sur papier via une imprimante.

 

Un spectrohéliographe à barrette CCD

Que signifie " CCD " ?

CCD veut dire " Charge Coupled Device " que l'on traduit en français par " Dispositif à Transfert de Charges " ou DTC. C'est un composant optoélectronique constitué d'un certain nombre d'éléments photosensibles capables de produire des charges électriques sous l'action de la lumière et de les conserver dans un puits de potentiel. La dimension d'un photoélément est de l'ordre de 10 µm et certaines " puces " en intègrent des millions. La lecture de la tension de chaque élément du CCD est faite sur une unique sortie. Après avoir fait une intégration (l'équivalent d'une exposition en photo), il faut transférer les charges accumulées d'un photoélément à l'autre jusqu'à la sortie en faisant varier les puits de potentiel, d'où le nom du dispositif.
Qu'est-ce qu'une barrette CCD ?

Les photoéléments peuvent être disposés selon 1 dimension (ligne ou barrette) ou selon 2 dimensions (matrice). Dans le cas qui nous intéresse, c'est à dire l'enregistrement d'une image linéaire, une barrette CCD est le capteur idéal. Le nombre de photoéléments est couramment de 512 à 4000. Un tel dispositif se présente sous la forme d'un circuit intégré et présente sur sa face supérieure une fenêtre au travers de laquelle on voit le capteur. Ces circuits équipent par exemple les scanners et les télécopieurs.

Acquisition et synthèse de l'image

On forme un spectre à résolution spatiale d'une portion linéaire de l'image solaire et l'on sélectionne son image monochromatique à la longueur d'onde souhaitée. Dans le cas du spectroheliographe utilisant des plaques photographiques, cette sélection se fait à l'aide d'une fente de sortie du spectrographe. Ici c'est le CCD linéaire qui realise cette fonction.

Voici le positionnement du capteur CCD en mode SHG.


Le choix de la longueur d'onde est réalisé en faisant défiler le spectre sur le capteur placé dans l'axe des raies. Le signal reçu est le profil photométrique de la "coupe" de l'image solaire à la longueur d'onde choisie.
 

Le principe essentiel de la spectrohéliographie à barrette CCD consiste donc à faire balayer l'image du Soleil sur la fente d'entrée d'un spectrographe pendant que l'on recueille à intervalles réguliers le signal délivré par le CCD placé en coïncidence avec une raie spectrale. Chaque " ligne " est numérisée puis mémorisée par un micro-ordinateur. La synthèse d'images est faite en juxtaposant les lignes pour former une image en 2D, par exemple sur le moniteur de l'ordinateur.

Les avantages sont nombreux à utiliser cette méthode :

  • Tout le système est statique. On peut utiliser le mouvement diurne comme moyen de balayage (il n'y a pas plus régulier).
  • Etant donné la dimension des photoéléments - et donc celle du capteur - une image solaire d'assez petit diamètre est suffisante. L'objectif devant fournir cette image aura donc une focale de l'ordre du mètre (voire moins d'un mètre + Barlow) et donc un encombrement réduit.
  • Il découle des 2 points précédents que le SHG, s'il est suffisamment rigide, peut être un instrument orientable sur monture équatoriale, au même titre qu'un télescope, et ne nécessite pas forcément une installation lourde alimentée par un coelostatCoelostat :
    Instrument composé de 2 miroirs plans orientables permettant de renvoyer la lumière d'un astre dans une direction fixe, en général pour alimenter un instrument d'observation lourd et immobile.
    . Bien sûr, si vous avez la place et les moyens…
  • La focalisation du télescope fournissant l'image solaire et celle du spectroscope peuvent être contrôlées sur l'écran de l'ordinateur.
  • Les images apparaissent pendant leur acquisition. Les phénomènes à évolution rapide sont perçus tout de suite. Il n'y a pas besoin d'attendre que le film soit développé pour juger du résultat et pas de fastidieux travail dans un labo photo.

(Notons toutefois que les Appareils à Photos Numériques ont contribué à minimiser l'importance des 2 derniers points.)

En contrepartie, la cadence d'obtention des images est faible comparée à l'usage du filtre 2D. L'acquisition d'une image dure plus de 2 minutes et la turbulence peut donc faire des ravages sur la qualité de l'image.

 

La version visuelle : le spectrohélioscope

Il est possible de réaliser une version destinée à l'observation visuelle. On utilise des fentes rotatives ou vibrantes pour "scanner" le disque solaire et isoler les lignes monochromatiques. C'est la persistence rétinienne qui est l'élément clé de la synthèse de l'image. La réalisation est délicate mais tout à fait abordable pour un amateur motivé.

Pour en savoir plus sur le spectrohélioscope (SHS), je vous conseille de jeter un oeil attentif sur le document "on line" du pionnier en la matière - Fredrick Veio - et que vous pouvez télécharger ici (4.2 Mo).

 

Quelques schémas optiques de spectrohélioscopes

  • Réfracteur + Arcetri

L'image primaire du Soleil est fournie par un objectif achromatique de focale d'un metre au moins et dont le rapport F/D est assez grand (10 ou plus). Il faut prendre en compte les aberrations chromatiques résiduelles et prévoir un système de mise au point pour focaliser l'image solaire sur la fente aussi bien en Hα (rouge) qu'en Calcium-K (violet). Ce montage ne devrait introduire que peu d'aberrations (principalement sphéricité). Le faisceau primaire est replié à l'aide de 2 miroirs plans afin d'avoir un instrument compact.

  • Catadioptrique + Hale (ou Ebert)

Ce montage est simplifié par l'emploi d'un télescope très court qui rend inutile les miroirs plans de pliage du faisceau. Seule ombre au tableau, le risque - si le secondaire du telescope est collé sur la lame correctrice - de voir la colle se ramollir sous l'effet de la chaleur. Mieux vaut donc faire l'essai avec un vieux coucou de petit diamètre. Des aberrations d'astigmatisme sont à prévoir avec ce monochromateur.

  • Réfracteur + Littrow

L'image primaire du Soleil est fournie par un objectif achromatique de focale d'un metre au moins et dont le rapport F/D est assez grand (10 ou plus). Il faut prendre en compte les aberrations chromatiques résiduelles et prévoir un système de mise au point pour focaliser l'image solaire sur la fente aussi bien en Hα (rouge) qu'en Calcium-K (violet). Ce montage trouve sa simplification dans le monochromateur où il n'y a qu'une lentille servant à la fois de collimatrice et de lentille de chambre (autocollimateur). Sa focale devrait être longue et un simple ménisque pourrait faire l'affaire. On veillera à minimiser l'angle entre fente et capteur CCD. Le capteur CCD peut être placé à proximité et dans le prolongement de la fente.

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