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.

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.

Partie 7 : observation avec un téléobjectif de 200 mm et un filtre

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 8 : observation avec un téléobjectif de 800 mm et un filtre

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 9 : 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 10 : 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 11 : 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 12 : 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 13 : 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 14 : 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 15 : 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 : 

Ci-après, l’aspect du  spectre autour de la raie verte  Fe XIV vue au travers du filtre Baader incliné. On voit les limites de la bande passante du filtre en haut et en bas de cette image (le bleu est en haut). L’inclinaison du filtre est réglée pour obtenir un maximum d’intensité lumineuse au niveau de la raie coronale (invisible en temps normal, mais dont la position est indiquée par la flèche). L’image d’une grosse tache solaire sur la fente provoque le large trait vertical. 

Voici le résultat obtenu 26 juin 2023. Des images Sol’Ex de la photosphère et de la chromosphère sont aussi ajoutées pour donner le contexte.

L'auréole qui entoure le disque dans la raie verte est pour l'essentiel réelle (elle disparaît si on est en dehors de la raie Fe XIV). L’extraction de l’image de la couronne est réalisée avec l’outil « Free » du logiciel INTI. Ci-dessous, une comparaison avec des images SDO  prises depuis l'espace dans la même journée :

Partie 16 : 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.

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 17 : 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 18 : comment s’y retrouver dans le spectre du Soleil ?

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  :