VHIRES

Very HIgh REsolution Spectrograph

Observations de la surface solaire

Quelques observations de la surface solaire avec le spectrographe VHIRES. Pour tous les détails sur cet instrument, cliquer ici.

Le spectrographe VHIRES.

Le disque solaire le 5 avril 2014. Image Stéphane Poirier (Areines, Loir-et-Cher), avec l'aimable authorisation.

Mise en évidence de la rotation du Soleil sur son axe

Prise de deux spectres aux positions "S1" et "S2", proches des limbes est et ouest du disque.
Les petits disques de couleur bleu marquent la position de la fibre optique qui capte la lumière solaire pour être ensuite conduite dans le spectrographe.

Les spectres du bord ouest et est du disque solaire. L'observation est faite dans le jaune du spectre (filtre d'ordre 589 nm). Les raies du
doublet du sodium D1-D2 sont à gauche. Le pouvoir de résolution est de R = 48000.

Superposition des spectres "S1" et "S2". Quelques raies de l'atmosphère solaire sont identifiées (en noir).
Noter le doublet du sodium (D1-D2) vers la droite. Les raies telluriques (venant de notre propre astmosphère, ici par la vapeur d'eau H2O) sont indiquées en vert.

Le décalage Doppler entre les deux bords solaire est très évident sur les raies solaires, trahissant la rotation du disque.
Le 'shift' spectral relatif est ici mesuré de 2,4 km/s (0,047 ansgtroms). Noter que les raies telluriques ne bougent pas, ce qui permet au passage de bien les identifier.

Observation de la raie de l'hélium à 5876 A

 

On compare un spectre de la photosphère "S2" et un spectre de la chromposphère "S3" autour du doublet jaune du sodium
(la fibre optique tangente le limbre solaire vers l'extérieur).

Le spectre photosphérique "S2" comparé au spectre chromosphérique "S3". Une émission apparait à la longueur d'onde de 5876 A.
C'est la fameuse raie jaune de l'hélium, l'existance de cet élément chimique ayant été mise en évidence pour la premère fois lors d'une observation du même type de la chromosphère solaire (le nom "hélium" vient de "Hélios" = Soleil).

Le rapport du spectre "S3" sur le spectre "S2" permet d'elliminer les raies telluriques et aussi de mesurer l'intensité relative des raies solaires
entre les deux géométries de prise de vue. L'émission He I ressort très bien, ainsi que des émissions chromosphériques
du doublet du sodium, avec un coeur très étroit.

Activité dans les raies du sodium (D1-D2)

Les spectres "S4" et "S5" sont pris de part et d'autrre d'une tache solaire.

Les spectres "S4" et "S5" est prélevée autour d'un centre actif.

Différence des spectres "S4" et "S5".
Noter que l'intensité de la raie de l'hélium à 5876 A est différenciée entre les deux points de mesure.

Le ratio entre les spectres "S4" et "S5". Le résultat obsrervé dans les raies du sodium peu provenir de la variation
locale de champ magnétique (les raies du sodium sont sensibles à l'effet Zeeman). Ce point est à confirmer.
 

Le point de mesure "S6" est situé au niveau d'une tache solaire. Noter que la fibre est nettement plus petite
que le cercle dessiné dans cette vue et isole uniquement l'ombre de la tache.

Le spectre "S5" vient de la photosphère. Le spectre "S6" est pris dans l'ombre d'une tache solaire.
Les raies D1 et D2 sont très évasée dans le spectre de la tache solaire.

La ratio entre un spectre de tache solaire et un spectre de la photosphère voisine.

Détection de la rotation du Soleil à partir de spectres pris autour de la raie Halpha
(filtre d'ordre 656 nm)

Points de mesure sélectionnés pour mettre en évidence la rotation solaire en utilisant les raies spectrales autour de Halpha.

Spectres "S7" et "S8" pris proches du limbe en des points diamétralement opposés de long de l'équateur.
La raie rouge Halpha de l'hydrogène est bien résolue, un peu à droite du centre dans ces graphes.

Comparaison des spectres "S7" et "S8". Tout comme dans la région du sodium, le décalage Doppler est bien visible
(on mesure ici un différentiel de vitesse de 2,5 km/s entre de deux bords). Les raies telluriques (H2O) ne sont bien sur pas
entrainées par la rotation solaire en 27 jours.

Observation de la chromosphère dans la raie Halpha

Localisation des points de sondage de la chromosphère solaire avec la raie Halpha.

 
Spectre "S9" (photosphère au voisinage du limbre).

Spectre "S10", pris à l'interface photosphère - chromosphère.
Noter le phénomène d'inversion au niveau de la raie Halpha (la raie devient plus lumineuse qu'absorbante).

Spectre "S11", pris plus loin du disque soiaire apparent, au niveau d'une petite protubérance.
Noter la complexité des champs de vitesse dans la raie de l'hydrogène, trahit par la complexité du profil.

Autour d'une tache solaire (région de la raie Halpha)

Points de mesures correspondants aux spectres ci-après.

Le spectre S12 est volontairement pris loin du groupe actif (c'est notre spectre de référence).
Le spectre S13 est capté au niveau d'une plage faculaire (noter la brillance de la raie de Halpha).
Le spectre S17 provient du centre d'une tache solaire. On montre ici le rapport de ce dernier spectre et du spectre S12 choisi
comme référence. Une émission est visible au centre de la raie de l'hydrogène. Une surprise est la raie Si I à 6555 A qui
apparait elle aussi en émission dans l'ombre de la tache. Le profil de la raie photosphérique du fer à 6569,2 A est
très particulier (à comparer aux autres raies Fe I). Cette raie a pu être utilisé (rarement) pour mesurer l'effet Zeeman solaire (elle est par exemple
dans la liste de raies étudiées par le télescope Themis (Canaries) par exemple - mais pour
confimer cette détection du champ magnétique et aussi l'étudier, l'ajout d'un système de filtre
polarisant est clairement une prochaine étape technique à franchir...

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