Site des observateurs solaires

Principe du filtre solaire Hα "Coronado"

2018-05-23T10:20:29Z

La firme Coronado commercialise des filtres pour l'observation du soleil en lumière quasi monochromatique dans la raie Hα de l'hydrogène neutre (656.28 nm). Cette raie du spectre solaire, dont la largeur à mi hauteur vaut environ 0.1 nm, révèle la chromosphère solaire, les filaments, les protubérances, et les centres actifs qui peuvent donner naissance à des éruptions. Pour ce faire, ces filtres sont composés de deux éléments bien
distincts :

le premier est un interféromètre à ondes multiples dit de « Fabry Pérot » (FP), destiné à fonctionner dans un faisceau de lumière parallèle, et qui se place pour cette raison en pleine ouverture devant l'objectif de la lunette astronomique. Le FP fournit de la source lumineuse un spectre cannelé composé d'une succession de pics distants d'environ 1 nm. La largeur à mi hauteur de chaque pic est de l'ordre de 0.07 nm, c'est à dire parfaite pour observer les protubérances au limbe. Les filaments sur la chromosphère seront également visibles, mais avec un contraste modéré.

le second est constitué d'un filtre interférentiel rouge centré sur Hα dont la bande passante à mi hauteur est de l'ordre de 1 ou 2 nm de façon à isoler au mieux la cannelure dans laquelle se trouve la raie.

Fig 1 : Shéma de principe d'un interféromètre FP

Comme on le verra, il est possible dans un FP de décaler la bande passante vers l'aile bleue ou l'aile rouge de la raie observée en agissant sur l'angle d'incidence du faisceau ou sur l'épaisseur de l'interféromètre. Sur un Coronado, l'épaisseur n'étant pas réglable, le seul moyen de le faire est d'incliner l'interféromètre. Le déplacement de la bande passante fournit une vision qualitative des mouvements de matière, parce que l'effet Doppler décale la raie vers le bleu ou vers le rouge lorsque la matière est en mouvement dans la direction de l'observateur, selon la relation V// = C Δλ / λ, où C est la vitesse de la lumière, λ la longueur d'onde de la raie et Δλ son décalage (vers le rouge pour un éloignement). Par exemple, un décalage de 0.1 nm de la raie Hα correspond à une vitesse radiale de 45.7 km/s, vitesse qui peut être atteinte couramment lors des éruptions ou instabilités des filaments.

La description qui suit ne prétend pas refléter avec exactitude les caractéristiques des filtres Coronado : nous en donnons simplement le principe de base.

Le principe de l'interféromètre FP à ondes multiples

L'étalon FP est constitué d'une lame à faces parallèles partiellement réfléchissantes, le coefficient de réflexion étant élevé et voisin de 0.9. On utilise plus couramment un montage comportant deux lames de verre à faces parallèles sur lesquelles on a déposé une couche métallique réfléchissante et séparées par de l'air (figure 1), parce que la stabilité thermique d'une telle cavité est meilleure. La distance entre les deux couches métalliques e doit notamment être insensible aux variations de température. e est généralement variable dans les FP professionnels pour déplacer la bande passante du filtre. i est l'angle d'incidence (petit) du faisceau de lumière parallèle sur l'interféromètre. Dans ce qui suit, on néglige l'épaisseur des lames de verre et on appelle r et t les coefficients de réflexion et de transmission des surfaces métallisées (r et t sont liés par la relation r² + t² = 1, on utilise parfois les facteurs énergétiques définis par R = r² et T = t²).

E₀ est le champ électrique correspondant au rayon incident. C'est un vecteur qui vibre dans une direction orthogonale à la figure. Il résulte des réflexions multiples une multitude de rayons réfléchis E'₁, E'₂, … E'_n et transmis E₁, E₂, … E_n auxquels on s'intéresse ici. Ces rayons en se combinant vont donner naissance à un phénomène d'interférences constructives et destructives. Si I₀ est l'intensité de l'onde incidente (proportionnelle à E₀²), on peut montrer en calculant le champ électrique résultant E = E₁ + E₂ + …E_n, avec n tendant vers l'infini, que l'intensité théorique transmise I_t est égale à :

où 4 ∏ e cos i / λ est la différence de marche entre deux rayons consécutifs E_n-1, E_n.

Cette fonction, représentée sur la figure 2 en fontion de λ, possède des maxima appelés cannelures et leur position est donnée par λ = 2 e cos i / p, ou p est un nombre entier appelé ordre d'interférence.

La distance entre deux cannelures est donnée par dλ = λ² / 2 e cos i et est d'autant plus petite que la cavité est épaisse (e grand). Les cannelures ne sont pas équidistantes en longueur d'onde (par contre elles le sont en nombre d'onde k = 2 ∏ / λ).

La largeur à mi hauteur d'une cannelure est fournie par la relation Δλ = ( λ² / (2 ∏ e cos i) ) ( 1 - r² ) / r

On constate que les cannelures sont d'autant plus étroites que la cavité est épaisse (e grand) et que le pouvoir réfléchissant est élevé (r proche de 1).

Numériquement, on obtient avec r = 0.9, e = 211 µ et i = 0° (incidence normale) la raie Hα à l'ordre p = 643. Dans ces conditions, la distance entre deux cannelures au voisinage de Hα est dλ = 1 nm environ, et la largeur à mi hauteur de la cannelure vaut Dλ = 0.07 nm (caractéristiques du Coronado). Cette cannelure qui contient Ha devra être sélectionnée par un filtre interférentiel dont la largeur à mi hauteur ne devra pas excéder typiquement la distance entre deux cannelures, soit 1 nm.

La finesse d'un FP est donnée par le rapport dλ / Δl = p r / ( 1 – r² ) ; dans l'exemple pris, il est égal à 15 environ. La finesse ne dépend que du coefficient de réflexion. Plus la finesse est grande, et meilleur est l'interféromètre.

Le contraste est défini par le rapport I_max/I_min entre l'intensité des maxima et des minima. Il est facile de montrer que I_max/I_min = ( ( 1 + r² ) /( 1 – r²) )² ; dans notre exemple, on aurait I_max/I_min = 90.

Fig 2 : Spectre théorique cannelé pour r=0.9, e=211 µ en incidence normale (i=0)

Les trois courbes en cloche représentent la fonction de transmission gaussienne d'un filtre interférentiel de 1, 2 ou 4 nm de largeur à mi hauteur centré sur Hα

La figure 2 montre ce qui se passe lorsqu'on choisit un filtre interférentiel sélectionneur d'ordre trop large : avec 1 nm à mi hauteur, la cannelure centrale est parfaitement isolée ; avec 2 nm, l'image sera déjà perturbée par les deux cannelures adjacentes ; et avec 4 nm, l'image sera très sérieusement polluée par les cannelures voisines, diminuant progressivement les contrastes. Le spectre cannelé de la figure 2 est bien en accord avec l'expérience simple que nous avons menée en plaçant un petit Coronado de 40 mm d'ouverture devant la fente d'entrée d'un spectrographe. Par contre nous n'avons pas pu mesurer la largeur du filtre interférentiel parce qu'il nous a été fourni serti dans un renvoi coudé difficilement testable.

Variations avec l'angle d'incidence

On remarquera qu'une faible inclinaison angulaire d'un FP par rapport au faisceau n'agit que dans un seul sens, à ordre d'interférence constant, en décalant la bande passante toujours vers le bleu, c'est la raison pour laquelle sous incidence normale le réglage en usine doit donner un centrage légèrement décalé vers l'aile rouge. Si l'on souhaite décaler la raie de δλ vers le bleu, on peut montrer qu'il faut incliner l'interféromètre d'un petit angle δi mesuré en radians tel que δi = ( 2 δλ / λ)^0.5 ; par exemple, avec λ=656.28 nm et δλ = 0.1 nm (soit la largeur de la raie Hα), on trouve avec cette formule δi = 1°. Cette possibilité est bien utile lorsqu'on souhaite balayer la raie spectrale pour y mettre en évidence des vitesses radiales importantes (figure 3).

Fig 3 : spectre cannelé pour r=0.9, e=213 µ pour trois angles d'incidence, i=0°, 1° et 1.5°

La courbe en cloche représente la transmission d'un filtre interférentiel de 1 nm de largeur à mi hauteur centré sur Hα.

Utilisation en faisceau non parallèle

La figure 3 permet de comprendre ce qui se passe lorsque le FP ne travaille plus en lumière parallèle devant l'objectif de la lunette, mais au foyer. Si l'on prend un instrument ouvert par exemple à f/20, les rayons marginaux seront inclinés d'environ 1.5° par rapport à l'axe optique ; du coup la raie Hα sortira de la bande passante (décalage de 0.2 nm pour les rayons inclinés à 1.5°). Pour éviter cet inconvénient, il est recommandé de travailler avec une ouverture plus petite que f/50. Nous n'avons pas vu d'effet significatif à f/75 à la Tour Solaire de Meudon ; par contre le faisceau doit être collimaté avec soin sous peine de voir s'élargir les cannelures.

Principe des filtres interférentiels de blocage

Nous avons vu la nécessité d'utiliser un filtre interférentiel de 1 à 2 nm de large pour sélectionner la cannelure dans laquelle la raie observée apparaît. Un filtre interférentiel n'est en réalité pas autre chose qu'un petit interféromètre FP extrêmement mince. La réalisation d'un filtre interférentiel est complexe. On utilise souvent des filtres à plusieurs cavités. Dans l'exemple purement didactique de la figure 4, nous avons représenté un filtre à deux cavités. La premiére cavité, dont l'épaisseur est de l'ordre de 1 m, présente des cannelures distantes de 150 nm environ ; la largeur des cannelures y est de 15 nm. A l'aide d'un filtre en verre coloré de bonne qualité, on sélectionne la cannelure qui contient la raie à observer. La seconde cavité est 10 fois plus épaisse (10 µ) et donne des cannelures distantes de 15 nm environ, avec une largeur à mi hauteur de 1.5 nm. La cannelure isolée dans la première cavité par le filtre coloré va maintenant servir à sélectionner la cannelure 10 fois plus étroite de la seconde cavité, cannelure qui contient la raie, et qui sera analysée finement par le FP.

Fig 4 : un filtre interférentiel théorique basé sur 2 cavités FP et un filtre coloré

Spectre cannelé pour r=0.9, en incidence normale (i=0°) pour deux épaisseurs e=1 et 10 µ ;
la courbe en cloche schématise la transmission d'un filtre en verre coloré de 150 nm de bande passante

L'observation d'autres raies

Il est en théorie possible d'observer avec un Coronado d'autres raies qu'Hα en se souvenant que la position des cannelures est donnée par la relation λ p / cos i = constante, p étant un nombre entier (ordre d'interférence). Par exemple, si la raie Hα pour λ = 656.28 nm tombe dans l'ordre 643, on trouvera à l'ordre 1073 un pic pour λ = 393.28 nm, c'est la raie CaII K très large dont le cœur se trouve à 393.37 nm. Mais il faudra disposer d'un filtre interférentiel plus étroit encore que pour Hα, parce que la distance entre les cannelures est nettement plus faible dans le bleu que dans le rouge. Un tel filtre est malheureusement très coûteux lorsqu'il n'est pas fabriqué en série.

[/ Jean-Marie Malherbe, Nicole Mein, Observatoire de Paris - 2006 /]

L'observation du Soleil et ses dangers

2018-05-23T10:19:34Z

En raison de l'intense flux lumineux ultra violet (UV), visible et infra rouge (IR), l'observation amateur du Soleil présente des dangers très importants pour l'œil, qu'il convient donc de prévenir avec des moyens efficaces et certifiés. Ne pas oublier que la moitié du flux solaire est émis dans l'IR, rayonnement invisible par l'œil, mais néanmoins bien présent ! Il ne faut jamais regarder le Soleil de face sans protection oculaire, encore moins aux jumelles ou dans un instrument astronomique sans filtrage de la lumière à l'entrée de l'instrument (objectifs) et non pas à la sortie (oculaires).

Observation à l'oeil nu

Pour regarder le soleil en face sans risquer une brûlure de la rétine irréversible, on utilisera des lunettes d'éclipses certifiées CEE, atténuant 100 000 fois la lumière et filtrant aussi bien les rayons UV, visibles et IR. Les seuls dispositifs recommandés sont les suivants :

les lunettes en polymère noir
les lunettes en Mylar
les verres de soudeur en protane de grade 14

Lunettes en polymère noir

Lunettes en Mylar

Verre de soudeur de grade 14

Observation avec une petite lunette astronomique

L'emploi d'une petite lunette astronomique, de 60 à 100 mm d'ouverture et de rapport f/D voisin de 10, est idéale pour observer la surface solaire. L'observation à l'oculaire (ou à l'aide d'un appareil photo ou d'une webcam) imposent l'atténuation de la lumière 100 000 fois à l'aide d'un filtre pleine ouverture (lame à faces parallèles aluminée) disposé devant l'objectif de l'instrument. Tout dispositif filtrant qui serait placé au niveau de l'oculaire est dangereux et doit être proscrit.

Lunette

Filtre

Observation collective par projection

La projection est conseillée pour une observation collective et ne présente aucun danger pour la vue. Le solarscope est un petit instrument pliable en carton, peu coûteux, qui projette une image solaire de 10 cm de diamètre. Les possesseurs de lunette astronomique peuvent utiliser l'oculaire comme objectif de projection sur un écran blanc, avec une image d'excellente qualité.

Solarscope

Projection par l'oculaire avec une lunette

[/ Jean-Marie Malherbe, Nicole Mein, Observatoire de Paris - 2006 /]

Techniques de l'observation solaire amateur

2018-05-23T10:19:28Z

L'observation de la surface solaire ne présente pas de difficulté technique majeure en respectant quelques règles élémentaires de protection oculaire. Naturellement, la beauté des taches et régions actives se révélera au mieux dans un petit instrument astronomique. Dans tous les cas de figure, que l'on observe à l'œil nu ou avec un instrument d'optique (jumelles, lunette, télescope), on ne répétera jamais assez qu'une atténuation de la lumière cent mille fois est incontournable sous peine de risquer une brûlure de la rétine pouvant être irrémédiable et entraîner la perte de la vue. Le mot d'ordre est donc « attention aux yeux », et différents moyens de prévention existent, adaptés à chaque type d'observation.

Observation à l'œil nu en lumière filtrée et atténuée

L'observation directe du soleil est très dangereuse pour l'œil et nécessite un filtrage et une atténuation très sérieux du rayonnement ultra violet, visible et infrarouge, pour éviter des brûlures de la rétine pouvant provoquer des lésions irréversibles, voire la cécité totale. La protection la plus sûre consiste à se procurer des lunettes prévues pour l'observation des phases partielles des éclipses solaires, certifiées CE et constituées généralement d'écrans en Mylar ou en film polymère noir ne transmettant qu'un cent millième de la lumière (densité 5 ou ND5). Le coût unitaire avoisine les 3 Euros. D'autres systèmes, non conçus à l'origine pour l'observation du soleil, peuvent être utilisés (comme le verre de soudeur en protane 14) avec une grande prudence.

Lunettes en polymère noir

Lunettes en Mylar

Verre de soudeur de grade 14

Observation avec un instrument

On commencera par préciser que les lunettes d'éclipse décrites ci dessus sont conçues uniquement pour l'observation à l'œil nu, et ne doivent en aucun cas être utilisées pour observer au travers un instrument d'optique, qui concentre fortement la lumière : il y a là un risque très élevé de détérioration des lunettes par échauffement qui rendrait leur protection illusoire et donc leur usage dangereux.

**Avec des jumelles

Il existe une grande variété de paires de jumelles dans une large gamme de grossissements et de luminosité. Pour observer la surface solaire, une paire de jumelles ordinaires (typiquement 8 x 40 à 10 x 50, le premier chiffre indiquant le grossissement et le second le diamètre des objectifs) est largement suffisante. Au delà de ces grossissements, il faudra utiliser un trépied pour observer confortablement. Le filtrage et l'atténuation de la lumière sont absolument obligatoires et doivent être réalisés avec grand soin. Pour ce faire, les deux objectifs devront être recouverts d'un écran protecteur en Mylar ou en polymère noir atténuant le rayonnement au moins cent mille fois (densité 5 ou ND5). Il faut être extrêmement attentif à la qualité du film protecteur utilisé et à sa bonne fixation : celui ci ne doit en aucun cas être endommagé, donc être exempt de toute micro déchirure ou micro perforation. Le Mylar ou le polymère noir peuvent s'acheter en feuilles A4 à découper aux dimensions voulues (environ 10 euros la feuille).

**Avec un « solarscope »

Le « solarscope » est un petit appareil pliable et cartonné de faible coût (environ 65 Euros) permettant une observation de groupe sans danger pour la vue par projection d'une image solaire d'environ 10 cm de diamètre sur un écran blanc. Ce système, qui présente une grande sécurité, est très recommandé pour les séances collectives d'observation (clubs d'astronomie, scolaires).

Solarscope

**Avec une petite lunette astronomique ou un petit télescope

Rappels sur la lunette et le télescope

Une lunette astronomique est constituée fondamentalement d'un objectif convergent (généralement un doublet achromatique à deux lentilles de focale f1) donnant une image au plan focal image (F'1) de l'objet observé. La lumière traversant l'objectif, la lunette est aussi appelée réfracteur ; l'indice de réfraction étant fonction de la longueur d'onde de la lumière, le foyer bleu n'est en général pas superposé au foyer rouge (chromatisme). Cet effet est très largement atténué par le choix d'un bon objectif à deux lentilles dit achromatique.

Schéma de principe de la lunette astronomique

(proportions non respectées ; les rayons virtuels qui servent à placer le cercle oculaire sont en pointillés)

Dans le télescope, l'objectif dont on a parlé à propos de la lunette est remplacé par un miroir concave (sphérique ou parabolique) qui forme une image au plan focal image (F'1). On parle alors de réflecteur, puisque les rayons lumineux sont réfléchis sur la couche d'argent ou d'aluminium qui recouvre le miroir avant de converger au foyer. Il n'y a pas de chromatisme. Pour former une image à l'extérieur du tube du télescope, on interpose dans le faisceau un petit miroir dit secondaire, plan et incliné à 45° dans les montages de type Newton, convexe et travaillant en incidence normale dans les montages de type Cassegrain (le miroir primaire étant alors percé d'une ouverture circulaire en son centre). Dans le cas des systèmes Cassegrain, il existe de nombreuses variantes (Maksutov, Schmidt) avec des formules optiques différentes mettant toujours en jeu une combinaison primaire – secondaire parfois perfectionnée par une lame de fermeture correctrice de champ. Un télescope de grand diamètre (200 mm ou plus) est à privilégier pour l'observation du ciel profond ; par contre, en observation solaire ou planétaire, une lunette ou un télescope de 60 à 100 mm d'ouverture conviennent indifféremment.

Schéma de principe d'un télescope Newton

(proportions non respectées ; les rayons virtuels qui servent à placer le cercle oculaire sont en pointillés)

Schéma de principe d'un télescope Cassegrain

(proportions non respectées ; les rayons virtuels qui servent à placer le cercle oculaire sont en pointillés)

Dans le plan focal image (F'₁) de la lunette ou du télescope, on peut disposer un récepteur de lumière pouvant être constitué soit d'un plan film 24 x 36 mm, soit du capteur CCD ou CMOS d'un boîtier réflex numérique ou encore du capteur d'une Webcam (sans leurs objectifs). Au plan focal F'₁, le diamètre de l'image solaire vaut a x f₁, a étant le diamètre apparent du soleil (32') mesuré en radians ; cette formule nous donne 9.3 mm x f₁, f₁ étant exprimée en mètres.

On peut également observer l'image formée au plan focal image (F'₁) de la lunette ou du télescope au moyen d'un oculaire (qui fonctionne comme une puissante loupe) derrière lequel on placera soit son œil, soit un appareil photo numérique non réflex ou un camescope équipés tous deux de leur propre objectif. Dans ce cas, l'œil ou le dispositif d'acquisition de données devront se placer au cercle oculaire, qui constitue l'image de la pupille d'entrée de l'instrument par l'oculaire, pour recueillir le maximum de lumière.

**Rapport f/D

Une observation solaire de qualité pourra être réalisée avec une petite lunette astronomique pour laquelle on conseille un rapport f/D (distance focale divisée par le diamètre utile de l'objectif) voisin de 10 ou 12. Par exemple, une lunette dans la gamme des instruments de 60 à 80 mm d'ouverture et distance focale de 800 à 900 mm convient bien, pourvu que l'objectif soit constitué d'un doublet achromatique (à partir de 250 euros). La lunette aura avantage à être montée sur une monture bien stable, pouvant être azimuthale à mouvements lents manuels, ou mieux équatoriale motorisée en angle horaire pour suivre aisément le soleil dans son mouvement diurne (déplacement de 15° par heure ou encore de 15 secondes de degré, par seconde de temps). On peut également utiliser un petit télescope à miroirs, par exemple un classique Newton de diamètre 115 mm et de 900 mm de distance focale ou encore un Maksutov Cassegrain de diamètre 90 mm et 1200 mm de distance focale (à partir de 450 Euros avec monture basique). Notons que ces instruments, dotés d'une focale assez longue, sont également parfaits pour l'observation nocturne des planètes (mais ils ne sont pas adaptés à l'observation du ciel profond car leur luminosité sera insuffisante).

Il existe plusieurs techniques d'observation solaire que l'on va détailler maintenant.

***Observation par projection (lunettes seulement)

Cette méthode permet d'observer à plusieurs et a l'immense avantage de ne présenter aucun danger pour les yeux. Elle consiste à utiliser l'oculaire de l'instrument comme objectif de projection et n'emploie pas d'atténuateur de lumière (prudence nécessaire). Elle fournira une image de meilleure qualité que le solarscope.

La méthode d'observation par projection est formellement déconseillée dans le cas d'un télescope, en raison du risque élevé de détérioration du miroir secondaire par échauffement. En effet, le faisceau lumineux issu du miroir primaire est convergent et concentre donc beaucoup d'énergie sur le secondaire (miroir plan dans le cas d'un Newton ou courbe dans le cas d'un Cassegrain). Nous ne traiterons donc que le cas de la lunette.

Dans l'observation visuelle à l'oculaire sans accomodation (vision à l'infini pour un œil normal), le foyer objet de l'oculaire (F₂) est confondu avec le foyer image (F'₁) de l'objectif de la lunette (système afocal, voir figure ci-dessus), et l'on place son œil au cercle oculaire qui est l'image par l'oculaire de l'objectif, ou encore pupille (son diamètre est égal à D x (f₂/f₁), numériquement de l'ordre du millimètre). L'oculaire fonctionne alors comme une loupe. Dans l'observation par projection, on tire très légèrement l'oculaire par rapport à cette position de telle sorte qu'il fonctionne maintenant comme un objectif de projection ou d'agrandissement et forme une image sur un écran blanc situé à faible distance, dans l'axe optique (qui peut être coudé à 90° vers le bas à l'aide d'un renvoi pour plus de commodité). Par exemple, tirer l'oculaire de 5 % de sa distance focale seulement donne un agrandissement 20 fois, soit une image solaire d'environ 20 cm de diamètre située en arrière à 20 fois la distance focale de cet oculaire, pour un instrument dont l'objectif possède une distance focale d'un mètre.

La méthode n'utilisant pas de filtre atténuateur de lumière, on veillera en permanence à ce que personne ne vienne placer son œil dans le faisceau lumineux et on obstruera par précaution le chercheur s'il en existe un.

Projection par l'oculaire avec une lunette

(schéma de principe, les proportions ne sont pas respectées, en particulier la distance entre F'₁ et F₂ est de l'ordre du millimètre)

Projection par l'oculaire avec une lunette

***Observation à l'oculaire avec un filtre pleine ouverture (lunettes et télescopes)

On recommande le choix d'oculaires de bonne qualité à quatre lentilles dont le coût avoisine les 100 euros et de rester, sauf si l'on bénéficie de conditions d'observations exceptionnelles (faible turbulence, site de montagne), dans une gamme de grossissements autour de 100. Le grossissement étant donné par le rapport des distances focales de l'objectif de la lunette ou du télescope à celui de son oculaire (f1/f2), on constate, pour une distance focale de l'objectif voisine du mètre, qu'il faudra employer un oculaire d'environ 10 mm de focale. L'objectif de la lunette ou l'ouverture du tube du télescope doit impérativement être recouvert d'un filtre pleine ouverture, que l'on trouvera chez les revendeurs de matériel astronomique, composé d'une lame de verre à faces parallèles recouverte d'un dépôt d'aluminium ne transmettant dans l'instrument qu'environ un cent millième de la lumière solaire (coût approximatif de 75 Euros dépendant du diamètre). Ces filtres ont bien souvent des transmissions variant en fonction de la longueur d'onde de la lumière, et l'on ne s'étonnera pas d'obtenir une image orangée qui ne nuit en rien à la qualité de vision. Ils filtrent également les rayons infra rouges, ce qui est indispensable.

La méthode consistant à placer un filtre au foyer de l'instrument, dans le plan image F'₁ de l'objectif, doit être absolument proscrite en raison des risques très importants de destruction du filtre par la chaleur solaire qui se concentre fortement au foyer. De même, il est déconseillé exactement pour la même raison d'utiliser des filtres se vissant directement sur l'oculaire. A défaut de filtre pleine ouverture en verre optique aluminé, on pourra recouvrir l'objectif de l'instrument de feuilles de Mylar ou de polymère noir de densité 5 (ND 5), mais il faut faire très attention à leur état et à leur bonne fixation sur l'instrument.

Lunette munie d'un filtre pleine ouverture

***Photographie argentique et Webcam au foyer d'une lunette ou d'un télescope

La photographie argentique ou l'imagerie avec une Webcam au foyer primaire (F'₁ sur les figures) de l'instrument peuvent être envisagées avec profit pour l'observation de la surface solaire. L'instrument (lunette ou télescope) sera protégé par un filtre pleine ouverture comme décrit pour l'observation à l'oculaire, le récepteur d'image (boitier réflex 24 x 36 mm ou Webcam sans leurs objectifs) se fixant en lieu et place de l'oculaire à l'aide d'un adaptateur, généralement au coulant de 31.75 mm, qui sera spécifique à chaque modèle (environ 40 euros). On gardera à l'esprit que le diamètre du soleil au foyer de la lunette est de 9.3 mm par mètre de focale, et que la dimension du récepteur est complètement différente selon que l'on travaille avec un film 24 x 36 mm ou une Webcam (capteur de l'ordre de 3 x 4 mm). Ainsi, pour une distance focale de 1 m, le soleil sera visible en totalité sur un film 24 x 36 mm et formera un disque de 9.3 mm de diamètre, alors qu'un champ réduit à environ 10 minutes de degrés seulement (un tiers du diamètre solaire) sera visible avec une Webcam. Notons que, selon la dimension du champ souhaité, notamment en photo argentique, il est possible d'allonger la distance focale de l'instrument par l'adjonction d'une lentille de Barlow achromatique 2x (environ 150 euros), permettant de doubler la distance focale, tout en réduisant d'autant les dimensions du champ observable. Avec une Barlow 2x, on aura ainsi une image solaire de 18.6 mm de diamètre par mètre de focale au foyer de l'instrument ; c'est la combinaison idéale pour la photo au format 24 x 36 mm. Avec une Webcam au foyer, on peut tenter l'opération inverse qui consiste à élargir le champ par l'adjonction d'un réducteur focal.

On trouve sur le marché des Webcams vendues avec bague d'adaptation spécifique au coulant de 31.75 mm, qui se monteront à la place de l'oculaire, autour de 150 euros (modèle dérivé de la Toucam de Philips, LPI de Meade, etc…). Les seules Webcams recommandées sont celles dont on peut enlever l'inutile et piètre objectif fourni en standard. Elles se connectent habituellement à un port USB d'un ordinateur qui enregistre les données et fixe les paramètres d'acquisition. Les Webcams, lorsqu'elles sont reconnues comme périphérique d'acquisition de données TWAIN, seront vues de la plupart des logiciels photo, tel le classique « Paint Shop Pro », permettant l'enregistrement dans les formats très variés (TIF, GIF, JPEG, etc…). Si l'on souhaite réaliser à postériori une animation, on veillera à la précision de la mise en station de la monture et à la régularité des prises de vue (par exemple une image toutes les minutes). Les Webcams permettent de travailler avec des temps de pose très courts, ce qui permet de figer la turbulence (1/100 ème de seconde pour un instrument à f/D = 10 et protégé par un atténuateur de densité 5), mais le bruit inhérent à ce type de capteur bon marché nécessitera souvent l'addition de nombreux clichés pour obtenir une image finale de qualité satisfaisante, qui sera par ailleurs limitée à 640 x 480 pixels avec les modèles courants. Il existe pour ce faire une large panoplie de logiciels disponibles, souvent en « freeware », sur les sites internet d'astronomes amateurs.

Avec un film 24 x 36 mm, moins sensible qu'un récepteur électronique, on pourra éventuellement employer un filtre pleine ouverture de densité 4 (ND 4 soit une atténuation de dix mille) de façon à travailler avec des temps de pose courts inférieurs à 1/100 ème de seconde pour figer l'agitation des images. Il existe des atténuateurs ND 4 (Astrosolar par exemple) vendus en feuilles à découper. Mais attention à la confusion possible avec l'atténuateur ND 5 (cent mille), qui seul permet des observations visuelles sans danger pour les yeux.

L'usage de la couleur est en général sans intérêt pour ce type d'observation ; s'il existe des films noir et blanc, par contre on ne trouve pas de modèle de Webcam noir et blanc, mais généralement un mode monochrome de prise de vue est proposé.

Webcam au foyer d'une lunette de 820 mm de distance focale munie d'un filtre pleine ouverture

***Photographie avec un appareil photo numérique non réflex derrière l'oculaire ou avec une caméra vidéo

L'utilisation d'un appareil photo numérique, ou d'une caméra vidéo, dont l'objectif est indissociable du boîtier, reste possible derrière un oculaire, l'ensemble constitué de l'oculaire et de l'objectif de l'appareil photo travaillant dans des conditions proches d'un système afocal avec un grandissement égal au rapport de leur distances focales (f3/f2 sur la figure). Le système optique fonctionne donc exactement comme dans l'observation visuelle avec un oculaire, mis à part que l'œil (qui regarde à l'infini) est remplacé par l'appareil photo, son objectif et son capteur jouant respectivement le rôle du cristallin et de la rétine. Pour avoir le maximum de lumière, l'objectif de l'appareil doit être placé près du cercle oculaire, et son diaphragme ouvert. Il pourra être monté sur l'instrument au moyen d'un adaptateur photo numérique universel ou mieux vissé directement sur l'oculaire à l'aide d'un adaptateur spécial, pourvu que l'objectif possède un filetage pour filtres (compter 120 Euros). Il existe aussi sur le marché (William Optics par exemple) des adaptateurs optiques au coulant de 31.75 mm (environ 150 Euros) qui remplacent l'oculaire et sur lesquels on visse directement l'objectif de l'appareil photo ou de la caméra (à condition toutefois qu'ils soient munis d'un filetage pour filtres).

Observation avec un appareil photo numérique ou un caméscope

(schéma de principe, les proportions ne sont pas respectées)

A titre d'exemple, un oculaire de 20 mm de distance focale couplé à un appareil photo numérique dont le zoom peut varier dans la plage 8 à 24 mm donnera un agrandissement de l'image primaire de l'instrument (diamètre solaire de 9.3 mm par mètre de focale au foyer F'₁) allant de 8/20 = 0.4 à 24/20 = 1.2. Connaissant les caractéristiques de l'objectif de l'appareil photo numérique, la focale de l'oculaire (ou de l'adaptateur optique) devra donc être choisie en fonction du grandissement à réaliser, sachant que la dimension des capteurs des appareils photo numériques ordinaires est petite et de l'ordre de 5 mm seulement (mis à part les boîtiers numériques réflex haut de gamme dont l'objectif est amovible et seront donc montés directement au foyer F'₁ comme en photographie argentique classique). La taille précise du capteur étant rarement donnée dans les brochures, des essais avec plusieurs combinaisons d'oculaires devront être tentés. Pour obtenir des résultats satisfaisants, les automatismes de l'appareil devront être débrayés, notamment la mise au point (réglée sur l'infini) ainsi que l'exposition (réglage manuel de la vitesse et diaphragme ouvert). La mise au point est difficile avec les appareils numériques non reflex et demandera de nombreux tâtonnements et de la patience.

***Observation en lumière colorée

Dans les précédents paragraphes, nous avons envisagé une observation en lumière blanche, mais atténuée. Il est possible de gagner en contraste en utilisant un filtre « passe bande » coloré vert (longueur d'onde située entre 500 et 540 nm) ou bleu (entre 420 à 480 nm), notamment sur les régions faculaires autour des taches ou encore sur la granulation (mais sa taille caractéristique de 1'' la rend difficilement accessible). On caractérise un filtre « passe bande » par la longueur d'onde de son pic de transmission et par la largeur à mi hauteur de la courbe en cloche encadrant ce pic, mesurée en nanomètres (nm). Un filtre étroit donnera de meilleurs résultats qu'un filtre large. Les filtres colorés (verre teinté) sont larges (plus de 100 nm) et peu coûteux ; les filtres interférentiels (moins de 20 nm) sont étroits et fourniront un meilleur contraste, mais la dépense sera supérieure. Tous ces filtres (de petit diamètre) se placent au niveau de l'oculaire et ils ne dispensent en aucun cas du filtre pleine ouverture qui doit atténuer la lumière pénétrant dans l'instrument, seul garant de la sécurité oculaire.

Les amateurs désireux d'aller plus loin pourront s'intéresser aux protubérances, voire aux filaments, qui ne sont autres que les protubérances vues en absorption sur le disque solaire. L'observation des protubérances est toujours un grand spectacle, mais il faut pour cela disposer d'un matériel spécifique que l'on appelle filtre Ha. Il s'agit d'un filtre centré sur la raie Ha du spectre solaire, correspondant à la transition quantique entre niveaux d'énergie 2 et 3 de l'atome d'Hydrogène à 656.3 nm (il s'agit de la première raie de la série de Balmer). Un filtre de 0.3 nm de large permet d'accéder aisément à ce type de phénomène. La marque Coronado commercialise des filtres dédiés à cet emploi, composés de deux parties indissociables : l'une se fixe sur l'objectif de l'instrument et remplace ainsi le filtre pleine ouverture, l'autre se place au niveau de l'oculaire. L'observation des filaments est bien plus impérieuse en raison du fond lumineux chromosphérique sous jacent, qui exige une largeur minimale de 0.07 nm de la réponse du filtre centré sur Ha. Un bon contraste nécessite de descendre à moins de 0.05 nm, mais on se trouve alors à la limite entre matériel amateur et professionnel, et le coût s'en ressent !

[/ Jean-Marie Malherbe, Nicole Mein, Observatoire de Paris - 2006 /]

Taches solaires

2018-05-17T15:23:07Z

Une tache solaire est une région sur la surface du Soleil (photosphère) qui est marquée par une température inférieure à son environnement. Une tache solaire est associée avec un champ magnétique particulièrement intense.

Taches solaires observées avec le spectrohéliographe en CaII K3

Ces trois observations du Spectrohéliographe de Meudon présentent trois groupes important de taches solaires. Le groupe de 1947 est le plus important en taille trouvé dans les archives historiques. Celui de 2003 a produit une forte éruption de classe X. Celui de 2012 a récemment engendré un événement X plus typique.

Spectrohéliographe de Meudon, G. Aulanier

C'est la présence de ce champ magnétique qui inhibe la convection par un effet similaire aux freins à courants de Foucault, ralentissant ainsi l'apport de chaleur venant de l'intérieur du Soleil dans cette zone. Du fait de la présence de champ magnétique et de la température de surface réduite, moins de lumière est émise au niveau de la tache par rapport au reste du disque solaire : par contraste la tache solaire apparaît donc plus sombre que le reste de la photosphère.

De par la présence de champ magnétique intense (au delà de 0.1 T), les taches solaires sont le siège principal des phénomènes actifs. Les éruptions solaires proviennent en effet principalement de ces régions. L'énergie du champ magnétique est en effet le réservoir d'énergie qui alimente les différents phénomènes impulsifs liés aux éruptions.

L'étude des taches solaires, leur évolution au cours des cycles solaires, est donc un enjeu primordial en physique solaire et physique des relations Soleil-Terre.

Vidéos

Intensité Ni MDI/SOHO

Cliquer sur l'image pour lancer l'animation

Champ magnétique B// MDI/SOHO

Intensité Ni MDI/SOHO

Champ magnétique B// MDI/SOHO

Images de taches solaires

Boucles magnétiques coronales

2018-05-17T15:17:27Z

Les boucles coronales forment la structure fondamentale de la couronne et de la région de transition du Soleil. Ces boucles fortement structurées sont une conséquence directe de la présence de champs magnétiques et de leur rôle dominant dans cette région de l'atmosphère du Soleil.

Les boucles coronales sont des structures brillantes observées essentiellement en ultraviolet par des instruments embarqués par satellites (e.g SoHO, SDO) mais aussi en Hα au niveau du limbe solaire pour certaines d'entre elles. Les boucles coronales peuvent aussi parfois être observées en Hα sur le disque solaire à la suite d'une éruption solaire : il s'agit alors de boucles post-éruptives.

La plupart des boucles coronales sont observées dans les mêmes zones que les taches solaires. Les boucles sont la contrepartie coronale des taches solaires observées au niveau de la basse atmosphère solaire. De même que les taches solaires, les boucles coronales sont ainsi fortement liées au champ magnétique solaire et constituent les centres actifs du Soleil, où les phénomènes éruptifs se déroulent le plus fréquemment.

Les boucles coronales sont des traceurs du champ magnétique. Dans la couronne solaire, les conditions du plasma sont telles que le plasma est "gelé" au sein du champ magnétique (théorème d'Alfvén). Le plasma ne peut pas se déplacer perpendiculairement aux lignes de force du champ magnétique. La matière, émettant de la lumière, révèle ainsi la structure sous-jacente du champ magnétique de la couronne solaire. Les boucles coronales tracent donc la connectivité des lignes de champ magnétique. Les boucles coronales ont leurs pieds ancrés au niveau de taches solaires, chaque pied étant situé dans une polarité magnétique de signe opposé.

Éruptions et boucles magnétiques observées par le satellite TRACE et le télescope suédois de 50 cm SVST (La Palma)

TRACE arcade magnétique

Intensité Halpha, SVST La palma

Boucles magnétiques (continu Halpha), SVST

Vitesses radiales, SVST La Palma

TRACE filament 171 A

TRACE filament éruptif - 171 A

TRACE éruption 171 A

TRACE boucles magnétiques 171 A

TRACE surge 171 A

TRACE éruption 171 A

TRACE boucles post éruptives 171 A

TRACE éruption 171 A

TRACE 171 A éruption

TRACE 171 A - boucles magnétiques

TRACE 171 A

TRACE éruption 195 A

TRACE boucles magnétiques

TRACE éruption Lya 1216 A

TRACE Ly alpha boucles

TRACE Ly alpha - boucles

TRACE boucles magnétiques

TRACE éruption Lya 1216 A

Granulation solaire

2018-05-17T15:14:21Z

Granulation

La granulation solaire est visible à la surface du Soleil (sur la photosphère) comme une structure de grains brillants (chauds) cernés par des zones plus sombres et étroites, les intergranules. La taille moyenne des granules est de l'ordre de 1000 Km, soit le même ordre de grandeur que la France métropolitaine.

La granulation est un phénomène très dynamique : la durée de vie d'un granule est de l'ordre de 5 à 10 minutes. Les granules peuvent présenter divers types d'évolution : généralement une disparition progressive, fréquemment une fragmentation et parfois les granules peuvent fusionner.

Les granules sont les marqueurs des phénomènes convectifs se déroulant sous la photosphère. Le granule correspond à la plus petite cellule de convection. Un granule est constitué de cellules ascendantes de plasma chaud (de 5 000 à 6 000 kelvins) entourées de plasma plus froid (environ 400 kelvins de moins que le centre des granules).

Vidéos

Granulation Pic du Midi 5750 A (1,6 Mo)

Cliquer sur l'image pour lancer l'animation.

Granulations et taches solaires

Filaments et protubérances

2018-05-17T15:13:11Z

Les filaments et protubérance solaire sont des structures de la couronne solaire (dont la température dépasse le millions de degrés), composée d'un plasma relativement dense et froid par rapport au milieu ambiant. Le plasma des protubérances/filament est de l'ordre de 10 000 K soit une température du même ordre de grandeur que celle de la chromosphère du Soleil. Les filaments/protubérances sont des structures magnétiques : c'est la présence de champ magnétique, possédant une géométrie spécifique en "hamac", qui permet l'existence de plasma froid dans la couronne chaude.

Hα 1989/09/07

Image en Hα du disque solaire le 07/09/1989 lors d'un maximum du cycle solaire. de très nombreuse structures sont visibles : filaments, taches solaires, plages, régions actives, ...

Spectrohéliographe de Meudon

Si les protubérances et les filaments correspondent au même objet physique, leur différents noms proviennent de la manière dont ces structures sont observées.

Un filament correspond à la structure magnétique lorsqu'elle est observée sur le disque solaire. Observée dans les raies chromosphériques (Hα, Ca II) elle apparait alors sombre par rapport au reste du disque solaire. La lumière propre que le filament émet est en effet beaucoup plus faible que celle du disque solaire, dont elle absorbe la lumière émise par la photosphère située sous elle.
Une protubérance n'est autre que ce même type de structure mais observées sur le bord du disque solaire, au limbe. Observée par contraste avec le fond du ciel beaucoup plus sombre, la protubérance apparait brillante du fais de la propre lumière qu'elle émet.

Protubérance/filament solaire

Observation en Ca II K3. La même structure est observée sombre sur le disque (filament) et brillante par rapport au fond du ciel (protubérance). Cette observation montre que protubérances et filaments correspondent à la même structure physique.

Sepctrohéliographe de Meudon

Filaments et protubérances sont des structures très fréquemment observées par le Spectrohéliographe de Meudon. Les filaments se retrouvent sur les images en Hα et CaII. Pour observer et mettre mieux en avant les protubérances. Des méthodes spécifiques sont utilisées. En plaçant une "lune artificielle", partiellement opaque, sur le chemin optique du faisceaux d'entrée du spectrohéliographe, la lumière du disque solaire est atténué

Le plasma des protubérances/filaments est composé d'hydrogène et d'hélium ainsi que de certains autres éléments plus lourds (les astronomes parlent de « métaux ») comme le calcium ou le sodium. Dans les domaines visible et infra-rouge, on utilise principalement des raies spectrales de l'hydrogène et de l'hélium pour l'étude des conditions physiques (telles que température, pression, champ magnétique et champ de vitesses) qui vont caractériser le plasma. Les filaments/protubérances peuvent prendre des formes très variées : pilier, arche, champignon, buisson, draperie, arbre, etc, et ces formes peuvent évoluer. Une protubérance/filament peut ainsi se transformer, disparaître, réapparaître ou fusionner en quelques heures, et subsister plusieurs jours.

L'étude scientifique des protubérances est particulièrement motivée par leur rôle dans les interactions Soleil-Terre. En effet, le champ magnétique coronal qui les soutient peux brutalement se déstabiliser et se reconfigurer. La matière formant un filament/protubérance présent sur le disque solaire pendant plusieurs jours peut brutalement être éjectée en quelques dizaines de minutes au cours d'une éruption solaire. Ces éruptions peuvent potentiellement impacter l'environnement magnétique de la Terre.

L'étude des filaments et protubérances est un des enjeux principal du service du spectrohéliographe de Meudon. Les observations du spectrohéliographe permettent de suivre au cours du temps, de jour en jour, d'années en années, de cycle solaire en cycle solaire, l'évolution des propriétés de ces structures : leur distribution spatiale, leur taille, leur forme, leur durée de vie. Ceci permet d'en apprendre plus sur l'évolution de ces structures en lien avec l'évolution des cycles d'activités du Soleil. Seul un instrument imageur comme le Spectrohéliographe de Meudon et sa collection centenaire permettent d'effectuer ce type d'étude de climatologie de l'espace.

Filament Hα

Image à haute résolution spatiale d'un filament solaire observée dans la raie Hα.

Big Bear Solar Observatory

Protubérance Hα

Protubérance observée en Hα au limbe du disque solaire.

Sepctrohéliographe de Meudon

Protubérance Call K3

Protubérance observée dans la raie K3 du CaII.

Spectrohéliographe de Meudon

Protubérance HeII

Protubérance solaire observée en He II

EIT/SOHO

Le cycle de l'activité solaire

2018-04-23T15:49:19Z

Depuis plus d'un siècle, les astronomes ont constaté que le nombre de taches à la surface du Soleil varie de façon périodique, passant par un maximum environ tous les onze ans. C'est le cycle d'activité solaire.

Au moment du maximum d'activité solaire on observe une augmentation du nombre de taches, des régions actives et de leurs manifestations dans l'atmosphère, une diminution de l'étendue des trous coronaux : l'activité solaire devient maximale. Au maximum de cycle, la fréquence des éruptions solaires est relativement importante (plusieurs éruptions par jour) tandis le nombre d'éruptions est très faible voire nul lors des années de minimum du cycle.

Evolution du nombre de taches solaires

Ce graphique présente l'évolution mensuelle du nombre de taches solaires. Le cycle de 11 ans est fortement marqué. Les maxima des cycles présentent aussi des variations qui semblent periodiques : le cycle de Gleissberg. Crédits : Robert A. Rohde ; Global Warming Art project.

Si depuis que l'humanité compte régulièrement le nombre de taches solaires, à partir du 17^ème siècle, le cycle d'activité de 11 ans est bien connu, d'autres cycles pourraient se superposer. D'un cycle undécennal à l'autre, les maxima ne présentent pas les mêmes intensités. Des périodes de grand minimum sont aussi présentes, couvrant plusieurs cycles solaires (e.g. minimum de Maunder, minimum de Dalton).

Le cycle de Gleißberg correspondrait ainsi à une modulation de l'intensité des maxima du cycle de 11 ans. Ce cycle aurait une période comprise entre 70 et 100 ans. Seuls trois cycles de Gleißberg ayant été observés depuis le début du comptage systématique des taches solaires, ce cycle d'activité reste très mal connu. Il est pourtant fondamental pour comprendre la dynamique du Soleil.

Les 10 cycles d'activités du Spectrohéliographe de Meudon

Observations du Spectrohéliographe de Meudon dans les raies Hα, CaII K1 & CaII K3 lors des maxima d'activités depuis 1908.

Spectrohéliographe de Meudon

Avec ses plus de 110 ans d'existence, le service du Spectrohéliographe de Meudon possède une collection quasi-unique au monde pour étudier les variations à long terme du cycle solaire. Sa collection d'images du disque solaire permet de suivre l'évolution des structures liées à l'activité solaire (taches solaires, filaments) et l'évolution de leur distribution spatiale.

Eruption solaire et activité géomagnétique

2018-04-06T14:50:42Z

Les éruptions solaires

Les éruptions solaires sont les principaux phénomènes constitutifs de l'activité du Soleil. Ces événements sont parmi les plus violents des phénomènes ayant lieu dans le Système solaire, avec des énergies typiques de l'ordre de 10²⁵ Joules, soit près d'un milliard de fois l'énergie d'un grosse bombe thermonucléaire. En quelques heures le Soleil dégage ainsi près de 10 000 fois la consommation mondiale d'énergie annuelle de l'humanité.

Les éruptions sont provoquée par une accumulation d'énergie magnétique dans des zones de champs magnétiques intenses, soit au niveau des taches solaires observées sur la surface visible du Soleil, soit au niveau des filaments et protubérances solaires, observées à partir des raies chromosphériques. Les éruptions solaires font intervenir une reconfiguration brutale et soudaine du champ magnétique, permise par le mécanisme de reconnexion magnétique.

Rubans d'éruptions

Spectrohéliogramme du 25 juillet 1946 au centre de la raie Hα. Cette observation présente une éruption et les rubans d'émissions. Cette éruption fut celle dont les rubans couvrirent la plus grande portion de la surface du Soleil, en 110 ans depuis le début des observations systématiques en 1908.

Les éruptions solaires se produisent périodiquement dans l'atmosphère solaire. La fréquence de leur apparition est liée et constitue le cycle d'activité du Soleil. Lors des années de maximum, plus d'une dizaine d'éruptions peuvent avoir lieu chaque jour. Les éruptions présentent différents niveaux d'intensité et elles sont ainsi classifiées en fonction du flux lumineux émis dans une bande particulière dans le domaine X-mou.

Eruption solaire du 25/07/1946 observée par le spectrohéliographe.

L'éruption du 25/07/1946 se déroule au niveau d'un groupe de taches observé dans la raie du Ca II (image centrale). Les rubans d'éruptions lumineux observés en Hα (vignettes de coin) se développent au sein de la région active en éruption.

Lors d'un éruption solaire plusieurs phénomènes peuvent avoir lieu, tel que :

une augmentation soudaine du flux lumineux : il s'agit du flash lumineux ou "flare". Cette augmentation, bien que présente dans l'ensemble du spectre - électromagnétique, est plus particulièrement marqué en dehors du domaine visible, notamment dans les domaine radio, ultraviolet et X ;
l'éjection de grande quantité de plasma solaire vers l'espace interplanétaire : les éjections de masse coronale qui sont d'immenses structures magnétisées se déplaçant à des vitesses de l'ordre du millier de kilomètre et transportant en moyenne près de 10¹² kg de plasma solaire en direction de l'espace interplanétaire ;
l'accélération de faisceaux de particules à des vitesses élevées, parfois proches de celle de la lumière. Ces particules (électrons et protons essentiellement), qui émettent des ondes radio au cours de leur propagation dans le milieu interplanétaire, possèdent une énergie propre particulièrement élevée.

Chacun de ces phénomènes peut être plus ou moins marqué d'une éruption à l'autre. Dans les cas où la Terre est impacté par l'éruption, ces phénomènes constituent des vecteurs d'interaction entre le Soleil et la Terre, avec des conséquences spécifiques à chacun.

Impact sur la Terre : modification de l'activité géomagnétique

Du fait de ces émissions de plasma, certaines éruptions solaires qui atteignent la Terre peuvent perturber le champ magnétique terrestre. Un orage magnétique, aussi appelé tempête magnétique, ou encore tempête géomagnétique, correspond à des fluctuations brusques et intenses du magnétisme terrestre faisant suite aux éruptions solaires. Les couches électriques dans l'ionosphère feraient varier l'intensité du champ magnétique terrestre entraînant de nombreux orages magnétiques.

Cette variation du champ magnétique s'accompagne de l'apparition des aurores polaires qui sont des phénomènes naturels liées à l'activité solaire.

Météorologie et climatologie de l'espace

L'impact de l'environnement magnétique de la Terre implique des conséquences de plus en plus importantes pour la société humaine, qui se repose de plus en plus sur des technologie spatiales (télécommunication, GPS, ...) et sur des réseaux tissés à l'échelle mondiale (câbles électriques, oléoducs, ...).

Schéma résumant les principaux systèmes sensibles à l'activité solaire

UFE Observatoire de Paris/PSL, Adapté de Bell Laboratories, Lucent Technol

Afin de prévoir l'impact de l'activité solaire sur notre environnement terrestre, une discipline appliquée, la météorologie de l'espace, est en plein développement. Elle vise plusieurs objectifs : d'une part, comprendre et prévoir l'état du Soleil et des environnements interplanétaire ou terrestre, ainsi que les perturbations qui les affectent, qu'elles soient d'origine solaire ou non ; d'autre part, analyser en temps réel ou prévoir d'éventuels effets sur les systèmes biologiques et technologiques.

Si la météorologie de l'espace s'intéresse à la prévision à relativement court terme de l'impact de l'activité solaire, la climatologie de l'espace s'inscrit dans l'étude et la prévision à long terme, au cours d'un cycle ou de plusieurs cycles, de l'activité de notre astre. De part sa longévité, le service du Spectrohéliographe de Meudon possède des données et une collection unique au monde pour comprendre l'évolution de notre astre sur ce type d'échelle de temps.

Le vent solaire

2018-04-06T14:48:03Z

Seules les radiations visibles et une partie du rayonnement radioélectrique peuvent atteindre la surface de la Terre.

Le vent solaire est observé et mesuré depuis une trentaine d'années. Au niveau de l'orbite terrestre, sa vitesse moyenne est de l'ordre de 400 km/s, mais il existe en fait deux régimes de vent : le vent rapide (> 700 km/s) peu dense, et le vent lent (environ 300 km/s) dense.

Le champ magnétique terrestre nous protège des particules ionisées du vent solaire. Sous l'effet de la pression du vent solaire, le champ magnétique terrestre est déformé.
Le vent solaire et ses variations de pression liées aux perturbations engendrées par les ondes de choc des éruptions solaires ou par les éjections de masse coronale ont des effets sur l'environnement magnétise terrestre. Ceci est illustré pour l'éruption solaire du 2 mai 1998 et l'éjection de masse coronale.

Les variations de pression du vent observées le 4 mai déclenchent des perturbations du champ magnétique terrestre (orages géomagnétiques). Le nombre de particules chargées au voisinage de la Terre augmente et des particules sont précipitées près des pôles terrestres dans la basse atmosphère et sont à l'origine des "aurores boréales".

Éruption solaire du 2 mai 1998