🎯OBJECTIFS DE LA SÉANCE

À l’issue de la séance, l’élève doit être capable de :

• Décrire la structure de l’atmosphère solaire (photosphère, chromosphère, couronne).
• Expliquer pourquoi l’imagerie monochromatique (Hα, Ca II K) révèle des structures invisibles en lumière blanche.
• Décrire le fonctionnement d’un spectrohéliographe compact (Sol’Ex).
• Relier les paramètres instrumentaux (fente, réseau, résolution) à la qualité des observations.
• Identifier les points communs et les différences entre le sol’ex et le programme CLIMSO du Pic du Midi 

Ressources  :

PHASE 1 – CONTEXTE SCIENTIFIQUE (30 min)

🌈 Spectroscopie solaire

Q1. Citer les trois couches principales de l’atmosphère solaire et indiquer laquelle est visible en lumière blanche.

Q2. Pourquoi la chromosphère n’est-elle observable que dans certaines raies spectrales (Hα, Ca II K) ?

Q3. Pourquoi ne voit-on pas les mêmes structures en lumière blanche et en Hα ?

Q4. Quelle est la différence entre raies d'absorption (photosphère) et raies d'émission (chromosphère) ?

Les trois couches principales de l’atmosphère solaire sont :

• La photosphère
• La chromosphère
• La couronne

La photosphère est la couche visible en lumière blanche. C’est la « surface apparente » du Soleil, d’où provient l’essentiel du rayonnement continu.

 La chromosphère est beaucoup moins lumineuse que la photosphère. En lumière blanche, son émission est noyée dans le rayonnement intense de la photosphère.

Elle devient observable uniquement dans certaines raies d’émission spécifiques, notamment :

• la raie Hα (656,3 nm) de l’hydrogène
• la raie Ca II K (393,4 nm) du calcium ionisé

Ces raies correspondent à des transitions électroniques caractéristiques des atomes présents dans la chromosphère.
Un filtre étroit centré sur ces longueurs d’onde permet donc d’isoler son émission.

• En lumière blanche, on observe principalement la photosphère → granulation, taches solaires, facules.
• En Hα, on observe la chromosphère → filaments, protubérances, spicules, régions actives.

Ces couches ayant des températures, densités et phénomènes physiques différents, les structures visibles ne sont pas les mêmes.

• Raies d’absorption (photosphère)
  → Raies sombres sur un spectre continu. Elles apparaissent lorsque des gaz plus froids absorbent certaines longueurs d’onde du rayonnement issu des couches plus profondes.
• Raies d’émission (chromosphère)
  → Raies brillantes sur fond sombre. Elles proviennent d’atomes excités qui émettent un rayonnement à des longueurs d’onde spécifiques.

 🌞 Structures solaires

Q5. Pourquoi les taches solaires apparaissent-elles sombres malgré leur température de 4000 K ?

Q6. Comment distinguer facules, filaments et protubérances en Hα ?

Une tache solaire a une température d’environ 4000 K, contre environ 5800 K pour la photosphère.

Elles paraissent sombres par contraste, car l’intensité lumineuse dépend fortement de la température (loi de Stefan-Boltzmann :  P ∝ T⁴ )

Ainsi, même à 4000 K, elles sont lumineuses en valeur absolue, mais moins que leur environnement.

En observation Hα :

• Facules : zones brillantes proches des régions actives.
• Filaments : structures sombres allongées vues sur le disque solaire.
• Protubérances : mêmes structures que les filaments mais observées au bord du disque, apparaissant lumineuses sur fond noir.

Un filament devient une protubérance lorsqu’il est observé sur le limbe solaire

📈 Activité et cycles

Q7. Comment le cycle solaire de 11 ans se manifeste-t-il dans les observations des taches solaires ?

Q8. Quels sont les signes observationnels d'une éjection de masse coronale (CME) ?

Q9. Comment les éruptions solaires affectent-elles les communications radio sur Terre ?

Le cycle solaire (≈ 11 ans) se manifeste par :

• une variation périodique du nombre de taches solaires
• un maximum d’activité (nombreuses taches, éruptions)
• un minimum d’activité (peu ou pas de taches)

On observe aussi une migration des taches des latitudes moyennes vers l’équateur au cours du cycle (diagramme en papillon).

Une éjection de masse coronale correspond à l’expulsion brutale de plasma et de champ magnétique dans la couronne. les signes observationnels sont :

• expansion rapide d’une structure dans la couronne (visible avec un coronographe)
• onde de choc
• perturbation du vent solaire
• parfois associée à une éruption solaire

Les éruptions solaires émettent :

• des rayons X
• des particules énergétiques

Ces rayonnements modifient l’ionisation de l’ionosphère terrestre, ce qui peut :

• perturber ou bloquer les communications radio HF
• affecter le GPS
• provoquer des orages géomagnétiques

👁 Observation

Q10. Pourquoi observe-t-on mieux la chromosphère et la couronne lors des éclipses totales ?

Q11. Comment les oscillations solaires (héliosismologie) peuvent-elles être détectées par observation Doppler ?

Lors d’une éclipse totale, la Lune masque la photosphère (très lumineuse) ainsi la chromosphère et la couronne deviennent visibles car l’éblouissement disparaît. 

En temps normal, leur faible luminosité est masquée par celle de la photosphère.

Les oscillations solaires provoquent :

• des mouvements périodiques de la surface solaire
• des vitesses radiales alternées (approche / éloignement)

Ces mouvements entraînent un décalage Doppler des raies spectrales :

• décalage vers le bleu → approche
• décalage vers le rouge → éloignement

L’analyse temporelle de ces variations permet d’étudier la structure interne du Soleil.

 

 PHASE 2 –DÉCOUVERTE DE SOL’EX (30 min)

Réaliser un schéma simplifié du sol’ex

Éléments : Filtre de densité neutre / Fente (10 µm) / Collimateur / Réseau (2400 traits/mm) / Objectif caméra / Capteur CMOS

Q1. Expliquer le rôle de la fente.

Q2. Pourquoi faut-il une fente étroite pour obtenir une bonne résolution spectrale ?

Q3. Quel est le rôle du réseau de diffraction ?

Q4. Que signifie un pouvoir de résolution R ≈ 40000

Rôle de la fente : Sélectionne une fine tranche du disque solaire, déterminant la résolution spectrale.

Fente étroite : Réduit l’élargissement spectral → meilleure séparation des longueurs d’onde.

Rôle du réseau : Dispersion de la lumière selon la longueur d’onde.

R=λ/Δλ   soit  Δλ=λ/R=656,3 / 40,000 ≈ 0.016 nm

Une résolution de 40000 implique la capacité de distinguer deux raies spectrales séparées de 0.016 nm

Principe de fonctionnement – Espace-Infini

https://solex.astrosurf.com/sol-ex-theorie.html

PHASE 3 - ACTIVITÉ PRATIQUE (30 min)

Observation directe avec Sol’Ex

Q5. Que se passe-t-il lorsque l’on fait tourner la molette rouge (orientation du réseau) ? 

Q7. Pourquoi le système fonctionne-t-il comme un « scanner » du Soleil ?

La molette permet de change l’angle du réseau et  sélectionner une gamme de longueur d’onde.

Décalage autour de Hα : Variation du contraste des structures chromosphériques (filaments, protubérances).

Fonctionnement en « scanner » : Le disque solaire défile devant la fente → reconstruction d’une image 2D par balayage.

 Exploitation de données

1. Identifier sur les images fournies et les associer à une couche solaire (Taches solaires/ Filaments / Protubérances)
2. Mesurer la taille d’une structure en pixels et l’exprimer en fraction du diamètre solaire.

EXPLOITATION SCIENTIFIQUE (25 min)

Mini-compte rendu

En quoi Sol’Ex reprend-il le principe des instruments utilisés dans le cadre du programme CLIMSO ?