CHAPITRE III

LE SPECTROHÉLIOGRAPHE

1. PRINCIPE DE L'APPAREIL. — Quand nous regardons le Soleil dans une lunette, nous recevons à la fois la lumière de toutes ses radiations, quels que soient les éléments qui les aient produites : le spectrohéliographe a pour but d'isoler dans le spectre une radiation unique d’un corps déterminé, de façon à voir l’astre tel qu’il nous apparaîtrait si ce corps y était seul présent. Nous pouvons ainsi espérer localiser à sa surface les

divers éléments chimiques, ce qui ne peut manquer a priori de conduire à des résultats intéressants (1).

L'appareil repose en principe sur une extension ingénieuse, due indépendamment à MM. G. E. Hale (2) et H. Deslandres (3), de la méthode de la fente étroite, imaginée autre-.

* (1) On consultera avec fruit, pour tout ce chapitre, la notice de M. H. DesLanpres : Histoire des Idées et des Recherches sur le Soleil, Annuaire du Bureau des Longitudes, 1907, p. G. 1. — Un excellent résumé de la question a également été publié par M. L. n’Azameusa dans le Bulletin de la Société Astronomique de France, \. 34, 1920, pp. 433 et 487.

(2) Astronomy and Astrophysics, t. XI, 1891, pp. 70, 407, 604 et volumes suivants, passim.

(3) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 113, 1891, p. 307; t. 114, 1892, p. 276 et volumes suivants, passim.

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fois par Janssen et Lockyer pour l’étude des protubérances. — Projetons, par un moyen quelconque, une image du Soleil sur la fente F d’un puissant spectroscope, aménagé en vue de la photographie (fig. 48). Ce que nous observerons sur la plaque, c’est le spectre RV des points de l’image solaire situés le long de la fente et de ceux-là seulement. Supposons que des vapeurs incandescentes dues à un élément donné, le Calcium par exemple, occupent sur le Soleil une aire N : le spectre ne nous révélera les raies du Calcium que sur sa portion CD;, correspondant au segment CD de la fente. Si maintenant, à l’aide d'une seconde fente, placée devant la plaque à l’endroit précis XY où une raie connue du Calcium forme son image, nous isolons cette raie et sinous déplaçons simultanément, d’un mouvement continu, 1° l’image du Soleil devant la première fente et 2° la plaque devant la deuxième fente, nous obtiendrons sur le cliché l’image entière du nuage N de vapeurs calciques dont nous n'aurions pu reconnaître autrement les contours. — C'est au fond, on le voit, ce que faisaient Janssen et Lockyer lorsque, déplaçant la fente de leur spectroscope devant une protubérance et y visant la raie rouge de l'Hydrogène, ils réussissaient par étapes successives à en relever la forme.

2. DirricuLTÉs PRATIQUES. — Si le principe est simple, sa réalisation est plus délicate. IL faut d'abord, pour éviter d’avoir à poser trop longtemps, employer des appareils très lumineux quoique, bien entendu, très dispersifs Le déplacement de l’image solaire — ou plutôt de l'objectif qui la projette — et celui de la seconde fente doivent être, de plus, rigoureusement correspondants, compte tenu du grossissement final de l'appareil, faute de quoi (ce qui était le cas au début) les images obtenues sont déformées.

Une autre cause d’altération des images tient à ce que les prismes (et aussi les réseaux) ne donnent pas une image rectligne d'une fente droite : on remarque en effet sans peine que les raies fournies par les spectroscopes sont en général courbes, leur concavité étant tournée vers le violet et d’autant plus accentuée que la raie est plus réfrangible. On évite

la déformation qui en résulte en donnant aux deux fentes des courbures de sens inverses (fig. 49), égales à la moitié de celle qu'aurait la raie spectrale considérée si la première. fente était droite (1) ; en même temps on imprime, à l’image solaire sur la première fente et à la plaque photographique, des vitesses de même sens : il est facile de voir que la seule conséquence de cette double opération est de renverser, comme le ferait un miroir, les images obtenues.

Enfin la position du réseau ou des prismes doit être étudiée:

/"° fente 2°/ente Fig. 49.

avec soin, car les bonnes pièces optiques de grande dimension sont rares et coûteuses : il est donc indiqué, pour utiliser le mieux possible l'appareil dispersif, prisme ou réseau, de le placer à l'endroit où le faisceau, après sa sortie de la première fente, est le plus étroit, c’est-à-dire si on le peut au point où se forme l'anneau oculaire de l'objectif par rapport à la lentille collimatrice (2).

3. RAIES SOLAIRES APPROPRIÉES. — Toutes les raies de Fraunhofer ne permettent pas d'obtenir des images également intéressantes : celles auxquelles on s'adresse d'ordinaire sont les raies H et K du Calcium et la raie H de l'Hydrogène. Les deux premières sont particulièrement importantes en ce qu'elles nous renseignent, grâce à des artifices appropriés, sur les couches successives: de la chromosphère solaire.

RME Fig. 50

(4) Cetle condition doit êlre réalisée avec une grande précision, étant donnée surtout la très faible largeur habituelle des fentes (de l’ordre de 0,02 mm).

(2) I. Descaxores, Bulletin Astronomique, t. XXI, 1905, p. 337. — Pour plus de détails voir : Annales de l'Observatoire d'Astronomie physique de Paris (Meudon), t. IV, 1910, p. 22. :

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Lorsqu'on examine la raie K par exemple avec une dispersion suffisante, on remarque que, sur les facules, elle est doublement renversée (fig. 50). Au centre de la large raie noire de Fraunhofer K,, on aperçoit une raie brillante K, qui laisse elle-même voir en son centre une fine raie noire K;.

Les raies K,, K, et K, (dénominations consacrées par l'usage) correspondent à trois couches successives de la chromosphère. La large raie K, représente l'absorption générale des vapeurs de la couche basse, située immédiatement audessus de la photosphère : c'est la couche renversante. La raie brillante K,, superposée à K;, correspond aux vapeurs de la couche moyenne. Enfin la fine raie noire K,; nous révèle l'absorption de la couche haute située encore au-dessus.

Cette interprétation si simple n'était cependant pas évi-

Fond du cel [ s” Bord solbire 0” Disque sokoire GÈ Fig. 51. — Aspect schématique de la raie K sur une facule,

lorsque celle-ci arrive au bord du disque.

dente : M. H. Deslandres (1) l’a, Le premier, proposée, en la justifiant par l'aspect de la raie K lorsqu'une facule arrive au bord du disque : on voit alors la double raie brillante K, (fig. 51) dépasser légèrement le bord (de 5 ou 6" environ) et ressortir sur Le fond moins éclatant du Ciel, tandis que la raie sombre K, s’étend plus loin encore (jusqu'à 10” peutêtre). — L'intensité de ces raies est d’ailleurs la même hors du disque que sur le disque : on perçoit donc directement ainsi l'altitude correspondant à chacune d'elles.

A. SPECTROHÉLIOGRAPHES FIXÉS A DES LUNETTES. — Le premier spectrohéliographe de M. Hale, celui de Kenwood Obsertory (près de Chicago), était attaché à une lunette : l’image

(1) Comptes Rendus de l'Académie des Sciences, t. 119, 1894, p. 148 et H. Descaxores et L. D'AzameusA, même recueil, t. 149, 1909. p. 521. Cours d'Astronomie. — BosLer-ur. 11

solaire et la plaque étaient fixes par rapport à celle-ci et les deux fentes mues par un moteur hydraulique.

C’est aussi de cette facon qu’a été installé le Spectrohélio-

A IDR La GRR he RNA HAN SA SAP

Fig. 52. — Spectrohéliographe Rumford allaché à la Grande Lunette de Yerkes.

de Yerkes. Cet instrument déjà très

graphe Rumford (1) des plus simples

perfectionné (fig. 52) est cependant un

(1) G. E. Haze, The Study of Stellar Evolution, 1908, p. 88 (Chicago, The University of Chicago Press).

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comme construction de tous ceux en service. Il comporte des prismes de flint déviant les ravons de 180° exactement et les distances focales du collimateur et de l’objectif de la chambre photographique sont égales. Le spectroscope est fixé à l'extrémité oculaire de la Grande Lunette de Yerkes, de 1 m. 02 d'ouverture. Un moteur électrique agit à la fois sur le mécanisme de rappel en déclinaison et, par l’intermédiaire de courroies de transmission, sur la plaque photographique : ce double mouvement est combiné de façon à équivaloir à un déplacement d'ensemble du spectroscope entier avec ses fentes devant l’image solaire et la plaque photographique supposées fixes.

D’autres appareils également attachés à des lunettes existent encore, celui de Potsdam par exemple.

5. SIDÉROSTATS ET COELOSTATS. — On préfère cependant aujourd’hui laisser le spectrohéliographe immobile, le disposer par exemple horizontalement dans un bâtiment spécial (ce qui permet de lui donner les dimensions qu'on veut) et lui envoyer la lumière solaire au moyen d’un sidérostat ou d'un cœlostat corrigeant les effets du mouvement diurne.

Les Sidérostats dont la description se trouve dans les traités de Physique (1) {sidérostat polaire, sidérostat de Foucault, etc.) ne comportent qu'un seul miroir et sont assez compliqués. Bien que certains d’entre eux constituent une solution très générale du problème posé, ils ont un inconvénient grave : l’image tourne autour du rayon central, ce qui n'est pas gênant quand il s’agit d'étoiles, mais peut le devenir pour des astres à diamètre apparent sensible. Aussi leur préfère-t-on presque universellement le Cœlostat de Lippmann (2).

Cet appareil extrêmement précieux est formé d’un miroir qui tourne, à raison d'un tour en #8 heures, autour d’un axe situé dans son plan et parallèle à l'axe du monde. — Soient O

(4) 0. D. Cnwozson, Traité de Physique, t. Il, p. 510 (Paris, Her mann).

(2) Journal de Physique, 3e série, t. IV, 1895, p. 397.

(fig. 53) le centre de la sphère céleste, PP’ la ligne des pôles, S le Soleil, ON la normale au miroir : OS’, symétrique de OS par rapport à ON, sera Le rayon réfléchi. Cherchons de quel angle devra avoir tourné le miroir pour que, S étant par suite du mouvement diurne venu en $,, le rayon réfléchi OS’ n'ait pas bougé. La normale au miroir décrit, par construction, le plan de l'équateur E; soit ON, sa nouvelle position. Prolongeons S'O jusqu’à sa rencontre M avec la sphère; SM est parallèle à ON (puisque N et O sont les milieux respectifs de SS' et de S'M) : la droite SM décrit donc le plan du petit cercle C, parallèle à l'équateur. Comme M est fixe, on voit alors de suite que, quand $ estvenuenS,, l'angle SMS, (ou NON,) dont on a tourné le miroir est moitié de SIS,, c'est-à-dire moitié de l'angle horaire dont a tourné le Soleil. Il faut donc bien faire tourner le miroir d’un tour en 48 heures.

On voit encore que, la position de S étant donnée, on peut, en changeant l'orientation de ON dans le plan E (c’est-à-dire en faisant tourner le miroir) faire décrire à OS/ un cône d’axe POP’ et de base C, que tout plan passant par O coupe suivant deux droites. On peut donc en général renvoyer, si l'on veut, le faisceau dans une direction horizontale ; on n’est toutefois pas libre de choisir celle ci arbitrairement : elle dépend en effet de l'angle S'OP' ou SOP, c'est-à-dire de la distance polaire du Soleil. — Aux éclipses, où l'on utilise en général, pour un Jour déterminé, une installation de fortune dans un endroit inoccupé, on se contente souvent de pareils cœlostats à un seul miroir : on cherche alors sur le terrain la direction fixe horizontale où les rayons solaires peuvent être renvoyés et on y dispose les appareils d'étude (chambres photogra-

Fig. 53.

phiques, spectroscopes, ete.). Mais, dans les Observatoires

où il faut pouvoir observer tous les jours, on oriente le miroir de façon à réfléchir le faisceau dans une direction fixe du plan méridien et un deuxième miroir, pouvant se

Lars

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déplacer horizontalement dans la direction Nord-Sud, renvoie alors les rayons horizontalement dans la direction du Nord où l’on place le spectrohéliographe (fig. 54).

Freinière | à fesest ae COR EE 20 D Lure EF Pr Seconde 0} \- "fente P\E Fig. 54. — Installation schématique d'un spectrohéliographe à cælostat.

. Montrons qu'avec le Cælostat les images ne tournent pas. Considérons le cercle horaire PSL (fig. 55) du Soleil et celui P'S'L' du faisceau réfléchi. Les deux triangles sphériques SNL, S'NL'sont égaux (hypoténuse égale, angle en N égal); donc N est le milieu de LL’.

Tous les points du cercle horaire PSL ont alors pour images réfléchies des points de P'S'L/, qui est fixe puisque OS l’est. Le Ciel entier, vu dans un cœlostat, ne parait donc pas tour-ner après la première réflexion et pas davantage après la seconde, puisque le second miroir est immobile.

6. SPECTROHÉLIOGRAPHES A COELOSTAT. — (Quand on emploie un sidérostat où un cœlostat. on déplace parfois en bloc le spectroscope devant l'image solaire et devant la plaque qui restent alors fixes : il en est ainsi au Snow Telescope (1) du Mont Wilson et au Spectrohéliographe Chrétien de Marseille. — Cette solution, excellente d'ailleurs, exige que les images solaires initiale et finale soient égales et dans des plans parallèles : le faisceau doit donc tourner de 180° exactement, ce qui conduit souvent à placer à l’intérieur de l’ap-

(1) G. E. Haze, The Study of Stellar Evolution, déjà cité, p. 131.

pareil un petit miroir auxiliaire » (fig. 56). D'autre part il n’est guère possible ainsi, sauf avec un objectif de projection de très long foyer, d’avoir, après dispersion, de grandes images.

Aussi, dans les très grands appareils modernes, laisse-t-on absolument fixes les pièces optiques (collimateur, réseau,

chambre) du spectroscope pour déplacer, indépendamment mais synchroniquement, avec des vitesses en rapport cons- | tant, l’image solaire (c'est-à-dire l'objectif principal) et la

Fig. 57. — Marche des rayons dans le grand spectrohéliographe de Meudon.

plaque photographique. La réalisation de vitesses régulières est délicate : on emploie à Meudon de petits moteurs électriques Baudot à régulateur et à changement de vitesse régla- ; ble.

La lumière diffusée à l’intérieur de l'appareil par toutes les

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pièces plus où moins indirectement éclairées qui s'y trouvent risquerait, avec de longues poses, de voiler les clichés. Pour l’éliminer, on reprend à Meudon (1) le faisceau, au sortir des prismes (ou du réseau), sur un miroir plan auxiliaire 4 (fig. 57); de là il est renvoyé sur un miroir concave /, au foyer duquel une seconde fente »1 arrête en grande partie la lumière parasite. Le faisceau tombe ensuite sur un second miroir concave », ayant lui aussi son foyer en m ; redevenu

Fig. 58. — Spectro-enregistreur de vitesses de Meudon. Portion de cliché,

parallèle, il traverse alors un prisme 0, qui achève de le purifier, en rejetant de côté les radiations nuisibles : un objectif (en p, g ou r) donne enfin, derrière une 3° fente s, et sur la plaque qui se déplace comme on l’a vu, l’image monochromatique finale.

(4) Annales de Meudon, déjà citées, t. IV, p. 39.

Onutlise encore à Meudonun instrumentspécial, lespectroenregistreur des vitesses (1), qui est analogue aux précédents à cela près que les mouvements n’y sont plus continus, mais se font par saccades, après élargissement de la 2° fente : on obtient alors une série de sections du Soleil dans chacune desquelles on peut apprécier, par rapport à l’image du bord

Fig. 59. — Le « 150-foot Tower Telescope » du Mont Wilson.

de la 2° fente, la position de la raie envisagée. En photographiant sur un coin de la plaque un spectre de comparaison

(4) H. Desaxpres, Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 113, 1891, p. 307 et t. 117, 1893, p. 1053. — Voir aussi, Bulletin Astronomique, t. XI, 1894, p. 425.