# La contribution instrumentale de l'Observatoire de Paris à l'observatoire et à la Maison du Soleil de Saint Véran

Jean-Marie Malherbe

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Jean-Marie Malherbe. La contribution instrumentale de l'Observatoire de Paris à l'observatoire et à la Maison du Soleil de Saint Véran. Observatoire de Paris - PSL. 2024. hal-04698884

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# La contribution instrumentale de l'Observatoire de Paris à l'observatoire et à la Maison du Soleil de Saint Véran

Jean-Marie Malherbe, astronome émérite, OP, 15 Septembre 2024

## Résumé

Nous présentons un bref historique de la création de la station scientifique d'altitude de Saint Véran (Pic de Château Renard) par l'Observatoire de Paris (OP) entre 1974 et 1982, puis de sa contribution instrumentale (2015) à la fondation de la Maison du Soleil (MdS), dédiée à l'interprétation pédagogique de la nature de notre étoile. L'ensemble de ces opérations a été réalisé sous l'égide de l'astronome Paul Felenbok (1936-2020), qui fut aussi concepteur de la scénographie. Ce travail est dédié à sa mémoire.

## Introduction générale

L'Institut National d'Astronomie et de Géophysique du CNRS (INAG) recherchait, au tout début des années 70, un excellent site d'altitude pour y placer un grand télescope de la classe des 4 mètres. Pour ce faire, une campagne de site fut lancée, et il apparut que le Pic de Château Renard au dessus de Saint Véran (Queyras, département des Hautes Alpes) semblait être le meilleur site nocturne français. Cependant, c'est finalement Hawaï (sommet du Mauna Kea à 4200 m d'altitude) qui l'emporta dans le cadre d'une collaboration franco-canadienne avec l'université d'Hawaï, donnant naissance au CFHT mis en opération en 1979. Il fallait cependant aller plus avant dans la qualification d'un nouveau site français, destiné à recevoir les petits instruments du futur, le Pic du Midi ayant été estimé comme saturé à l'époque. C'est ainsi que l'équipe de Paul Felenbok (astronome à l'observatoire de Paris-Meudon, 1936-2020) s'attela à la création de la station d'altitude de Saint Véran à 2930 m, pour y implanter un coronographe (figure 1) muni d'une caméra électronique à vanne (type Lallemand), dans la lignée des missions d'éclipses totales du groupe en 1970 (Mexique) et 1973 (Mauritanie). Ce projet, en termes de logistique, partait de rien, tout était donc à construire, comprenant une piste d'accès, l'installation d'une base de vie avec électricité, chauffage et téléphone, l'implantation d'une coupole et d'un instrument de pointe, le tout très compliqué par l'altitude de la station et la faiblesse des ressources. Nous nous focaliserons seulement sur :

- I. La grande coupole de 7 m de l'Observatoire de Paris (page 4)

- II. Le coronographe (page 15)

Le groupe ayant arrêté les recherches coronales en 1982, la station a été mise en sommeil durant 7 ans puis confiée à l'association AstroQueyras en 1989, ce qui a conduit à la rénovation de la base de vie en 2015, grâce à des subventions locales et européennes, ainsi qu'à la création de la Maison du Soleil (figure 2, 3 & 4) au village, lieu d'interprétation pédagogique sur l'étoile Soleil, monté sous la direction scientifique de Paul Felenbok et de Jacques Léorat. Dans ce cadre, l'OP a prêté pour une durée indéterminée les équipements suivants, dont nous parlerons plus loin :

- III. Le coélostat à deux miroirs plans (page 26)

- Deux miroirs plans, dont un escamotable, pour le renvoi du faisceau du coélostat vers le dispositif de projection de l'image solaire (objectif Janssen-Henry + agrandisseur)

- IV. L'objectif Janssen-Henry, qui a été construit pour l'Observatoire du Mont Blanc, et un objectif agrandisseur (page 31)

- V. Le miroir de télescope solaire alimentant le spectrographe (page 35)

- VI. Le grand spectrographe de laboratoire à haute résolution SHARMOR (page 37)
Nous terminerons par la présentation d'un projet de mini spectrohéliographe SOLEX (VII, page 44), dans le cadre d'une collaboration PRO/AM envisageable un jour entre la MdS et l'OP à Meudon.

<figure><img src="image_2.png" /><figcaption>**Figure 1** : la coupole métallique de 7 m de l'observatoire de Paris abrita un grand coronographe entre 1975 et 1981, monté sur une table équatoriale de l'observatoire de Nice (crédit OP).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_3.png" /><figcaption>**Figure 2** : les éléments mis en place par l'OP à la MdS (coélostat à deux miroirs plans, deux miroirs de renvoi, objectif de 30 cm, agrandisseur pour projection au mur ; miroir de télescope de 50 cm, grand spectrographe de laboratoire à haute dispersion SHARMOR ; pour passer de l'un à l'autre des deux dispositifs, il faut simplement translater le miroir escamotable (détails figures 3 & 4, crédit OP/MdS).</figcaption></figure>
<figure><img src="image_4.png" /></figure>

**Figure 3** : faisceaux à la MdS, vue vers le **nord** : en jaune, le faisceau d'imagerie en lumière blanche ; en orange, le faisceau alimentant le spectrographe situé dans un espace adjacent à gauche (crédit OP/MdS)

<figure><img src="image_5.png" /></figure>

**Figure 4** : faisceaux à la MdS, vue vers le **sud** : en jaune, le faisceau d'imagerie en lumière blanche ; en orange, le faisceau alimentant le spectrographe situé dans un espace adjacent à droite (crédit OP/MdS)
# I - Démontage et remontage à Saint Véran de la coupole de l'OP en 1974-1975

Nous présentons ci-dessous quelques éléments historiques retraçant l'installation de la grande coupole de 7 mètres de l'OP à Saint Véran, sur le Pic de Château Renard à 2930 m d'altitude.

## I - 1- La coupole de 7 mètres et son annexe transférés à Saint Véran en 1974

L'histoire de cette coupole commence en 1858 lorsque Urbain Le Verrier (1811-1877) décide la création d'un équatorial sur la tour de l'Ouest du bâtiment Perrault de l'Observatoire de Paris (figure 5).

<figure><img src="image_6.png" /><figcaption>Figure 5 : la coupole « Jean » de la tour de l'Ouest en Avril 1934 (archives OP)</figcaption></figure>

Cette coupole en bois de 7 mètres de diamètre (avec annexe accolée, figure 6) fut commandée à Joseph Jean, entrepreneur en menuiserie, par Le Verrier en Mai 1857 et livrée dans le courant de l'année 1858. Le Verrier décida de l'équiper d'un équatorial portant une lunette de 31 cm et de 5.25 m de longueur focale. L'instrument (figure 7) fut construit sur les indications de Villarceau (1813-1883) par Eichens qui dirigeait les ateliers Secrétan. L'ensemble fut livré en 1858, et la première observation eut lieu en Octobre 1858 (comète Donati). Villarceau estima que l'objectif n'était pas de qualité suffisante et il fut retouché puis accepté définitivement en Novembre 1860. La mécanique se révéla excellente, mais l'optique laissait encore à désirer. Un contrat fut alors passé avec l'opticien Martin (1824-1896) pour la fourniture d'un nouvel objectif de 32 cm et 5.25 m de distance focale, livré en 1878. Il ne fut mis en place qu'en 1884 quand Bigourdan (1851-1932) constata des erreurs systématiques introduites par l'objectif d'origine. L'équatorial lui servait jusqu'alors aux mesures d'étoiles doubles, planètes, comètes ; de 1884 à 1909, Bigourdan l'employa à la mesure de positions de nébuleuses. Au cours de travaux d'entretien effectués sur la coupole (charpente intérieure et peinture extérieure), un début d'incendie se déclara en Juillet 1904, mais il fut maîtrisé rapidement par les pompiers : l'instrument n'avait pas souffert, mais le revêtement intérieur (lattes de bois) et la charpente étaient affectés, et une réparation fut engagée de suite.
La coupole fut de nouveau repeinte en 1931. De 1933 à 1949, le médecin Paul Baize (1901-1995), collaborateur bénévole de l'OP, y effectua des mesures d'étoiles doubles. Il écrivit : « après la guerre, la coupole, percée en maints endroits par des éclats de DCA, commença à laisser passer la pluie. Son délabrement devint tel qu'à la suite d'une tempête qui arracha deux volets à la trappe, il fallut interrompre les observations, et en Janvier 1949, démonter la lunette. Mr Danjon (le directeur de l'OP) m'offrit alors de passer à la tour de l'Est, et de prendre en mains l'équatorial de 38 cm ».

<figure><img src="image_7.png" /><figcaption>**Figure 6 :** la coupole « Jean » de 7 mètres de la tour de l'Ouest en Mai 1934 (archives OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_8.png" /><figcaption>**Figure 7 :** l'équatorial de la tour de l'Ouest et sa lunette de 32 cm (archives OP)</figcaption></figure>
La coupole « Jean » en bois de 1858 fut donc abandonnée et remplacée par une coupole métallique neuve avec annexe (figures 8, 9 & 10) dans le courant des années cinquante, c'est celle transférée à Saint Véran en 1974. Nous n'avons pas réussi à identifier son constructeur dans les archives ; il ne peut s'agir d'Eiffel, comme on a pu le lire parfois, mais l'hypothèse d'une des entreprises de construction métallique ayant succédé aux ateliers Eiffel ne peut être écartée. Une table équatoriale y fut placée (figure 10).

<figure><img src="image_9.png" /><figcaption>**Figure 8 :** nouvelle coupole métallique de la tour de l'Ouest (vers 1955, archives OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_10.png" /><figcaption>**Figure 9 :** coupole métallique de la tour de l'Ouest en Septembre 1961 (archives OP)</figcaption></figure>
<figure><img src="image_11.png" /></figure>

<figure><img src="image_12.png" /><figcaption>**Figure 10** : coupole métallique et table équatoriale de la tour de l'Ouest en Mai 1974 (archives OP)</figcaption></figure>

# I-2 - Eté 1974 : transfert de la coupole de la tour de l'Ouest au Pic de Château Renard, Saint Véran

Après l'éclipse solaire totale de Mauritanie (30 Juin 1973, la fameuse éclipse poursuivie par l'avion supersonique Concorde durant une heure), le groupe « Caméra électronique » de Paul Felenbok de l'Observatoire de Paris-Meudon, souhaitait poursuivre ses observations de la couronne solaire avec une caméra électronique type Lallemand montée sur un coronographe ; il restait à trouver un bon site et un instrument d'observation adéquat pour une période assez longue.

Le Pic du Midi étant considéré comme saturé à cette époque (pas de coronographe libre, difficulté d'adjonction d'un lourd et volumineux instrument à une monture existante), le groupe chercha ailleurs. La préparation de l'éclipse de 1973 s'était déroulée à Auron (Alpes du Sud), en haut du téléphérique, d'accès facile. Cependant, l'Institut National d'Astronomie et de Géophysique (INAG) du CNRS (devenu INSU aujourd'hui), à la suite d'une campagne de sites en 1970 et 1971, avait identifié le Pic de Château Renard comme étant le meilleur site nocturne de France (mais en solaire, c'est toujours moins bon à cause de l'échauffement du sol). A ce moment, l'INAG démarrait un projet de grand télescope nocturne de la classe des 4 mètres, qui finalement devint opérationnel en 1979 à Hawaï en collaboration avec le Canada et l'Université d'Hawaï, à 4200 m d'altitude. C'est le CFHT dont la coupole est tellement vaste qu'elle pourrait abriter un télescope multi-miroirs de 10 m. Mais revenons en 1974 : l'INAG recommanda le développement du coronographe à Saint Véran, permettant de démarrer l'aménagement du site, de le qualifier et de le caractériser par des observations de pointe et régulières. Site qui sera abandonné en 1982, les forces s'étant déplacées vers le CHFT tout neuf.

Le département des Hautes Alpes prit en charge la construction de la piste d'accès en Juin 1974 (uniquement praticable en été aux 4 x 4). L'Observatoire de Paris fournit la coupole, et l'INAG la cabane d'habitation en tôle et les groupes électrogènes (car il n'était pas possible d'y monter le réseau EDF).
L'Observatoire de Nice prêta une table équatoriale pour la coupole. L'instrument solaire (un coronographe de 25 cm et 3 m de focale) put être installé en Octobre 1975. La coupole métallique de 7 m de diamètre et 9 m de haut de l'Observatoire de Paris nécessita la réalisation d'une solide fondation en maçonnerie. Sous le plancher d'observation, on trouvait un sous sol servant d'atelier. A la coupole était adossée à une annexe métallique de 5 m de haut à double niveau. L'ouverture de la coupole faisait 2.30 m et elle tournait sur 360°, ces deux mouvements étant manuels. Le démontage, le transport, et le remontage ont pris deux ans (1974-1975). Gabriel Rousset (Meudon) écrivait plus tard, en 1981 : « Nous nous trouvions en présence d'une coupole rouillée, ayant souffert du démontage et du remontage étalé sur deux ans, avec un point dur en rotation et un léger désalignement des trappes de fermeture ; une étanchéité nulle à la neige et un phénomène de condensation. Pour éliminer ces défauts, il a fallu refaire la peinture par un artisan ; recaler les galets de rotation pour réduire le point dur ; éliminer les infiltrations de neige par un système de joints et de jupes, et un recouvrement au mastic de toutes les jointures ; projeter du polyuréthane sur la paroi intérieure de la coupole pour empêcher la condensation. Ces travaux se sont étalés sur deux campagnes d'été, moyennant quoi nous avions une coupole à peu près convenable, ayant toujours un défaut de rotation et de fermeture des trappes ». Le montage de la station a nécessité la participation active de nombreuses personnes, y compris quelques habitants de Saint Véran, qui sont citées par Remy Bellenger, le responsable technique, ici : https://www.bellenger.fr/participants.html. On voit quelques photographies du montage de la coupole et de la station sur les figures 11 à 15.

<figure><img src="image_13.png" /><figcaption>**Figure 11** : installation de la base de vie (à gauche) et de la coupole, automne 1974 (crédit OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_14.png" /><figcaption>**Figure 12** : ensemble du site et coupole en cours d'assemblage, automne 1974 (crédit OP)</figcaption></figure>
<figure><img src="image_15.png" /><figcaption>**Figure 13** : assemblage de la coupole, avec ses deux niveaux, automne 1974 (crédit OP).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_16.png" /><figcaption>**Figure 14** : travaux sur le site été 1975, la coupole et son annexe (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>
<figure><img src="image_17.png" /><figcaption>Figure 15 : travaux sur le site été 1975 (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>

En Septembre 1977, la station (figures 16 à 20, et cartes postales de la figure 21) comportait en sus de la coupole et de son annexe, selon les archives de Paul Felenbok :

- une cabane métallique de 40 m² servant de base de vie, comprenant cuisine, séjour, chambre, salle de bain, pouvant héberger 4 personnes. Elle était chauffée au gaz (12 bouteilles de 37 kg), l'eau (non potable) était délivrée par des cuves (14000 litres), et l'électricité par des groupes.

- une seconde cabane métallique de 15 m² servant d'entrepôt et d'abri au liquéfacteur.

- un abri en parpaings contenant 3 groupes électrogènes de 4, 6 et 10 KVA, ainsi qu'un petit groupe de 1 KVA à usage domestique ; la cuve à fuel (3000 litres) était installée dessous.

- un tunnel en tôle ondulée reliant la coupole à l'habitation, et un second vers l'entrepôt.

- une ligne téléphonique hertzienne et une liaison radio de secours.

La mise en route du CFHT à Hawaï en 1979 précipita sans doute l'arrêt rapide de l'opération Saint Véran, qui n'aura duré que quelques années, et dont les moyens et ressources humaines étaient certainement insuffisants pour assurer, avec une instrumentation sans doute trop ambitieuse (la caméra électronique à vanne, sous vide et refroidie à 77 K par de l'azote liquide, ne donna pas satisfaction), une production scientifique de niveau international. Son abandon fut décidé en 1982. L'avenir de la coupole se posa alors, et dans son expertise de Novembre 1981, Gabriel Rousset disait : « un nouveau démontage et remontage de cette coupole, s'il n'est pas impossible, présente de grosses difficultés. En effet, on ne peut pas concevoir une telle opération sans revoir complètement le chemin de mouvement de rotation et son système d'entraînement ; sans revoir le système d'ouverture et de fermeture des trappes ; sans refaire tous les joints d'étanchéité et la projection de polyuréthane qui serait fatalement détruits par le démontage, et la peinture. En raison de ces inconvénients majeurs, je pense qu'un tel projet tient plus de la restauration pour musée que d'un moyen sérieux, rapide et économique mis à la disposition des chercheurs. » En conséquence, le coronographe fut retiré, mais la coupole et la base de vie restèrent sur place, inoccupées durant plusieurs
années. Il semble évident que les conditions précaires d'accès, de travail et d'hébergement de ce site de haute montagne ont eu raison de la ténacité des astronomers (en comparaison, le Pic du Midi est équipé d'une infrastructure lourde en maçonnerie, d'un téléphérique depuis 1952, d'une ligne électrique HT enterrée de forte puissance, du réseau internet à haut débit ; son fonctionnement repose sur une permanence technique 24H/24, et son usage est inter-ministériel, car il y a TDF et la navigation aérienne).

<figure><img src="image_18.png" /><figcaption>**Figure 16:** le site vers 1977 (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_19.png" /><figcaption>**Figure 17** : la coupole et le coronographe avant remise en peinture (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>
<figure><img src="image_20.png" /><figcaption>Figure 18 : plan de la coupole et de son annexe (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_21.png" /><figcaption>Figure 19 : coupe de la coupole et de son annexe à deux niveaux (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_22.png" /><figcaption>Figure 20 : carte de vœux 1976 du groupe caméra électronique (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>
<figure><img src="image_23.png" /><figcaption>Figure 21 : deux cartes postales du site</figcaption></figure>

## I-3 - Vers une seconde vie pour la coupole et la station

La deuxième vie de la station de Saint Véran a commencé après une visite de Paul Felenbok et de Jacques Léorat au cours de l'été 1988 : ils constatèrent avec surprise le bon état des installations après 6 ans de fermeture (figure 22) ; Léorat s'est alors mis en campagne pour intéresser les astronomes amateurs et promouvoir la diffusion de la culture scientifique, avec la bienveillance de la direction de l'OP. La suite s'est réalisée à partir de 1989, avec l'association AstroQueyras et l'installation d'un télescope de 62 cm (figure 23) prêté par l'OHP (Observatoire de Haute Provence), ouvert aux amateurs dès 1990.
<figure><img src="image_24.png" /><figcaption>**Figure 22** : le site vers 1989 lors de sa reprise en mains par les astronomes amateurs</figcaption></figure>

<figure><img src="image_25.png" /><figcaption>**Figure 23** : télescope de 62 cm dans la coupole de 7 m (archives P. Felenbok, OP)</figcaption></figure>

## I-4- Quelques références

* Archives de Paul Felenbok, Observatoire de Paris

* Remy Bellenger (station, coupole, instruments, participants) : https://www.bellenger.fr/saint-veran.html

* François Taris (eclipses, CFHT, Saint Véran) : https://stveran.obspm.fr/Histoire.html

* Dominique Menel, Histoire de l'Observatoire de Saint Véran, Cahiers Clairaut, 2017, n°160, page 28

* Philippe Véron, observatoires français, 1850-1950, http://www obs-hp fr/dictionnaire/observatoires.pdf
## II - Historique de la coronographie à l'Observatoire de Saint Véran (1975-1981)

Nous retraçons dans ce chapitre l'histoire de la coronographie sous la coupole de 7 mètres de l'OP à Saint Véran, au Pic de Château Renard, de 1975 à 1981. Une belle aventure technologique, qui néanmoins ne fut pas un franc succès scientifique ; nous tentons d'expliquer pourquoi.

### II-1-La caméra électronique Lallemand et la coronographie solaire

Le Pic de Château Renard avait été identifié comme le meilleur site nocturne de France par l'Institut National d'Astronomie et de Géophysique du CNRS dans sa campagne de site (1970-1971), cependant c'est le site d'Hawaï à 4200 m d'altitude qui fut retenu en 1972 pour la construction du télescope franco-canadien (CFHT) de 3.60 m de diamètre. A la même époque, où les cibles CCD ou CMOS n'existaient pas, émergeaient quelques projets de coronographie intégrant une caméra électronique Lallemand : son principe, basé sur la photoélectricité (conversion photon/électron par une photocathode, puis focalisation des électrons par lentilles électroniques sur une plaque photo nucléaire) la rendait 100 fois plus sensible que la photographie classique, proche des CCD modernes. Le premier montage d'une caméra électronique sur un coronographe associé à un spectrographe a été fait par J.-P. Rozelot et R. Despiau (le célèbre pyrénéiste) au Pic du Midi en 1972 (figure 24). Les premières observations d'une éclipse totale à la caméra électronique ont été menées par Fort *et al* en 1970 au Mexique. Deux ans plus tard, le groupe caméra de Meudon alignait à l'éclipse de 1973 en Mauritanie, après avoir fait des tests en haut du téléphérique d'Auron (Alpes du Sud, figure 25), deux caméras électroniques ; l'une pour l'imagerie dans les raies coronales, et l'autre pour la spectroscopie, expériences conduites par B. Fort et J.-P. Picat (figure 25). Il apparut alors naturel au groupe de Meudon, dirigé par Paul Felenbok, de poursuivre son investissement technico scientifique sur un coronographe à poste fixe, placé à Saint Véran, un bon site en perspective où tout restait à créer.

<figure><img src="image_26.png" /></figure>

**Figure 24** : le spectro coronographe de 15 cm de J.-P. Rozelot (1972) fut le premier à fonctionner (occasionnellement) avec une caméra électronique type Lallemand, au Pic du Midi (caméra non montée sur la photo, crédit Rozelot)

On notera au passage que l'équipe Felenbok avait mis au point une caméra électronique à vanne (figure 26), évitant le casser le vide autour de la photocathode lors du changement de plaque nucléaire, les questions de vide et de refroidissement extrême (azote liquide à 77 K) constituant des obstacles majeurs à l'emploi de ces caméras, surtout dans un environnement à logistique très réduite. Comme les structures solaires évoluent rapidement, il était également essentiel de pouvoir changer de plaque facilement.
<figure><img src="image_27.png" /></figure>

**Figure 25** : les caméras électroniques du groupe de Paul Felenbok (en bas à droite) testées à Auron (en haut, à gauche) puis en place en Mauritanie pour l'éclipse de 1973 (tiré d'un film du CNRS).

<figure><img src="image_28.png" /></figure>

**Figure 26** : plan (1982) montrant la complexité d'une caméra électronique à vanne (archives OP).

## II – 2 - Principe du coronographe

Celui-ci a été énoncé par Bernard Lyot dès 1932. Il a été résumé plus simplement par Françoise Crifo (1981). Il s'agit d'un instrument beaucoup plus subtil qu'une lunette astronomique, parce qu'on s'intéresse à la couronne qui est $10^6$ fois moins lumineuse que le disque solaire, dont la lumière pénètre
aussi dans l'appareil et produit des parasites. On a tout d'abord comme gêne la diffusion par les poussières du ciel (atténuée en haute montagne) et le fond de ciel bleu, aussi brillant que la couronne ; on aura donc intérêt à observer vers le rouge avec des filtres, car la diffusion Rayleigh, en 1/λ⁴ où λ est la longueur d'onde, domine dans le bleu. Ensuite, on se trouve confronté à la réflexion de la lumière sur les faces internes de l'objectif (figure 27), qui est 1000 fois plus brillante que la couronne. Au niveau du foyer primaire, dans le plan image, un cône réfléchissant occulte le disque solaire ; mais il existe un foyer secondaire en F1, résultant de deux réflexions internes (atténuation R = 0.04² = 0.0016). Le foyer F1 a une focale très courte, égale à [(n-1)/(3n-1)]*F = F/7 pour un indice de réfraction n = 1.5, si F est la focale du foyer primaire. La diffraction de la lumière (figure 28) par les contours de l'objectif, également 1000 fois plus brillante que la couronne, doit être éliminée. Comment faire ? On place près du cône occulteur, au voisinage du foyer primaire, une lentille de champ L, qui va former une image de l'objectif dans le plan pupille. A cet endroit, un diaphragme D va couper les bords diffractifs de cette pupille. Juste derrière ce diaphragme, se trouve l'image du foyer secondaire F1 par la lentille de champ L, c'est un petit disque lumineux central de quelques mm (figure 28), que l'on va masquer par la pastille de Lyot Pa. Après avoir éliminé ces défauts, une image de la couronne se forme plus loin sur la plaque photo.

<figure><img src="image_29.png" /></figure>

**Figure 27** : schéma d'un coronographe (d'après F. Crifo, 1981). Le cône occulteur est au foyer de l'objectif. F1 est le foyer secondaire formé par deux réflexion internes. L est une lentille de champ formant une image de l'objectif en D, où la pupille est diaphragmée pour éliminer la diffraction des bords. Pa est l'image de F1 par L, qu'on élimine par un petit masque circulaire (pastille de Lyot).

<figure><img src="image_30.png" /></figure>

**Figure 28** : image d'un objectif de coronographe de bonne qualité (D'après Dollfus, 1983). On distingue le bord diffractif et le reflet central (les deux sont 1000 fois plus lumineux que la couronne, on les élimine en plaçant dans l'image de la pupille un diaphragme D, et en occultant l'image du foyer secondaire F1 par la pastille Pa). Il y a aussi des poussières, des hétérogénéités, des rayures et des bulles, qui diffusent un peu partout la lumière dans le verre de l'objectif. Il en faut le moins possible, on les limite en prenant une lentille simple nécessitant une qualité et un polissage exceptionnels. On travaillera ensuite avec des filtres étroits à cause du chromatisme du verre, non corrigé. Un miroir serait bien plus diffusant.

## II – 3 - Le coronographe de Saint Véran

Paul Felenbok nous a laissé un schéma optique (figure 29). L'objectif est une lentille simple de 25 cm de diamètre et 300 cm de focale (figure 30). L'image solaire au foyer fait 2.8 cm de diamètre et est interceptée
par le cône réfléchissant. A cet endroit, dans le plan image, se trouve une lentille de champ de 85 cm de focale. Elle forme une image de la pupille d'entrée 120 cm plus loin, là où se trouve le diaphragme et la pastille de Lyot. Le diaphragme réduit le coronographe de 25 cm à 16 cm en éliminant le bord diffractif. Le foyer image secondaire, issu des 2 réflexions internes dans l'objectif, est à 43 cm de celui-ci et donne une petite (mais lumineuse) image parasite de 0.4 cm de diamètre ; son image par la lentille de champ, derrière le diaphragme, est encore plus petite et occultée par la pastille de Lyot.

<figure><img src="image_31.png" /><figcaption>**Figure 29** : schéma du coronographe de Saint Véran (archives P. Felenbok, OP).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_32.png" /><figcaption>**Figure 30** : l'objectif de 0.25 m de diamètre et 3 m de focale, poli par Demarcq (ancien laboratoire d'optique de l'Observatoire de Nice). Il s'agit d'une lentille simple plan convexe de 1.5 m de rayon de courbure.</figcaption></figure>

Suit un train de deux lentilles encadrant un filtre interférentiel isolant une raie d'émission coronale, de quelques Angström de largeur. Il s'agit d'un système afocal constitué de deux lentilles convergentes, de focales respectives 120 et 62 cm. En effet, l'image solaire et le cône sont au foyer objet de la première lentille ; le filtre sera donc traversé par un faisceau de rayons parallèles ; la seconde lentille formera en son foyer F, à 62 cm, une image de la couronne. Le rapport des focales des deux lentilles étant 2, en F la focale équivalente devient $300/2 = 150$ cm, ce qui fait que le Soleil aura un diamètre de 1.4 cm en sortie.
Au foyer F (figure 29), on peut installer une caméra électronique type Lallemand, un appareil photo classique, ou bien un petit spectrographe. C'est le spectrographe conçu pour l'éclipse de 1973 en Mauritanie qui fut réemployé. Bien entendu, le récepteur est dans tous les cas une plaque photo classique ou nucléaire (pour la caméra électronique). Un développement des plaques est nécessaire avant passage sur un micro densitomètre (Joyce ou PDS par exemple), permettant de mesurer les densités photographiques et de les convertir en valeurs numériques traitables par un ordinateur (à l'époque, IBM 360/65 de l'INAG et PDP 11/34 du Service de Traitement Informatique des Images de Meudon, puis VAX11/780 à partir de 1981).

$$
\begin{array}{l}
\text{Abscisse } z = \quad 0 \text{ cm, objectif } \emptyset 25 \text{ cm, } f = 300 \text{ cm} \\
\quad 43 \text{ cm, foyer secondaire, } \emptyset \text{ image } 0.4 \text{ cm} \\
\quad 300 \text{ cm, foyer primaire, } \emptyset \text{ image } 2.8 \text{ cm, cône occulteur, lentille de champ } f = 85 \text{ cm} \\
\quad 300 + 118 \text{ cm, plan pupille } \emptyset 10 \text{ cm, diaphragme de Lyot } \emptyset 6.4 \text{ cm, pastille de Lyot } \emptyset 0.2 \text{ cm} \\
\quad 300 + 120 \text{ cm, } \text{1ère lentille du système afocal, } f = 120 \text{ cm} \\
\quad 300 + 125 \text{ cm, filtre interférentiel étroit thermostaté} \\
\quad 300 + 130 \text{ cm, } \text{2ème lentille du système afocal (}\gamma = 0.5\text{), } f = 62 \text{ cm} \\
\quad 300 + 130 + 62 \text{ cm, foyer image, } f_{\text{équivalente}} = 150 \text{ cm, } \emptyset \text{ image } 1.4 \text{ cm}
\end{array}
$$

Le spectrographe, de grandissement 2/3, disposait d'un réseau de 10 x 10 cm², 600 traits/mm, donnant une dispersion de 12 Å/mm dans le second ordre, et une résolution spectrale de 0.3 Å à l'ordre 2. Son domaine utile était la bande de 3000 Å à 11000 Å.

La figure 31 montre le coronographe en test à Meudon avant son transport à Saint Véran sous sa coupole (figure 32).

## Programme scientifique envisagé

L'utilisation de la caméra électronique à vanne devait permettre d'observer des images coronales monochromatiques dans la raie verte (5303 Å du FeXIV, figure 33) jusqu'à 0.4 rayon solaire du bord et 0.8 rayon dans les raies IR de FeXIII (10747 Å, 10798 Å). De telles observations permettent de remonter à la densité électronique et à la température jusqu'à 0.8 rayon, et tracer la direction du champ magnétique coronal. Plus précisément, les expériences envisagées étaient les suivantes :

- Mesurer la densité et la température électronique grâce à des ions voisins, tels FeXIII et FeXIV.

- Tracer la direction du champ magnétique par la mesure de la polarisation linéaire de la raie IR de FeXIII à 10747 Å et de la raie verte du FeXIV.

- Etudier l'interface protubérance/couronne (condensation, échange de matière) grâce aux raies Hα (matière froide à $10^4$ K) et à la raie rouge de FeX à 6374 Å à $10^6$ K (figure 33).

- Etudier les oscillations des protubérances, sous réserve de disposer d'une résolution temporelle suffisante (moins d'une minute).

- Mesurer le champ magnétique des protubérances dans la raie IR de HeI à 10830 Å, par mesure de la dépolarisation et de la rotation du plan de polarisation (effet Hanle).

Il n'y avait rien de vraiment nouveau par rapport aux programmes menés au Pic du Midi par Ratier, Arnaud, Charvin, Noëns, Leroy, Rozelot et d'autres à la même époque. Ce qui était nouveau, c'était l'emploi de la caméra électronique comme détecteur principal. Rappelons que l'intérêt de cette caméra était sa sensibilité, sa linéarité, son absence de seuil, donc un gain important en photométrie permettant, soit de détecter en spectroscopie (figure 34) des raies coronales plus faibles, soit d'imager plus haut la couronne (à condition que le ciel le permette). On retrouvera ces avantages quelques années plus tard avec les CCD, sans les inconvénients du vide et de la cryogénie.
<figure><img src="image_33.png" /><figcaption>**Figure 31** : le coronographe avec la caméra électronique, testés à Meudon (archives P. Felenbok, OP).</figcaption></figure>
<figure><img src="image_34.png" /><figcaption>**Figure 32** : le coronographe dans sa coupole à Saint Véran, en 1977, avec la caméra électronique à vanne refroidie à l'azote liquide à 77 K (archives P. Felenbok, OP).</figcaption></figure>
<figure><img src="image_35.png" /></figure>

Figure 33 :

images monochromatiques de la couronne (boucles magnétiques chaudes) et des protubérances (froides) avec des filtres interférentiels étroits (quelques Angström de bande passante), obtenues en photo classique 24 x 36 mm avec le coronographe de Saint Véran (archives P. Felenbok, OP).

Haut : Couronne chaude

Fe X 6374 Å, $10^6$ K (raie rouge)
et

Fe XIV 5303 Å, $2 \times 10^6$ K (raie verte)

Bas : Couronne froide

Hα 6563 Å, $10^4$ K

## II-4 - Pourquoi le succès scientifique ne fut pas vraiment au rendez vous

Comme la caméra électronographique ne fonctionna pas convenablement à cause d'un problème de vide, et il fallut se rabattre sur un classique Reflex 24 x 36 mm Canon à magasin motorisé de 250 vues pour réaliser les quelques spectres et images coronales ou de protubérances (couronne froide) telles les figures 33 et 34, montrant que le coronographe fonctionnait parfaitement du point de vue optique.
Le projet de coronographie à Saint Véran est issu de l'éclipse totale de 1973 en Mauritanie. Au cours d'une éclipse, le ciel est noir, et il est possible d'observer la couronne à grande distance, à plusieurs rayons solaires. C'était le but de la caméra électronique, faite pour l'observation nocturne d'objets peu lumineux du ciel profond. Transposé à Saint Véran, sur un coronographe à occultation interne, tenter de détecter des structures coronales loin du Soleil, dans les raies interdites du fer, avec une caméra électronique 100 fois plus sensible que la plaque photo, constituait un projet vraiment original et audacieux, donc difficile. Mon avis personnel est que le choix de la caméra électronique, avec sa complexité et ses contraintes de vide et de froid, était un pari sans doute trop ambitieux pour Saint Véran, en raison du manque de logistique et de moyens, humains et financiers ; surtout lorsqu'on assure en même temps le démarrage d'une nouvelle station de haute altitude, sans infrastructure préalable, et d'accès très compliqué (figure 35). Rozelot mentionnait déjà cette complexité dès 1972. La photo argentique, mise en place par la suite avec un Canon 35 mm (1979), sauva en quelque sorte l'affaire, mais ce n'était plus aussi innovant par rapport à ce qui se faisait ailleurs, notamment au Pic du Midi.

<figure><img src="image_36.png" /></figure>

**Figure 34** : spectre de la couronne chaude (C) et des protubérances (P) obtenu en photo 35 mm à Saint Véran (archives P. Felenbok, OP). La raie rouge du fer correspond à $T = 10^6$ K, celle du NiXV à 2.3 $10^6$ K. Les protubérances, visibles en Hα et HeI, sont 100 fois plus froides ($10^4$ K) et très brillantes.

<figure><img src="image_37.png" /></figure>

**Figure 35** : arrivée de la chenillette à la station ; à gauche la maison d'habitation ; à droite, la coupole de 7 m du coronographe et son annexe (archives P. Felenbok, OP).

On peut aussi faire remarquer, dans une moindre mesure, la concurrence montante du spatial, embarquant des télescopes équipés de détecteurs à tubes Vidicon, comme le coronographe de SMM de la figure 36 (https://www2.hao.ucar.edu/mlso/solar-maximum-mission/smm-coronagraph-polarimeter). Le satellite Solar Maximum Mission de la NASA n'a fonctionné en fait que six mois en 1980 et est tombé en
panne. Il ne fut réparé qu'en Avril 1984 par une sortie extra véhiculaire de la navette spatiale américaine, alors que le coronographe de Saint Véran était déjà fermé, il n'y a donc eu que 6 mois d'intersection. Le coronographe de SMM fonctionna ensuite jusqu'en 1989. Plus tardivement, les coronographes à très grand champ de LASCO sur SOHO (figure 37, jusqu'à 30 rayons solaires, en opération dès 1996) attestent de l'importance de l'observation coronale, car en 2024 ils sont uniques et toujours maintenus en activité par l'ESA et la NASA ; c'est aussi le cas des télescopes en EUV de l'instrument EIT qui produit des images de la basse couronne dans les raies du fer hautement ionisé, mais dans ce domaine de longueur d'onde, Solar Dynamics Observatory (SDO) fait beaucoup mieux depuis 2010.

<figure><img src="image_38.png" /><figcaption>**Figure 36** : un concurrent spatial pendant 6 mois en 1980, Solar Maximum Mission (NASA, Crédit HAO)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_39.png" /><figcaption>**Figure 37** : Coronographe à très grand champ C3 SOHO/LASCO (ESA/NASA) après 1995.</figcaption></figure>

## II-5 - Quelques références

Archives de Paul Felenbok, Observatoire de Paris

Site de Rémy Bellenger (station, coupole, instruments, participants) : https://www.bellenger.fr/saint-veran.html

Dollfus, A., 1983, « B. Lyot, l'invention du coronographe », *L'Astronomie*, 97, 107.

Crifo, F., 1981, « Les coronographes », *L'Astronomie*, 95, 319.

Lyot, B., 1932, « Etude de la couronne solaire en dehors des éclipses », *Zeitschrift für Astrophysik*, page 73.

Rozelot, J.P., Despiau, R., 1972, « Adaptation de la caméra électronique au coronographe », *Comptes rendus de l'Académie des Sciences* (16 Octobre 1972), 275, série B, 613.
### III - Le coélostat de la Maison du Soleil : un bref historique

Voici un historique du coélostat mis en place à la Maison du Soleil (MdS) en 2015 par l'OP pour capper et suivre le Soleil dans son mouvement diurne. Nous résumons les principaux usages qui en ont été faits, du moins ceux parvenus à notre connaissance, depuis sa naissance en 1905. Par contre, ses deux miroirs plans, changés plusieurs fois, n'ont pas une histoire traçable.

#### III – 1 - L'éclipse de 1905 en Espagne

Pierre Puiseux (1855-1928), célèbre par l'atlas photographique de la Lune réalisé avec Maurice Loewy (1833-1907) au Grand Equatorial Coudé de l'OP, a l'honneur de conduire la mission d'observation d'une éclipse totale de Soleil en Espagne, le 30 Août 1905, à Cistierna (province de Leon, figure 38). La construction de ses instruments fut confiée à Paul Gautier (1842-1909), l'un des facteurs d'instruments astronomiques les plus renommés de l'époque. Puiseux écrit : « la pièce centrale de mon installation était un coélostat à mouvement d'horlogerie et régulateur de Foucault, conduisant deux miroirs plans argentés, l'un de 0.30 m, l'autre de 0.40 m de diamètre. Le premier de ces miroirs avait été prêté par Mr Gautier, le second par l'Observatoire de Paris (il faisait partie du Petit Equatorial Coudé du jardin de Paris, NDLR). La monture du coélostat, très robuste, aurait été capable de recevoir des miroirs de 0.50 m s'il avait été possible de s'en procurer ».

<figure><img src="image_40.png" /><figcaption>Figure 38 : le primaire du coélostat à Cistierna en Espagne en 1905, fixé sur une caisse du Bureau des Longitudes, porte en tandem deux miroirs de 0.3 m et 0.4 m et alimente deux lunettes.</figcaption></figure>

Pour la petite histoire, notons au passage que Victor Puiseux (1820-1883), père de Pierre Puiseux et également astronome, fut aussi un grand alpiniste qui a donné son nom (1848) à la Pointe Puiseux du
Pelvoux (3946 m), magnifique sommet d'Oisans, non loin du Queyras et de la MdS. Il y constata que la Barre des Ecrins était le véritable point culminant du massif.

Henri Deslandres (1853-1948) s'est installé à Meudon en 1898 en apportant de Paris son nouveau spectrohéliographe, qui prit place dans le bâtiment dit du « petit sidérostat » parce que le faisceau solaire y pénétrait par un sidérostat polaire, au Nord du laboratoire (figure 39). Les expériences de Deslandres exigeant des agrandissements, un coélostat fut installé au Sud en 1906, il s'agit de celui ayant servi à la mission Puiseux de 1905 en Espagne. Deslandres écrit : « les appareils reçoivent la lumière d'un coélostat à deux miroirs (0.50 m et 0.30 m) placé au Sud sous une cabane roulante. Ce coélostat avait été construit pour la mission de l'Observatoire chargée d'observer l'éclipse du Soleil de 1905, et avec les crédits accordés au Bureau des Longitudes ; il a été maintenu à l'Observatoire après l'éclipse. Il renvoie un faisceau horizontal à 1.60 m du sol ».

<figure><img src="image_41.png" /></figure>

<figure><img src="image_42.png" /><figcaption>**Figure 39** : le laboratoire des spectrohéliographes de Deslandres en 1906. Le faisceau solaire y pénètre par un sidérostat polaire (Nord, à droite) et un coélostat à deux miroirs (Sud, à gauche, cercle rouge).
Crédit OP.</figcaption></figure>
La figure 40 détaille le coélostat, mais beaucoup plus tard puisqu'on voit en arrière plan la Tour Solaire de Meudon construite vers 1965.

<figure><img src="image_43.png" /><figcaption>Figure 40 : le coélostat à deux miroirs après 1965, à Meudon (Crédit OP)</figcaption></figure>

### III – 2 – Quelques usages du coélostat avant son transfert à la MdS

Le coélostat a servi dans les années cinquante à Raymond Michard (1925-2015) et son équipe pour alimenter un grand spectrographe de 9 m, dès 1956, qui fut ensuite transporté au Pic du Midi en 1959 sous de meilleurs cieux. Ces travaux furent entrepris dans le cadre de l'étude spectroscopique de l'activité solaire, qui fut stimulée par les programmes de l'année géophysique internationale (1957-1958).

L'appareil a été prêté ensuite à une équipe d'astronomes marocains. En prévision du passage de Vénus devant le Soleil en 2004, et puisque cet instrument n'était pas utilisé au Maroc, Jacques Léorat a pu le faire revenir en France grâce au remarquable soutien logistique de l'armée. Il a été remonté sur la terrasse du bâtiment Perrault à l'Observatoire de Paris par Paul Felenbok (figure 41), et l'observation du passage de Vénus en direct dans la salle Cassini a eu un grand succès auprès du public.

La remise en état du coélostat (contrôle par vérins du miroir secondaire, entrainement du miroir primaire, nouveaux socles adaptés à la terrasse du bâtiment) a été assurée à partir de 2014 par le Pôle Instrumental (bureau d'études et atelier de mécanique) de l'Observatoire de Meudon (figure 42).

Désormais installé à la MdS, le coélostat dispose de deux miroirs plans de 50 cm et 40 cm de diamètre (figure 43). Pour assurer aux images une qualité astronomique, leur épaisseur est de 8 cm et leur planéité est vérifiée à la précision d'une fraction de la longueur d'onde de la lumière visible (0.5 microns).

Le primaire du coélostat tourne en 48 heures selon un axe parallèle à l'axe des pôles terrestres pour compenser le mouvement diurne du Soleil. Le secondaire renvoie le faisceau horizontalement ; comme celui ci doit rester à une hauteur fixe (675 mm au dessus du centre du primaire selon la figure 42), la variation de hauteur saisonnière du Soleil (proche d'une sinusoïde, figure 44) implique une variation du recul Nord Sud entre le primaire et le secondaire (de 30 cm à 186 cm selon la figure). C'est en été que le primaire et le secondaire sont les plus éloignés. Il existe aussi une petite translation Est Ouest possible sur le primaire pour éviter l'ombre par le secondaire au méridien, dans certaines circonstances.
<figure><img src="image_44.png" /></figure>

Figure 41 : le coélostat, monté sur le toit du bâtiment Perrault à l'observatoire de Paris par Paul Felenbok, pour montrer au public le passage de Vénus devant le Soleil, en Juin 2004 (crédit OP)

<figure><img src="image_45.png" /></figure>

Figure 42 : le coélostat modélisé au bureau d'études de Meudon pour transfert à la MdS (crédit OP)
<figure><img src="image_46.png" /><figcaption>Figure 43 : Les deux miroirs du coélostat de 50 cm et 40 cm en caisse à Meudon (crédit OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_47.png" /><figcaption>Figure 44: Variation de hauteur du soleil au méridien à Saint Véran en 2024 (crédit OP).</figcaption></figure>
# IV - Projection du Soleil à la Maison du Soleil : l'objectif historique

On trouvera ci dessous un petit historique de l'objectif projetant l'image du Soleil en lumière blanche sur grand écran. Cet objectif est précieux car il relève d'une aventure hors du commun : il a été celui de la grande lunette placée au sommet du Mont Blanc, à l'observatoire Janssen (le fondateur de l'observatoire de Meudon), à partir de 1895 pour une dizaine d'années.

## IV – 1 - L'observatoire Janssen au sommet du Mont Blanc (1893-1909)

Jules Janssen (1824-1907) est le fondateur bien connu de l'observatoire de Meudon en 1876, académicien et père de l'astrophysique en France, discipline qu'il appelait à l'époque « astronomie physique » (par opposition à la mécanique céleste, qui décrit les mouvements, et non la physique et la chimie des corps célestes). Janssen introduisit la spectroscopie en astronomie, et démontra en 1868 la possibilité d'observer les protubérances hors éclipse ; il établit les bases de l'imagerie monochromatique et énonça le principe du spectrohéliographe (1869), bien avant son invention (1892) par George Hale et Henri Deslandres, indépendamment, l'un aux USA et l'autre à Paris.

Janssen s'intéressa rapidement aux raies de l'oxygène du spectre solaire, la question de comprendre leur origine se posant, tellurique, solaire, ou les deux ?

Pour discerner la composante tellurique de celle solaire, la seule solution consistait à transporter un spectroscope en altitude pour constater l'effacement de certaines raies, ce que Janssen fit au Pic du Midi puis au refuge des Grands Mulets, à 3050 m d'altitude, sur la route du Mont Blanc. Mais il fallait aller plus haut ; c'est ainsi qu'il parvint à la cime du Mont Blanc en 1890, accueilli par le célèbre Joseph Vallot dans son observatoire géophysique et glaciologique juste sous les Bosses (4350 m). Parvenu au Mont Blanc suite à une ascension épique, au cours de laquelle furent déployés une chaise-échelle puis un traineau pour hisser l'astronome victime de claudication accidentelle dès l'enfance, l'érection d'un petit observatoire fut alors décidée. Comme il n'était pas possible de l'asseoir sur une fondation rocheuse (couche de glace trop épaisse), Janssen conçut une bâtisse en bois (figure 45), transportable sous la forme de dizaines de charges adaptées aux porteurs, comprenant deux niveaux : l'inférieur serait enfoui dans la neige du sommet et appuyé sur des vérins permettant de régler, puis de corriger, l'assiette de l'observatoire en cas de mouvement du glacier. Ce fut fait en 1893 (figure 46). La tourelle n'avait strictement rien d'astronomique, il s'agit d'une plateforme météorologique surmontant l'escalier intérieur.

Une grande lunette (figure 47) fut réalisée par Gautier (pour la mécanique) avec l'optique des frères Henry, de l'observatoire de Paris (un objectif de 12 pouces soit 30 cm et 5.40 m de focale). Le tube de la lunette était mobile en rotation autour de son axe à l'intérieur d'un tube fixe de 70 cm de diamètre grâce à des galets de roulement ; elle fut montée dans l'observatoire avec son axe parallèle à celui de l'axe des pôles (pour compenser la rotation terrestre) et alimentée par un miroir plan de 60 cm, c'est le principe du sidérostat polaire. C'est ce miroir mobile, placé dans une fourche au bout de la lunette, qui permettait de pointer les astres.
<figure><img src="image_48.png" /></figure>

**Figure 45** : l'observatoire du Mont Blanc (charpente en bois) construit à Meudon, avant son démontage et son transport au Mont Blanc, à dos de nombreux porteurs ou à l'aide de traineaux pour les plus lourdes pièces. La partie inférieure devait être enfouie dans la glace du sommet. Crédit Revue La Nature.

<figure><img src="image_49.png" /></figure>

**Figure 46** : l'observatoire Janssen posé sur la glace au sommet du Mont Blanc (1893-1909). Crédit revue La Nature (Millochau, 1904).
La lunette fut montée à Meudon, puis démontée, portée au Mont Blanc en pièces détachées et installée en 1896. Son objectif est donc celui dont dispose la Maison du Soleil aujourd'hui ! En 1904, un petit spectrographe à prisme de Flint équipa son foyer (figure 48). Le collimateur avait 60 cm de distance focale ; il y avait deux chambres, l'une de 30 cm et l'autre de 60 cm. La lunette ayant une direction fixe, une ouverture était ménagée dans le mur Nord (figure 46, on voit le miroir amovible du sidérostat polaire) : le tube traversait le plancher supérieur et l'observateur manipulait « au chaud » sur le plancher inférieur où les oculaires et le mécanisme d'horlogerie étaient placés.

<figure><img src="image_50.png" /></figure>

**Figure 47** : grande lunette du Mont Blanc construite à Meudon avant son transport au sommet. C'était une lunette de 30 cm de diamètre à deux tubes, le tube extérieur de 70 cm étant fixe, et l'intérieur étant monté sur des galets pour assurer sa rotation axiale. Elle porte un sidérostat polaire mobile (miroir plan de 60 cm à fourche). Document OP.

L'astronome meudonnais Gaston Millochau écrivait dans la revue *La Nature en 1904* : « la conservation des instruments et surtout des parties susceptibles d'oxydation est remarquable au Mont Blanc. La sécheresse y est très grande, des cristaux de glace recouvrent parfois les instruments d'une gaine friable facile à enlever, mais il n'y a jamais d'eau à l'état liquide pouvant former de la rouille », c'est-à-dire qu'on n'y constatait que des effets de sublimation. « L'obstacle le plus grand est la projection de neige fine par le vent, car elle pénètre par la moindre ouverture, et le dépôt de givre par la respiration », rapporte encore Millochau.
<figure><img src="image_51.png" /></figure>

**Figure 48** : spectrographe de la grande lunette du Mont Blanc, accroché au foyer, dans l'observatoire du sommet. Crédit revue La Nature (Millochau, 1904).

## IV-2 - A la Maison du Soleil

L'objectif historique Janssen-Henry (positionnement page 3, figures 3 et 4) est alimenté par le coélostat de la MdS (situé au sud) ; il fournit une image du Soleil de 5 cm de diamètre. Elle est ensuite agrandie par un objectif TESSAR (Carl Zeiss Jena), de focale 0.5 m et environ 10 cm de diamètre, en provenance de Meudon, pour former une image de 1 m de diamètre sur l'écran mural, côté nord de la MdS.
# V - Grand miroir sphérique de la Maison du Soleil : le télescope type Newton associé au spectrographe SHARMOR

Ci-dessous l'historique du miroir sphérique de 50 cm de diamètre et 11 m de focale, qui constitue avec le miroir plan associé, un télescope type Newton alimentant le spectrographe SHARMOR de la Maison du Soleil (MdS).

## V-1 - Le miroir sphérique

Le miroir sphérique de 50 cm de diamètre et 11 m de longueur focale (figure 49) sert de télescope au « Spectrographe HAute Résolution Meudon ORsay » (SHARMOR) en association avec le miroir plan de renvoi. Il forme une image du Soleil de 102 mm en son foyer, sur la fente d'entrée du spectrographe, située en conséquence à 11 m du miroir. Ce sphérique devant travailler en incidence quasi normale, le faisceau convergent qui en est issu est coudé par un miroir plan de renvoi. On forme ainsi un télescope type Newton, alimenté par le coélostat. Le faisceau subit ainsi 4 réflexions métalliques, dont 3 en incidence non normale, ce qui dégrade l'état de polarisation de la lumière issue du Soleil, mais pas son intensité.

On a au foyer la correspondance suivante : 1 arc sec = 0.053 mm = 53 microns. Si l'on choisit pour le spectrographe une fente de 100 microns de largeur, elle sélectionne sur le Soleil une tranche de 2 arc sec environ soit à peu près 1400 km de large.

<figure><img src="image_52.png" /><figcaption>Figure 49 : le miroir sphérique dans sa caisse (diamètre 50 cm, longueur focale 11 m). Crédit OP.</figcaption></figure>

Le miroir sphérique est en verre « calex » de la société Para-Mantois ; le miroir plan de Newton est en silice fondue.

Le pouvoir séparateur maximal théorique est de 0.33 arc sec dans le rouge pour $Hα$. Il y a peu de chances de l'approcher compte tenu de la longueur de faisceau depuis sa captation par le coélostat, dans les conditions de la MdS et en l'absence de tubage.
## V-2 - Origine du télescope

Dans les années cinquante, la recherche en physique solaire était stimulée par les programmes de l'année géophysique internationale (IGY, 1957-1958). Raymond Michard (1925-2015) mit en chantier la construction d'un grand spectrographe de 9 m (de la classe du SHARMOR de la MdS). Ce grand instrument était à poste fixe et horizontal dans le bâtiment dit du « petit sidérostat » à Meudon, dont le sidérostat (au Nord) a été démonté depuis longtemps au profit du coélostat (au Sud), celui justement qui équipe désormais la MdS. Derrière ce coélostat, on avait installé un télescope type Newton (figure 50), constitué d'un miroir concave de 50 cm de diamètre et 11 m de focale, en association avec un miroir plan de Newton : c'est le télescope de la MdS ! On constate donc que l'installation de Michard (coélostat + télescope Newton) est exactement celle qui a été transférée en totalité à la MdS, sauf le spectrographe qui provient d'un autre laboratoire de Meudon que le département solaire.

L'installation de la figure 50 (télescope + spectrographe de 9 m) a été transportée au Pic du Midi en 1959 où elle a fonctionné 10 ans dans le laboratoire « Michard » situé à l'Ouest du Pic, à l'aide d'un nouveau coélostat, d'abord à 2 miroirs sous abri roulant puis à 3 miroirs sous coupole. Ce laboratoire n'existe plus depuis l'an 2000, il a été démoli et remplacé par la gare d'arrivée du nouveau téléphérique à deux cabines ouvert au public. L'optique avait par bonheur été entreposée au préalable dans les réserves à Bagnères de Bigorre, puis à Tarbes, c'est là qu'elle a été récupérée.

<figure><img src="image_53.png" /></figure>

**Figure 50** : le télescope Newton de Raymond Michard (miroir concave + miroir plan, encerclés de rouge) qui a fonctionné à Meudon à partir de 1956 puis au Pic après 1959 est celui transféré à la MdS, tout comme le coélostat (non représenté) ; le spectrographe était un oncle du SHARMOR, plus récent (d'après une publication de Raymond Michard).
# VI - Le spectrographe SHARMOR de la Maison du Soleil : les caractéristiques optiques principales

Nous donnons ci-dessous les principales caractéristiques techniques du spectrographe SHARMOR de la Maison du Soleil (MdS), ainsi que quelques applications réalisables. Le SHARMOR est un outil professionnel de spectroscopie à haute résolution, qui résout finement les profils des raies spectrales photosphériques et chromosphériques avec une résolution voisine de 20 mÅ, ce qui le rend apte à détecter les effets Doppler et Zeeman. Il s'adresse surtout aux formations universitaires.

## VI-1 - Le spectrographe SHARMOR

Le « Spectrographe HAute Résolution Meudon ORsay » (SHARMOR) était initialement à Meudon un spectrographe d'analyse d'expériences de plasmas de laboratoire conçu par Paul Felenbok ; il n'avait jamais été installé derrière un télescope. De type Czerny-Turner à deux miroirs sphériques (collimateur de 20.8 cm et 7.38 m de focale, chambre de 46 cm de diamètre et 7.40 m de focale), il dispose d'un réseau de diffraction plan de 15 x 30 cm² blazé à 63.4° et est gravé à 316 traits/mm (figure 51). Il fonctionne, dans le visible et selon la longueur d'onde des raies, dans les ordres 5 (proche IR) à 16 (proche UV) ; les ordres étant partiellement superposés en sortie, on les isole avec des filtres interférentiels de largeur environ 100 Å. Le champ spectral de sortie a une étendue typique de 10 Å, les raies sont résolues avec un pouvoir séparateur exceptionnel de l'ordre de 20 mÅ (cela varie avec la longueur d'onde), la résolution R étant voisine de 400000 à l'ordre 10. Ces performances là sont néanmoins classiques et typiques des spectrographes solaires professionnels, tels que ceux du Pic du Midi et de THEMIS aux Canaries (longueur 8 m), de la Tour Solaire de Meudon (14 m) ou du Vacuum Tower Telescope allemand de Tenerife (15 m). SHARMOR ayant été conçu pour la plaque photo ou le film 70 mm (format 6 x 9 cm²), l'utilisation d'un appareil photo numérique (capteur d'au plus 24 x 36 mm²) nécessite une réduction du spectre (par un facteur d'au moins 2.5) à l'aide de l'objectif de l'appareil. Il peut être nécessaire d'installer dans le plan du spectre une lentille de champ (son rôle sera de focaliser l'image de la pupille du télescope dans l'objectif de l'appareil pour ne pas perdre de lumière). Il faut veiller à ce que la résolution spectrale se répartisse sur deux pixels au niveau du détecteur pour ne pas perdre d'information.

<figure><img src="image_54.png" /><figcaption>Figure 51 : schéma du spectrographe SHARMOR (longueur focale 7.40 m). (d'après un article de Jacques Baudrand)</figcaption></figure>

Pour se positionner sur une raie spectrale d'intérêt, on doit tourner le réseau en restant au voisinage de l'angle de blaze de 63.4° (angle de luminosité maximale) et positionner un filtre interférentiel d'environ 100 Å de bande passante, centré sur la raie choisie (la transmission en longueur d'onde d'un filtre interférentiel est une Lorentzienne, il faut rester dans le pic central). La figure 52 montre les longueurs d'onde qui apparaissent dans chaque ordre d'interférence en ne s'éloignant pas plus de 10° de l'angle de
blaze. On constate qu'Hα est visible à l'ordre 9, le doublet Na D1/D2 à l'ordre 10, le triplet Mg b1/b2/b3 à l'ordre 11, les raies violettes CaII H et K à l'ordre 15, tandis que le triplet IR de CaII apparaîtra à l'ordre 7.

<figure><img src="image_55.png" /></figure>

Figure 52 : longueurs d'onde visibles aux différents ordres d'interférence de SHARMOR (6-16), en fonction de l'angle d'incidence sur le réseau autour du blaze (63.4°). Les ordres élevés peuvent ne pas être observables (cela dépend du revêtement des miroirs et du détecteur). Crédit OP.

<figure><img src="image_56.png" /></figure>

Figure 53 : Résolution spectrale Δλ (mÅ) selon la longueur d'onde aux différents ordres d'interférence de SHARMOR (6-16). L'incidence varie de 10° autour du blaze. Le symbole * est l'incidence dans le blaze. Les segments tiretés donnent la résolution limite du réseau (Δλ = λ / N k), où N est le nombre de traits éclairables, environ 45000, et k l'ordre d'interférence). On ne peut descendre en dessous de cette limite.
Crédit OP.
La figure 53 donne la résolution spectrale $\Delta\lambda$ de SHARMOR en mÅ pour une fente d'entrée de 0.1 mm de largeur et une focale de 7.40 m ; prendre une fente plus fine est possible mais on sera proche de la limite théorique du pouvoir séparateur du réseau de diffraction. La résolution spectrale est meilleure dans les ordres élevés qui correspondent au bleu/violet du spectre (10 mÅ). Le rouge/IR est moins bien résolu (20 mÅ dans le rouge, 30 mÅ dans l'IR). Ce sont là des performances professionnelles optimales pour l'étude des profils des raies. La figure 54 donne la dispersion en mm/Å pour la focale de 7.40 m. Celle-ci est plus grande dans le bleu/violet du spectre que dans le rouge/IR. Par exemple, elle est de 6 mm/Å pour la raie Hα à l'ordre 9 ; la largeur de cette raie étant à mi hauteur de 1 Å, elle apparaît comme une bande de 6 mm de large ! Ces dispersions sont bien adaptées à la plaque photo (format 6 x 9 cm²), le champ spectral y étant d'environ 15 Å, mais pour un capteur CCD, il faudra réduire optiquement le spectre (figure 55).

<figure><img src="image_57.png" /><figcaption>Figure 54 : Dispersion (mm/Å) selon la longueur d'onde aux différents ordres d'interférence de SHARMOR (6-16). L'incidence varie de 10° autour du blaze. Le symbole * est l'incidence dans le blaze.
Crédit OP.</figcaption></figure>

La figure 55 donne la dimension maximale (en microns) à adopter pour le pixel du détecteur CMOS ou CCD ; il se calcule en tenant compte de la dispersion (figure 54) ainsi que de la résolution spectrale $\Delta\lambda$ du spectrographe (figure 53). Le pixel optimal doit recouvrir une demi résolution spectrale ($\Delta\lambda/2$) d'après le théorème de l'échantillonnage (Shannon). S'il y a moins de deux pixels sur $\Delta\lambda$, il y a alors perte d'information spectrale. Si l'on veut photographier le spectre avec un appareil photo numérique (APN), compte tenu de la dispersion du spectrographe et de la taille très petite des pixels des capteurs CCD ou CMOS, il faut faire une réduction optique du spectre, facile à réaliser à l'aide de l'objectif en mode mise au point rapprochée. La figure 55 donne la taille maximale admissible pour les pixels et le facteur de réduction optique dans le cas d'un capteur 24x36 mm² (réduction 2.5), 16x24 mm² (format APS, réduction 3.75), ou 9x13 mm² (petit format, réduction 6.7). En général, le critère de Shannon sera bien vérifié par les APN, les pixels étant toujours de petite taille.

Les raies sont très peu courbées avec un grand spectrographe comme le SHARMOR (figure 56), mais la courbure étant quand même non nulle, un traitement numérique fin devra le prendre en compte.
<figure><img src="image_58.png" /></figure>

**Figure 55** : Dimension maximale du pixel (microns) selon la longueur d'onde aux différents ordres d'interférence de SHARMOR (6-16). L'incidence varie de 10° autour du blaze. Le symbole * est l'incidence dans le blaze. Les courbes sont tracées pour les réductions 1 (plaque photo 6x9 cm²), 2.5 (format 24x36 mm²), 3.75 (format APS 16x24 mm²), 6.7 (petit format 9x13 mm²). Avec un reflex APS, les pixels ne doivent pas dépasser 15 microns par exemple, ce sera en général toujours le cas. Crédit OP.

<figure><img src="image_59.png" /></figure>

**Figure 56** : Rayon de courbure des raies (m) selon la longueur d'onde aux différents ordres d'interférence de SHARMOR (6-16) à la focale de 7.40 m. L'incidence varie de 10° autour du blaze. Le symbole * est l'incidence dans le blaze. Le rayon moyen est de 1.5 m, les raies apparaissent ainsi quasiment rectilignes. Crédit OP.
VI – 2 - Quelques applications possibles avec le spectrographe SHARMOR

**Effet Doppler** : le SHARMOR, en résolvant finement les raies, permet de mettre en évidence l'effet Doppler dans la chromosphère (figure 57) et d'évaluer la vitesse linéaire de rotation du Soleil (figure 58), qui est voisine de 2 km/s au voisinage de l'équateur (elle se réduit avec la latitude) ; la connaissance du rayon solaire (696000 km) permet d'en déduire la vitesse angulaire de rotation (période de 26 jours à l'équateur, plus longue à haute latitude).

<figure><img src="image_60.png" /></figure>

**Figure 57** : Effet Doppler sur la raie Hα 6563 Å avec un spectrographe de la classe du SHARMOR (longueur d'onde en abscisse, direction sur le Soleil en ordonnée). La bande sombre est une petite tache près du limbe solaire. Décalage Doppler Δλ et projection V du vecteur vitesse sur la ligne de visée sont liés par la relation $\Delta\lambda/\lambda=V/C$, λ étant la longueur d'onde de la raie et C la vitesse de la lumière. Crédit OP (tour solaire de Meudon).

L'effet Doppler donne la valeur de la **projection** du vecteur vitesse sur la ligne de visée, avec un décalage vers le bleu ou le rouge selon que l'on a affaire à un mouvement d'approche ou d'éloignement.
<figure><img src="image_61.png" /></figure>

**Figure 58** : Effet Doppler sur le doublet du Fer (6301.5 Å et 6302.5 Å) avec un spectrographe de la classe du SHARMOR (longueur d'onde en abscisse, direction sur le Soleil en ordonnée), aux bords EST et OUEST du Soleil, au voisinage de l'équateur. Les raies très fines ne sont pas affectées par la rotation, parce qu'elles sont telluriques (dioxygène O₂ atmosphérique). Crédit OP (tour solaire de Meudon).

**Effet Zeeman** : le SHARMOR permettra de mettre en évidence l'effet Zeeman sur les spectres des taches (figure 59) et d'évaluer grossièrement la valeur du champ magnétique. On constate sur la figure que les raies sensibles à l'effet Zeeman se scindent, en présence de champ magnétique B, en deux composantes distantes en longueur d'onde de $2 \Delta\lambda_B$ où $\Delta\lambda_B = 4.67 \times 10^{-13} \lambda^2 \text{ g B}$ ($\Delta\lambda_B$ et $\lambda$ exprimés en Å, B en Gauss) où g est le facteur de Landé équivalent de la raie (effet bien visible en intensité sur les raies à g > 2). Cependant, peu de raies permettent une lecture de l'effet Zeeman directement sur les spectres en intensité. Dans la majorité des cas, c'est l'analyse de la polarisation de la lumière qui permettra une mesure précise des champs magnétiques, c'est ce que font les professionnels.

Ainsi, lorsqu'on est capable d'analyser la polarisation de la lumière (pour cela il faut un polarimètre), l'effet Zeeman fournit beaucoup d'informations : la projection du champ magnétique sur la ligne de visée par analyse de la polarisation circulaire ; la valeur du champ dans le plan du ciel (champ transverse) et sa direction à 180° près par analyse de la polarisation linéaire ; cela est compromis à la MdS car trois des quatre miroirs qui alimentent SHARMOR (coélostat compris) dégradent l'état de la polarisation de la lumière ; cependant des mesures de polarisation circulaire résiduelle avec un polarimètre simple (un polariseur et une lame quart d'onde à ± 45°) pourront permettre de séparer grossièrement les deux composantes Zeeman, et de là le champ longitudinal. Pour plus de détails, voir par exemple https://hal obspm.ccsd.cnrs.fr/cel-01083068/
<figure><img src="image_62.png" /></figure>

Figure 59 : Effet Zeeman en intensité sur le doublet du Fer (6301.5 Å et 6302.5 Å) avec le spectrographe spatial HINODE/SOT de la classe du SHARMOR (longueur d'onde en abscisse, direction sur le Soleil en ordonnée), sur une tache. L'écart en longueur d'onde 2 ΔλB entre les deux composantes Zeeman est proportionnel au champ B par la relation

$$ \Delta\lambda_B = 4.67 \times 10^{-13} \lambda^2 \text{ g B} $$

Sur la raie de droite à 6302.5 Å, on a $g=2.5$, elle est très sensible au champ. La raie de gauche à 6301.5 Å l'est moins avec $g=1.67$. Peu de raies permettent une mesure directe sans recourir à l'analyse de polarisation pour séparer les composantes Zeeman.

## VI-3 - Quelques références

Le spectre solaire de référence au centre du disque (3000 Å à 10000 Å), avec identification des raies et des facteurs de Landé équivalents, obtenu au Jungfraujoch par Luc Delbouille et son équipe :

https://www.lesia.obspm.fr/perso/jean-marie-malherbe/spectrevisible/index.html

Campi, X., 2018, « Mesures de la rotation du Soleil par effet Doppler », http://clea-astro.eu/archives/cahiers-clairaut/CLEA_CahiersClairaut_161_06.pdf

Malherbe, J.M., « Le Soleil, notre étoile » (une introduction très générale à la physique solaire) https://cel.hal.science/cel-02107853/

Malherbe, J.M., 2013, « Les champs magnétiques solaires » (niveau licence de physique L2) https://hal-obspm.ccsd.cnrs.fr/cel-00781473v1

Malherbe, J.M., 2014, « Initiation à la Physique du Soleil, diagnostics spectroscopiques et polarimétriques, effets Doppler et Zeeman » (cours/TP pour la licence de physique, niveau L3) https://hal-obspm.ccsd.cnrs.fr/cel-01083068/
# VII – Projet SOLEX collaboratif PRO/AM : caractéristiques du spectrographe

Le spectrographe SOLEX permet aux amateurs qui le souhaitent de s'intégrer à un programme de collaboration PRO/AM avec Meudon (voir https://bass2000.obspm.fr) sous l'égide de Florence Cornu (technique) et de Guillaume Aulanier (scientifique). Nous décrivons les principales caractéristiques optiques du spectrographe SOLEX, pouvant intéresser la Maison du Soleil, ainsi que quelques applications réalisables. Le SOLEX est un spectrographe d'amateur peu coûteux, mais de belles performances, lui permettant de produire des images monochromatiques de la chromosphère solaire de niveau professionnel, par balayage de fente (principe du spectrohéliographe).

## VII – 1 - Le spectrographe SOLEX

Le « SOLar EXplorer » (SOLEX) est un instrument puissant mis au point par Christian Buil (http://www.astrosurf.com/solex/) destiné aux lunettes d'amateur, permettant de réaliser des spectres de résolution modérée (R = 40000), ce qui est certes 10 fois plus faible que le spectrographe professionnel SHARMOR de la MdS, mais néanmoins suffisant pour étudier la chromosphère à l'aide des raies larges de Fraunhofer (raies de Balmer de l'Hydrogène, raies du Calcium ou du Sodium). Le collimateur est un doublet de 0.08 m de focale, et la chambre un second doublet de 0.125 m, le grandissement est donc de 1.563. Le SOLEX dispose d'un réseau de diffraction plan de 25 x 25 mm² gravé à 2400 traits/mm (figure 60). Il fonctionne dans le visible à l'ordre 1 (l'ordre 2 dans l'UV n'est pas observable). Le champ spectral de sortie a une étendue typique de 100-150 Å, les raies sont résolues avec un pouvoir séparateur de l'ordre de 0.2 Å (tout cela varie avec la longueur d'onde). SOLEX ayant été conçu pour des caméras numériques à petit pixel, comme la ZWO ASI178M (2000 x 3000 pixels de 2.4 microns). Il faut en effet veiller à ce que la résolution spectrale se répartisse sur deux pixels au niveau du détecteur pour ne pas perdre d'information.

<figure><img src="image_63.png" /><figcaption>Figure 60 : schéma du spectrographe SOLEX (tiré du site de Christian Buil)</figcaption></figure>

Pour se positionner sur une raie spectrale d'intérêt, on doit tourner le réseau. La figure 61 montre les longueurs d'onde qui apparaissent quand on le tourne, pour faire varier l'incidence de 45° à plus de 80°. On constate qu'Hα 6563 Å est visible pour une incidence élevée (71°), alors que les raies CaII H et K situées dans le violet (3934 Å et 3968 Å) sortent à une incidence plus faible (46°). En théorie, l'ordre 2 (en totalité dans l'UV) se superpose à l'ordre 1 (lumière visible de 3800 Å à 7000 Å) ; par exemple, quand on
observe Hα, l'ordre 2 laisse passer les longueurs d'onde UV autour de 3300Å, mais nous avons vérifié qu'il n'y a en pratique pas de lumière gênante car la caméra n'est plus sensible et le Soleil peu émissif.

<figure><img src="image_64.png" /><figcaption>Figure 61 : longueurs d'onde visibles aux différents ordres d'interférence de SOLEX, en fonction de l'angle d'incidence sur le réseau. L'ordre 1 est dans le visible et le 2 dans l'UV ; cependant il n'a pas besoin d'être filtré car il n'apporte en pratique pas de lumière parasite (crédit OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_65.png" /><figcaption>Figure 62 : Résolution spectrale de SOLEX pour une fente de 10 microns, selon la longueur d'onde observée. Elle varie de 0.16 Å pour Hα à 0.37 Å pour les raies H et K du Calcium. Les segments tiretés indiquent la limite théorique imposée à la résolution par le réseau de diffraction (nombre de traits éclairés), on ne peut se situer sous ces lignes (crédit OP)</figcaption></figure>
<figure><img src="image_66.png" /><figcaption>**Figure 63** : Dispersion de SOLEX en mm/Å, selon la longueur d'onde observée, voisine de 0.035 mm/Å
 crédit OP</figcaption></figure>

<figure><img src="image_67.png" /><figcaption>**Figure 64** : Dimension maximale à adopter pour le pixel de la caméra (microns), pour les deux ordres,
selon la longueur d'onde observée. Pour Hα, il faut un pixel plus petit que 3.0 microns, et pour CaII H et
K, un pixel inférieur à 5.5 microns. Avec le pixel de 2.4 microns de l'ASI178M de ZWO, c'est parfait
 crédit OP</figcaption></figure>
La figure 62 donne la résolution spectrale, et la figure 63 la dispersion du SOLEX, en fonction de la longueur d'onde. La dispersion est voisine de 0.035 mm/Å. Comme elle est petite (car la focale est très courte), on place une caméra à petits pixels directement au foyer de la chambre. La dimension maximale des pixels, pour respecter l'échantillonnage optimal (2 pixels au moins par pas de résolution spectrale), est représentée figure 64 ; il faut dans le rouge des pixels plus petits que 3.0 microns.

Enfin, La figure 65 donne le rayon de courbure des spectres, qui va de 6 cm dans le rouge à 13 cm dans le violet. Ils sont donc assez courbés, en raison des focales courtes.

<figure><img src="image_68.png" /><figcaption>Figure 65 : Rayon de courbure des spectres (en m), selon la longueur d'onde, pour les deux ordres (crédit OP)</figcaption></figure>

## VII – 2 - Applications possibles avec le spectrographe SOLEX

Il est possible de faire des spectres à résolution modérée (exemple de la figure 66) des structures solaires chromosphériques (filaments, plages, éruptions, taches), les raies les plus spectaculaires étant sans doute CaII H et K dans le violet et Hα dans le rouge. Raies en absorption sur le disque et en émission dans les protubérances. Un spectre complet du violet au rouge peut même être réalisé en 35 pas de 1° du réseau et assemblage automatique à l'aide d'un logiciel de « panorama ». Cependant la netteté ne sera pas constante, des retouches de mise au point seront nécessaires en raison du chromatisme des doublets.

L'application la plus séduisante de SOLEX, parce qu'elle peut permettre de nouer une belle collaboration avec les professionnels, est celle de l'imagerie monochromatique de la chromosphère solaire, possible dans les raies Hα (de préférence), mais aussi CaII H et K. Une telle collaboration existe entre Meudon et les amateurs possesseurs de SOLEX qui le souhaitent. L'imagerie monochromatique se fait par balayage de fente en accélérant la vitesse de la monture équatoriale (on peut aussi la couper, mais dans ce cas le balayage est plus long et dure 2 minutes). La focale recommandée pour la lunette va de 350 à 480 mm, et la caméra recommandée est l'ASI178M de ZWO à pixels de 2.4 microns (ou similaire) connectée à un port USB3 de manière à assurer un débit suffisant. On acquiert ainsi quelques milliers de spectres en
l'espace d'une minute (débit typique 50 à 100 images/s), le traitement se faisant avec le logiciel INTI développé par Valérie Desnoux (http://valerie.desnoux.free.fr/inti/). Le SOLEX est un instrument qui donne d'excellents résultats sur la raie Hα (figure 67).

<figure><img src="image_69.png" /><figcaption>Figure 66 : Le doublet du Sodium D2 et D1 (5890 Å et 5896 Å) dans le champ du SOLEX (crédit OP)</figcaption></figure>

<figure><img src="image_70.png" /><figcaption>Figure 67 : Images Hα SOLEX (à gauche) et Meudon (à droite). La qualité des images monochromatiques de SOLEX est comparable à ce que font les professionnels (crédit BASS2000)</figcaption></figure>

## VII – 3 - Quelques références

Le SOLEX, site de Christian Buil : http://www.astrosurf.com/solex/

INTI, logiciel de traitement, site de Valérie Desnoux : http://valerie.desnoux.free.fr/inti/

Buil, Ch., Malherbe, J.M., Maksimovic, M., “Le SOLEX et l’imagerie monochromatique solaire », 2023, Photoniques, 120, 36, https://doi.org/10.1051/photon/202312036

Malherbe, J.M., « Le Soleil, notre étoile », https://cel.hal.science/cel-02107853/