# Caractérisation des spectrographes solaires SOLEX, SHG700 et SUNSCAN dans le cadre du service de données PRO-AM BASS2000 de l'Observatoire de Paris Meudon

Jean-Marie Malherbe

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Jean-Marie Malherbe. Caractérisation des spectrographes solaires SOLEX, SHG700 et SUNSCAN dans le cadre du service de données PRO-AM BASS2000 de l'Observatoire de Paris Meudon. Observatoire de Paris - PSL. 2025. hal-05136701

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# Caractérisation des spectrographes solaires SOLEX, SHG700 et SUNSCAN dans le cadre du service de données PRO-AM BASS2000 de l'Observatoire de Paris Meudon

Jean-Marie Malherbe

Observatoire de Paris, PSL Research University, France
Email: Jean-Marie.Malherbe@obspm.fr; ORCID: https://orcid.org/0000-0002-4180-3729
30 Juin 2025

## RESUME

Nous résumons dans cet article les principales caractéristiques des spectrographes solaires SOLEX, SHG700 et SUNSCAN dans le cadre de leur utilisation professionnelle par des astronomers amateurs, au sein d'une collaboration PRO-AM, dans le but de contribuer à la collection centenaire de l'observatoire de Meudon. Il s'agit de la fourniture d'images soleil entier monochromatiques de la chromosphère en format FITS. La base de données solaires BASS2000 qui les délivre nécessite la documentation de mots clef FITS instrumentaux pour autoriser un traitement scientifique des images produites par des combinaisons variées de lunettes et spectrographes, ce qui impose de renseigner leurs caractéristiques par le biais des mots clef décrits ici.

## MOTS CLEF

Soleil, spectrohéliogrammes, SOLEX, SHG700, SUNSCAN, BASS2000, PRO-AM, FITS

## I - INTRODUCTION

Une collaboration PRO-AM fructueuse a démarré au 1er Janvier 2024 sous l'égide de Milan Maksimovic entre astronomers solaires amateurs et professionnels pour l'intégration à la base de données solaires sol BASS2000 de spectrohéliogrammes de la photosphère et de la chromosphère, collection initiée en 1908 à Meudon. Seuls les instruments spectroscopiques, comme SOLEX et SUNSCAN conçus par Christian Buil, ou encore SHG700 (inspiré de SOLEX) sont concernés, à la condition qu'ils observent le Soleil entier par scan en une seule passe et qu'ils soient conformes à ce qui est attendu par la base de données BASS2000 pour un usage scientifique professionnel. Cela implique la documentation précise de chaque image par des mots clef instrumentaux inclus dans les fichiers FITS. Tous ces instruments ont en commun un réseau de 2400 traits/mm de 25 x 25 mm² fonctionnant dans l'ordre 1 et une fente de 7 ou 10 micromètres. Le réseau leur confère une résolution théorique limite R = 60000, ou encore en termes de longueur d'onde, une résolution spectrale limite de 0.07 Angström (Å) dans les raies CaII H et K, ou 0.11 Å dans la raie Hα. En pratique, la résolution spectrale sera moins bonne car limitée par la largeur finie de la fente du spectrographe.

SOLEX est bien adapté aux lunettes à courte focale (environ 400 mm) car le grandissement du spectrographe est égal à 125/80 = 1.56 (rapport entre la focale de l'objectif de chambre, 125 mm, et celle du collimateur, 80 mm). On a le choix de la caméra, avec des pixels de 2 à 4 micromètres.

SUNSCAN est de très courte focale (200 mm) et le grandissement de son spectrographe est égal à 100/75 = 1.33 (rapport entre les focales de la chambre, 100 mm, et du collimateur, 75 mm). Sa caméra a des pixels de 1.55 micromètres.

SHG700 est adapté aux lunettes à focale plus longue (environ 600 mm) car le grandissement du spectrographe est égal à l'unité, les focales de la chambre et du collimateur étant égales à 72 mm. On a également le choix de la caméra, avec des pixels de 2 à 4 micromètres.

Les logiciels de traitement des scans spectroscopiques (INTI, JSOLEX) génèrent des images monochromatiques ayant une résolution spectrale en longueur d'onde (mot clef WAVEBAND) qui dépend du spectrographe. Les spectres traités pour générer les images ont un échantillonnage spectral
(mot clef WAVESAMP) dépendant de la taille du pixel de la caméra (mot clef CAMPIX) et du facteur de « binning » spectral employé (mot clef BIN2, en général 1). La connaissance de WAVEBAND est essentielle pour qui veut traiter scientifiquement un ensemble d'images hétérogènes. En effet, les structures solaires comme les filaments auront des contrastes variables pour des bandes passantes différentes et il convient d'être en mesure de corriger cet effet; ce sera possible si les mots clef FITS renseignent correctement la configuration instrumentale.

La résolution spatiale angulaire des images monochromatiques ne peut excéder 1.22 λ/D (en radians, où D est le diamètre utile du télescope et λ la longueur d'onde), mot clef SPACERES (exprimé en secondes de degré ou arcsec). Pour une ouverture de 80 mm en Hα, on ne peut mieux faire que 2.1 arcsec (c'est déjà très bien), moins bon pour un SUNSCAN de 25 mm d'ouverture (6.6 arcsec). La largeur de la fente (mot clef SLIT) conditionne à la fois la résolution spectrale (mot clef WAVEBAND) et l'échantillonnage spatial dans la direction du scan (mot clef SCANSAMP). Pour une lunette de focale équivalente f (mot clef FEQUIV), le diamètre moyen d de l'image sur la fente (en mm) vaut $d = 0.0093 \text{ f environ (f exprimé en mm)}$ ; une fente de largeur w (en mm, mot clef SLIT) possède une largeur angulaire, mesurée en arcsec, égale à 1920 * (w/d), soit encore $2.06 \times 10^5 \text{ (w/f) arcsec (w et f exprimés en mm)}$. Cette valeur est voisine de 1.5 arcsec à Meudon, 5 arcsec pour un SOLEX, ou 10 arcsec pour un SUNSCAN. Cela lisse la résolution spatiale dans la direction du scan. Le long de la fente, un pixel de caméra de côté p (mot clef CAMPIX) représente sur le Soleil $2.06 \times 10^5 \text{ (p/f) arcsec (p et f exprimés en mm)}$, soit environ 1.2 arc sec pour $p = 0.0024 \text{ mm et f = 420 mm}$, en « binning » 1 (mot clef BIN1, en général 1) pour un SOLEX ; ou encore 1.6 arcsec pour un SUNSCAN. La résolution angulaire optique étant de 1.22 λ/D, l'échantillonnage par la caméra doit être une fraction de cette résolution (facteur 1/2 optimal), c'est en général le cas pour les SOLEX et les SUNSCAN. On constate qu'il y a une différence importante entre la largeur angulaire de fente et la résolution angulaire le long de la fente sur le Soleil, c'est la valeur du pixel de la caméra en arcsec le long de la fente qui va imposer le nombre de scans pour couvrir le disque solaire entier, ce nombre étant voisin de 2000 pour un pixel d'environ 1 arcsec.

Le but de ce petit article est, entre autres, de détailler les mots clef FITS instrumentaux de vos images. Ils sont indispensables pour renseigner la formule optique de la lunette et du spectrographe. D'autres mots clef FITS sont optionnels, car ils peuvent être obtenus par le calcul à partir des mots clef instrumentaux ou les graphiques qui suivent ; par défaut les mots clef optionnels peuvent être mis à zéro sauf si vous souhaitez les remplir à l'aide des considérations qui suivent.

## II - MOTS CLEF RECOMMANDES POUR CHAQUE IMAGE MONOCHROMATIQUE

### Le minimum du standard FITS

SIMPLE = T / conforms to FITS standard

BITPIX = 16 / array data type (16 bits short integer, values from 0 to 65535)

NAXIS = 2 / number of array dimensions

NAXIS1 = 1548 / number of pixels in X direction

NAXIS2 = 1548 / number of pixels in Y direction

### + Mots clef indispensables à l'insertion dans BASS2000

BIN1 = 1 / integer, binning factor of the camera in the spatial direction

BIN2 = 1 / integer, binning factor of the camera in the spectral direction

EXPTIME = 0.01 / float, exposure time (unit = seconds, 0.0 if unknown)

DATE-OBS= '2025-06-25T08:11:22.1185927' / string, date and UT time

OBSERVER= 'observer name or pseudo' / string

INSTRUME= 'SOLEX_72_420_N SKY-72ED_PLA-SEDNAM_T40' / string, instrument identification

SITELONG= 5.214 / float, latitude of the observer (unit = degrees)

SITELAT = 44.042 / float, longitude of the observer (unit = degrees)
OBJNAME = 'SUN'

CONTACT = 'Email address of observer'

WAVELNTH= 6562.8 / float, wavelength in Angström of the spectral line

PHYS PARA= 'Intensity'

WAVEUNIT=-10

FILENAME='08_11_22_SOLEX_72_420_N_SKY-72ED_Ha_20250625_081122.fits' / filename

+ Mots clef lus dans les éphémérides par le programme de traitement

SEP_LAT = 2.2253607 / latitude of the disk centre (B0 angle in degrees, from ephemeris)

SEP_LON = 282.8748181 / Carrington longitude of the central meridian (degrees, from ephemeris)

SOLAR_P = -5.154 / Solar P angle in degrees (from ephemeris)

CAR_ROT = 2299.0 / Integer number of the Carrington rotation (from ephemeris)

+ Mots clef indispensables renseignant l'instrument et le traitement

CAMERA = 'ZWO ASI178MM' / String, Camera identification

CAMPIX = 0.0024 / float, pixel size of the CMOS or CCD sensor in mm

CREATOR = 'INTI 5.2' / String, name of the software which created the file and version number

FEQUIV = 420.0 / float, equivalent focal length of the telescope in mm

APERTURE= 72.0 / float, clear aperture of the telescope in mm

SPECTRO = 'SOLEX' / String, spectrograph identification (SOLEX, SHG700, SUNSCAN...)

FCOL = 80.0 / float, focal length of the collimator in mm (80 SOLEX, 72 SHG700, 75 SUNSCAN)

FCAM = 125.0 / float, focal length of the camera lens in mm (125 SOLEX, 72 SHG700, 100 SUNSCAN)

GROOVES = 2400 / integer, number of grooves/mm of the grating

ORDER = 1 / integer, interference order on the grating

ANGLE = 34.0 / float, angle between the central incident and central diffracted rays in degrees

SLIT = 0.010 / float, slit width in mm (0.010 or 0.007)

+ Mots clef optionnels à renseigner si on les connaît (sinon mettre 0.0) ; ces mots clef sont calculables à partir des mots clef indispensables de la section instrumentale précédente

WAVEBAND= 0.16 / float, spectral resolution in Angström (0.0 if unknown)

WAVESAMP= 0.063 / float, spectral sampling pixel in Angström (0.0 if unknown)

SPACERES= 2.3 / float, spatial resolution of the telescope in arc seconds (0.0 if unknown)

SCANSAMP= 4.9 / float, slit width in arc seconds (0.0 if unknown)

XYVAL = 1.2 / float, spatial pixels in X and Y image directions, in arc seconds (0.0 if unknown)

*Comment calculer SPACERES si on le souhaite ?*

La résolution spatiale théorique angulaire de la lunette dépend des mots clef WAVELNTH (λ) et APERTURE (D), et vaut 1.22 λ/D radians, que l'on multiplie par 180*3600/π pour obtenir des secondes de degré (arcsec).

*Comment calculer SCANSAMP si on le souhaite ?*

Il s'agit de la largeur angulaire de la fente ; elle dépend de la focale équivalente FEQUIV (f) de la lunette. La taille de l'image sur la fente vaut 0.0093 f, f étant exprimé en mm et correspond à un diamètre solaire angulaire moyen (varie un peu selon les saisons) de 1920 arcsec. Si w est la largeur de fente en mm, la largeur angulaire de la fente en arcsec est $2.06 \times 10^5 * (w/f)$. C'est la largeur du champ intégré par la fente.

*Comment calculer XYVAL si on le souhaite ?*

L'échantillonnage spatial angulaire de l'image dans les deux directions X et Y dépend de la taille du pixel CAMPIX (p) et de la focale équivalente de la lunette FEQUIV (f) exprimés dans la même unité. Il vaut $2.06 \times 10^5 * (p/f)$ mesuré en arcsec. Mais la largeur de fente lisse dans le sens du SCAN.
Le calcul de la résolution spectrale du spectrographe WAVEBAND et de l'échantillonnage spectral WAVESAMP des spectres qui ont servi à produire les images monochromatiques est plus complexe et nécessite la connaissance de la focale du collimateur (FCOL), de l'objectif de la caméra (FCAM), du nombre de traits du réseau par mm GROOVES, de l'ordre d'interférence ORDER (toujours 1), de l'angle entre les deux bras ANGLE (34° par construction) et de la largeur de fente SLIT. La connaissance de la résolution spectrale et du pixel spectral est nécessaire aux astronomers qui travailleront avec les données surtout si celles-ci sont hétérogènes (ensemble d'images provenant de plusieurs instruments différents). Les mots clef cités permettent ce calcul, cependant la table et les graphiques ci-dessous permettent de les identifier pour les reporter, si vous le souhaitez.

## RESOLUTION SPECTRALE THEORIQUE Δλ EN ANGSTRÖM

### CORRESPOND AU MOT CLEF FITS WAVEBAND

<table><thead><tr><th></th><th>Call H/K</th><th>Hα</th></tr></thead><tbody><tr><td>SOLEX fente 10μ</td><td>0.36</td><td>0.16</td></tr><tr><td>SOLEX fente 7μ</td><td>0.25</td><td>0.11</td></tr><tr><td>SHG700 fente 7μ</td><td>0.28</td><td>0.12</td></tr><tr><td>SUNSCAN fente 10μ</td><td>0.38</td><td>0.17</td></tr><tr><td>SUNSCAN fente 7μ</td><td>0.27</td><td>0.12</td></tr><tr><td>SHG MEUDON fente 30μ</td><td>0.15</td><td>0.25</td></tr></tbody></table>

## PIXEL D'ECHANTILLONNAGE DU SPECTRE EN ANGSTRÖM

### CORRESPOND AU MOT CLEF FITS WAVESAMP

<table><thead><tr><th></th><th>Call H/K</th><th>Hα</th></tr></thead><tbody><tr><td>SOLEX pixel camera 2.9μ</td><td>0.094</td><td>0.077</td></tr><tr><td>SOLEX pixel camera 2.4μ</td><td>0.079</td><td>0.063</td></tr><tr><td>SOLEX pixel camera 2.0μ</td><td>0.065</td><td>0.052</td></tr><tr><td>SHG700 pixel camera 2.9μ</td><td>0.163</td><td>0.131</td></tr><tr><td>SHG700 pixel camera 2.4μ</td><td>0.135</td><td>0.109</td></tr><tr><td>SHG700 pixel camera 2.0μ</td><td>0.113</td><td>0.091</td></tr><tr><td>SUNSCAN pixel camera 1.55μ</td><td>0.063</td><td>0.050</td></tr><tr><td>SHG MEUDON camera 6.5μ</td><td>0.093</td><td>0.155</td></tr></tbody></table>

Table donnant la résolution spectrale et le pixel spectral dans le spectre pour différents couples de spectrographes et caméras (modèles de ZWO ou de Touptek par exemple). La résolution dépend de la fente d'entrée et du spectrographe. Le pixel spectral dépend de la caméra en sortie (taille des pixels du capteur CMOS ou CCD) et de la dispersion du spectrographe.

<figure><img src="image_2.png" /></figure>

Un exemple de spectre de la raie Hα avec un SOLEX. Les raies sont assez courbées en raison des courtes focales employées. Les logiciels de traitement redressent tous les spectres avant de former une image monochromatique.
### III - SOLEX

La dispersion d du SOLEX en mm/Å est celle de la figure ci-dessous dans l'ordre 1, on y a positionné les raies CaII H/K et la raie Hα. Connaissant la taille du pixel p de la caméra en mm, le pixel spectral (mot clef WAVESAMP) qui échantillonne les profils des raies vaut (p/d) en Å.

<figure><img src="image_3.png" /><figcaption>Dispersion du SOLEX selon la longueur d'onde</figcaption></figure>

Si l'on veut générer un spectrohéliogramme décalé en longueur d'onde de $\Delta\lambda \AA$ par rapport au centre de la raie, le nombre de pixels dont il faut se décaler dépend de la taille des pixels de la caméra. L'abaque ci-dessous fournit le décalage en nombre de pixels pour un décalage en longueur d'onde de 0.5, 1.0, 1.5, 2.0, 2.5 et 3.0 Å et pour un capteur à pixels de 0.0024 mm ; si votre capteur a des pixels différents, de taille p en mm, il suffit de multiplier la lecture faite ci-dessous par (0.0024/p).

<figure><img src="image_4.png" /><figcaption>Décalage spectral en nombre de pixels pour un décalage en longueur d'onde donné</figcaption></figure>
Le graphique ci-dessous permet de lire la résolution spectrale (mot clef WAVEBAND) pour les deux fentes possibles ainsi que le pixel d'échantillonnage du spectre (mot clef WAVESAMP, pour 3 tailles de pixels caméra, 2.0, 2.4 et 2.9 microns ; pour toute autre taille p en microns, utiliser le résultat pour 2.0 microns et faire une règle de trois en multipliant le résultat lu par (2.0/p).

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

Résolution spectrale pour des fentes de 7 et de 10 microns (courbes noires) et pixel d'échantillonnage du spectre pour des caméras à pixels de 2.0, 2.4 et 2.9 micromètres, en fonction de la longueur d'onde. Les raies CaII H/K et Hα sont positionnées. La limite théorique de résolution est la droite λ/60000.

## IV - SHG700

La dispersion d du SHG700 en mm/Å est donnée par la figure ci-dessous dans l'ordre 1, on y a indiqué les raies CaII H/K et la raie Hα. Connaissant la taille du pixel p de la caméra en mm, le pixel spectral (mot clef WAVESAMP) qui échantillonne les profils des raies vaut (p/d) en Å.

<figure><img src="image_6.png" /></figure>

Dispersion du SHG700 en fonction de la longueur d'onde
Si l'on veut générer un spectrohéliogramme décalé en longueur d'onde de $\Delta\lambda \AA$ par rapport au centre de la raie, le nombre de pixels dont il faut se décaler dépend de la taille des pixels de la caméra. L'abaque ci-dessous fournit le décalage en nombre de pixels pour un décalage en longueur d'onde de 0.5, 1.0, 1.5, 2.0, 2.5 et 3.0 Å avec un capteur à pixels de 0.0024 mm ; si votre capteur a des pixels différents de taille p en mm, il suffit de multiplier la lecture faite ci-dessous par (0.0024/p).

<figure><img src="image_7.png" /><figcaption>Décalage spectral en nombre de pixels pour un décalage en longueur d'onde donné</figcaption></figure>

L'abaque ci-dessous permet de lire la résolution spectrale (mot clef WAVEBAND) ainsi que le pixel d'échantillonnage du spectre (mot clef WAVESAMP), pour 3 tailles de pixels caméra, 2.0, 2.4 et 2.9 microns ; pour toute autre taille p en microns, utiliser le résultat pour 2.0 microns et faire une règle de trois en multipliant le résultat lu par (2.0/p).

<figure><img src="image_8.png" /><figcaption>Résolution spectrale (courbe noire) et pixel d'échantillonnage du spectre pour des caméras à pixels de 2.0, 2.4 et 2.9 micromètres selon la longueur d'onde. Les raies CaII H/K et Hα sont placées. La limite théorique de résolution est la droite $\lambda/60000$.</figcaption></figure>
# V - SUNSCAN

La dispersion d du SUNSCAN en mm/Å est donnée par la figure ci-dessous dans l'ordre 1, on y a positionné les raies CaII H/K et la raie Hα. Connaissant la taille du pixel p de la caméra en mm, le pixel spectral (mot clef WAVESAMP) qui échantillonne les profils des raies vaut (p/d) en Å.

<figure><img src="image_9.png" /><figcaption>Dispersion du SUNSCAN selon la longueur d'onde</figcaption></figure>

Si l'on veut générer un spectrohéliogramme décalé en longueur d'onde de $\Delta\lambda \AA$ par rapport au centre de la raie, le nombre de pixels dont il faut se décaler dépend de la taille des pixels de la caméra. L'abaque ci-dessous fournit le décalage en nombre de pixels pour un décalage en longueur d'onde de 0.5, 1.0, 1.5, 2.0, 2.5 et 3.0 Å pour un capteur à pixels de 0.00155 mm ; si votre capteur a des pixels différents de taille p en mm, il suffit de multiplier la lecture faite ci-dessous par (0.00155/p).

<figure><img src="image_10.png" /><figcaption>Décalage spectral en nombre de pixels pour un décalage en longueur d'onde donné</figcaption></figure>
Le graphique ci-dessous permet de lire la résolution spectrale (mot clef WAVEBAND) pour les deux fentes possibles ainsi que le pixel d'échantillonnage du spectre (mot clef WAVESAMP), pour le pixel caméra de 1.55 microns ; pour toute autre taille p en microns, utiliser le résultat et faire une règle de trois en multipliant le résultat lu par (1.55/p).

<figure><img src="image_11.png" /></figure>

Résolution spectrale pour des fentes de 7 et de 10 microns (courbes noires) et pixel d'échantillonnage du spectre pour une caméra à pixels de 1.55 micromètres, en fonction de la longueur d'onde. Les raies CaII H/K et Hα sont positionnées. La limite théorique de résolution est la droite λ/60000, en supposant le réseau couvert (25 mm à 2400 traits/mm).

# VI – CONCLUSION

Quelque soit le spectrographe choisi, SOLEX, SHG700 ou SUNSCAN, avec fente de 7 ou de 10 microns, vous êtes certains d'obtenir de très bons résultats dans la raie Hα de l'hydrogène avec des résolutions spectrales dans la gamme 0.11-0.17 Angström, ce qui est nettement mieux qu'un filtre Fabry Pérot, et même au dessus du spectrohéliographe de Meudon. Par contre, dans les raies H et K de CaII, la résolution sera dans la gamme 0.25-0.38 Angström, toujours bien meilleur qu'un filtre, mais un peu moins bon qu'à Meudon, qui a fait de ces raies plus rarement observées sa vraie spécialité. Grâce à la collaboration PRO-AM, la couverture Hα en France atteint 100% avec au moins une observation dans un site. C'est une belle performance sous nos latitudes que nous devons à l'investissement des astronomers amateurs et de Florence Cornu à Meudon.