# 150 ans d'instrumentation solaire sol à l'Observatoire de Meudon (1876-2026)

Jean-Marie Malherbe

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Jean-Marie Malherbe. 150 ans d'instrumentation solaire sol à l'Observatoire de Meudon (1876-2026). 2026. hal-05466472

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# 150 ans d'instrumentation solaire sol à l'Observatoire de Meudon (1876-2026)

Jean-Marie Malherbe, astronome émérite (Jean-marie.Malherbe@obspm.fr)

LIRA - Observatoire de Paris - Université de Paris Sciences et lettres (OP-PSL)

19 Janvier 2026

## Résumé

Le Soleil est observé à la lunette depuis quatre siècles. Cependant, son étude a fait un bond prodigieux à la fin du XIXᵉ siècle avec l'apparition de la photographie et de la spectroscopie, puis au début du siècle suivant avec l'invention du coronographe et des filtres monochromatiques, et enfin dans la seconde moitié du XXᵉ avec l'avènement des grands télescopes au sol et de l'exploration spatiale. Cet article retrace les grandes étapes des développements instrumentaux solaires à Meudon, depuis sa fondation par Jules Janssen en 1876 jusqu'à nos jours, en se limitant à l'instrumentation sol ou ballon, conçue à Meudon et installée à Meudon ou en d'autres lieux (Nançay, Pic du Midi, Canaries). Les Meudonnais ont joué un rôle pionnier dans l'histoire de la physique solaire par l'expérimentation de techniques innovantes. Après l'âge d'or des inventions, vint le temps des grands instruments, étudiés à Meudon mais souvent installés dans des sites plus favorables, et celui du spatial, dans un cadre de collaboration internationale, mais que nous n'abordons pas ici.

**Mots clef** : Soleil, physique solaire, instrumentation, observation, imagerie, spectroscopie, radio, visible, télescope, lunette, spectrographe, ballon, histoire des sciences

## Introduction

La section 1 de cet article présente l'essentiel à savoir sur l'étoile Soleil, permettant de comprendre ensuite le cheminement des idées et des connaissances en matière de progrès techniques et instrumentaux associés. La section 2 décrit les avancées majeures de la période précédant l'installation de Janssen à Meudon en 1876 ; la section 3 fournit une brève histoire du domaine royal de Meudon et la section 4 la période Janssen jusqu'en 1907. La section 5 est consacrée à l'œuvre de Deslandres et d'Azambuja en imagerie spectroscopique, activité toujours vivante de nos jours. La section 6 résume la période Lyot avec l'introduction de la coronographie et de la polarimétrie, développée ensuite par Dollfus, Charvin et Leroy dans les années 60 (section 7). La coronographie profonde a suscité la fondation de la station de Saint Véran en 1974 par Felenbok (section 8). Elle a aussi été l'objet de vols totalement innovants en ballon par Dollfus en 1956-1957 (Section 9). La magnétographie (mesure du champ magnétique solaire) a démarré après 1960 et est présentée dans la section 10, l'expertise acquise ayant débouché sur la réalisation du grand télescope THEMIS aux Canaries en 1999, toujours actif, sous la direction de Rayrole. La spectroscopie à haute résolution spatiale a motivé plusieurs réalisations dont le spectrographe de 9 m en 1959 (Section 11) sous l'impulsion de Michard puis le spectro tourelle au Pic du Midi en 1980 par Mouradian (section 12). La construction de la tour solaire de Meudon en 1970 fut le point de départ d'une grande épopée en spectro imagerie 2D, la technique DPSM déclinée par Mein successivement sur 5 lunettes ou télescopes (Section 13). Enfin, on aborde la naissance de la radioastronomie solaire à Nançay (section 14) sous l'égide de Denisse, Steinberg puis Pick après 1953.

Il ne peut être question de citer exhaustivement toutes les réalisations instrumentales menées à bien durant ces 150 années à Meudon car elles sont trop nombreuses. Durant cette période, l'observatoire, rattaché entre temps à celui de Paris en 1926, joua un rôle moteur, innovant et mondialement reconnu en physique solaire, avec l'introduction de la spectroscopie, l'invention du coronographe et des filtres biréfringents, la
polarimétrie, les techniques de magnétographie, le démarrage de la radioastronomie et les débuts de l'exploration en ballon, prémices de l'ère spatiale bien affirmée à l'observatoire aujpurd'hui.

# 1 - Qu'est-ce que le Soleil ?

Le Soleil est une étoile banale dans notre galaxie. Il s'agit d'une sphère de gaz chauds dont le diamètre vaut 110 fois celui de la Terre, et la masse 300 000 fois celle de notre planète. Le Soleil est composé à 90% d'Hydrogène, le reste étant de l'Hélium. La majorité des éléments terrestres, comme les métaux, existent cependant en traces dans le Soleil, mais à l'état gazeux en raison de la température de surface de 6000 degrés. La structure interne du Soleil est opaque, donc inobservable. Le cœur solaire, à haute température et pression, est un « réacteur nucléaire » qui fusionne l'Hydrogène en Hélium, la perte de masse correspondante (4 millions de tonnes/s) produisant la puissance rayonnée par l'étoile dans tout l'espace (3.86 $10^{26}$ W). La Terre, hors atmosphère, reçoit 1.75 $10^{17}$ W soit un flux de 1365 W/m². On estime l'âge du Soleil à 5 milliards d'années, il serait à mi vie. Seule la surface, appelée photosphère, et son atmosphère sont observables au télescope. La photosphère, à 5800 degrés, dévoile des taches (figure 1) qui sont des régions de champ magnétique concentré (0.1 à 0.25 T). La chromosphère, juste au dessus, est partiellement ionisée et plus ténue. Elle n'est visible qu'en spectroscopie, on y voit des filaments sombres et des zones brillantes, les facules (figure 1). Sa température est de 8000 degrés. Le Soleil est entouré par une vaste couronne, gloire peu lumineuse qui n'apparaît que lors des éclipses totales. Elle se compose de particules chargées (électrons, protons, ions) qui s'échappent en permanence du Soleil en constituant le vent solaire. Il baigne le milieu interplanétaire et engendre une autre perte de masse de quelques millions de tonnes/s. La couronne est très chaude (plus d'un million de degrés), donc totalement ionisée, mais très ténue. Les électrons (légers) s'en échappent car leur agitation thermique vainc la gravité (vitesse de libération) ; en s'échappant, ils créent un champ électrique qui accélère les protons (1860 fois plus lourds) et ils forment ensemble le vent solaire qui circule à 500 km/s.

Le Soleil est une étoile variable, en ce sens que son flux lumineux varie d'un millième avec une périodicité de 11 ans. Cette variation de luminosité est liée à l'apparition cyclique de taches et facules magnétisées (figure 2), avec des cycles faibles ou forts. La surface tachée est faible ou nulle lors des minima, par contre elle peut atteindre quelques millièmes du disque (figure 3) lors des maxima. Les régions actives (taches et facules) sont souvent instables aux maxima, libérant le surplus d'énergie magnétique qu'elles stockent sous forme d'éruptions et éjections violentes de matière, pouvant se répandre dans le milieu interplanétaire et croiser la Terre. C'est de l'interaction Soleil Terre que proviennent les aurores boréales, qui existent aussi sur les planètes (Jupiter, Saturne, Uranus) possédant une atmosphère et un champ magnétique.

<figure><img src="image_2.png" /><figcaption>**Figure 1** : La surface du Soleil ou photosphère avec ses taches (à gauche), et la chromosphère, couche située juste au dessus de la photosphère, visible seulement en spectroscopie, avec ses filaments sombres et plages faculaires brillantes (à droite). Toutes ces structures sont plus ou moins magnétisées. Crédit OP.</figcaption></figure>
L'observation du Soleil, de Galilée jusqu'au milieu du XIXᵉ siècle, a essentiellement consisté à étudier les mouvements des taches. Leur relevé est devenu très régulier à partir de 1750, ce qui a permis à l'allemand Heinrich Schwabe de découvrir l'existence du cycle de 11 ans vers 1850. Cependant, les relevés du XVIIᵉ siècle, plus sporadiques, ont montré l'existence d'un minimum anormalement prolongé, dit minimum de Maunder (son découvreur) entre 1650 et 1700 ; d'autres minima profonds, mais moins durables ont été remarqués par Gleissberg avec une périodicité grossière de 100 ans (figure 2). Le cycle de 11 ans est donc modulé. Le cycle magnétique dure 22 ans (renversement de la polarité des pôles tous les 11 ans lors des maxima), il a été découvert par George Hale aux USA, au début du XXᵉ siècle, une dizaine d'années après qu'il ait compris la nature magnétique des taches (1908) en y remarquant l'effet Zeeman dans leur spectre.

<figure><img src="image_3.png" /><figcaption>Figure 2 : comptage des taches depuis 1700. Le cycle de 11 ans est modulé par un cycle de période plus longue, encore mal connu, autour de 100 ans. Crédit SIDC, observatoire royal de Bruxelles.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_4.png" /><figcaption>Figure 3 : extrait de la collection d'images monochromatiques de Meudon dans les raies de l'Hydrogène et du Calcium, vision à plusieurs altitudes (en haut la chromosphère et ses filaments, en bas la photosphère et ses taches), sur trois cycles solaires. Crédit OP.</figcaption></figure>

## 2 – Jules Janssen entre en scène (1868)

Jusqu'au milieu du XIXᵉ siècle, le dessin était de rigueur en observation solaire. La première photographie en lumière blanche remonte à 1845, elle est attribuée à Léon Foucault et Hippolyte Fizeau à Paris avec le procédé du daguerréotype (figure 4). L'apparition de la photographie constitua une première révolution dans l'histoire de la physique solaire, parce qu'elle permettait désormais une conservation objective des observations, contrairement aux dessins dans lesquels figure une interprétation personnelle de l'observateur. Dans la foulée, l'anglais Warren de la Rue effectua la première photographie d'une éclipse solaire (1860) en Espagne (figure 5), à l'aide de son photohéliographe, un instrument spécialement conçu pour l'imagerie du Soleil en lumière blanche sur plaque photographique.

On doit à Jules Janssen (figure 6) l'introduction de l'astronomie physique en France, nouvelle science appelée aujourd'hui astrophysique, et dont le but est l'étude physico chimique des astres (constitution et nature physique). En effet, l'observatoire de Paris se consacrait essentiellement à la mécanique céleste (description et
étude du mouvement des astres). Janssen, inspiré par les travaux des premiers spectroscopistes comme Kirschoff ou Bunsen, appliqua la technique à l'astronomie, dans le but d'isoler la lumière des raies du spectre solaire, et donc d'étudier le milieu qui les forme, c'est-à-dire les couches atmosphériques qui sont inaccessibles à l'observation en lumière blanche. Janssen créa ainsi une seconde révolution lors de l'éclipse du 18 Août 1868 en Inde, à Guntoor (Launay, 2021), lorsqu'il démontra, avec Norman Lockyer, la possibilité d'observer les protubérances en tout temps, donc hors éclipse, grâce à la spectroscopie (Janssen, 1969a, 1969b).

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

**Figure 4 :** Première photographie du Soleil (en lumière blanche) par Léon Foucault et Hippolyte Fizeau (1845), à l'observatoire de Paris (procédé du daguerréotype). La photographie va alors se généraliser en astronomie, permettant un archivage des observations affranchi de l'interprétation personnelle de chaque observateur.

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

**Figure 5 :** première photographie d'une éclipse de Soleil (1860) par le britannique Warren de la Rue, en Espagne, avec son photohéliographe, spécialement conçu pour la photographie du Soleil. On voit les protubérances autour du limbe, structures d'Hydrogène dont la couleur naturelle est rouge, car elles émettent dans la raie Hα. Elles restent invisibles hors éclipse, sauf en spectroscopie, ce que Janssen découvrira en 1868.

Ainsi, le jour de l'éclipse, Janssen (figure 7) repéra visuellement, au bord du Soleil, une protubérance. Ces structures d'Hydrogène apparaissent naturellement à l'œil en rouge, lors d'une éclipse totale, car elles sont constituées d'Hydrogène. La couronne, 1000 fois moins dense, se dévoile également par diffusion de la lumière blanche du disque (diffusion Thomson par les électrons). Mais en dehors des éclipses, on ne voit plus ces structures, car leur luminosité est beaucoup trop faible par rapport à celle du disque (un million de fois moins pour la couronne proche). Le lendemain de l'éclipse, Janssen pointa son spectroscope en direction de la protubérance repérée lors de l'éclipse, et celle-ci apparut dans la raie rouge du spectre, dite Hα de l'Hydrogène. Grande découverte ! Janssen a trouvé une méthode permettant d'observer, grâce à la spectroscopie, les structures de l'atmosphère solaire qui se dérobent à la vision en dehors des éclipses. Cette avancée a un retentissement mondial, car elle est à l'origine de toutes les techniques d'étude des raies spectrales et d'imagerie monochromatique permettant le sondage des atmosphères en altitude. La spectroscopie va donc permettre de faire davantage de physique. Janssen sera reçu à l'Académie des sciences en 1873.
<figure><img src="image_7.png" /></figure>

**Figure 6** : Jules Janssen (1824-1907), crédit OP. Janssen fonda l'observatoire de Meudon en 1876. Un vrai « baroudeur » ou « globetrotter » de la physique céleste, comme l'explique Françoise Launay dans son livre paru en 2008 chez Vuibert et qui retrace son œuvre (Launay, 2008). Les nombreuses publications de Janssen ont été compilées par Henri Dehérain et publiées dans un ouvrage à deux tomes (Dehérain, 1929, 1930).

<figure><img src="image_8.png" /><figcaption>Figure 7</figcaption></figure>

A gauche, dessins de l'éclipse de 1868, montrant la couronne blanche et les protubérances rouges du bord solaire. Couronne et protubérances ne sont visibles à l'œil que lors des éclipses.

A droite, un exemple récent de protubérance vue dans la lumière de la raie rouge Hα de l'Hydrogène, hors éclipse, grâce à la spectroscopie à balayage de fente, dispositif en fonctionnement quotidien à Meudon.

Crédit OP.

<figure><img src="image_9.png" /></figure>

Au cours de cette même éclipse, une raie jaune inconnue apparut dans le spectre du limbe solaire. Janssen le constata mais n'y prêta guère attention, c'est Lockyer qui trouva là un nouvel élément baptisé Hélium, encore inconnu sur Terre ; c'est la seconde découverte majeure de la spectroscopie solaire !

Janssen mit ensuite au point une lunette d'observation du Soleil en lumière blanche (figures 8 et 9) et conçut un appareil spécial (figure 9, à gauche) pour l'observation du passage de Vénus devant le Soleil, en Décembre 1874, visible du Japon, permettant d'améliorer le calcul de la distance Soleil Terre. Il s'agit du premier appareil de chronophotographie, qu'on peut considérer comme l'un des ancêtres du cinématographe qui viendra plus tard. Ce dispositif, baptisé « révolver photographique », comportait une surface sensible sous la forme d'une couronne circulaire rotative comportant 48 secteurs, donc pouvant prendre 48 vues successives d'un phénomène rapide comme les points de contact entre Vénus et le limbe solaire.
<figure><img src="image_10.png" /><figcaption>**Figure 8 :** image prise par Janssen le 20 Juillet 1874, bien avant l'installation à Meudon. Crédit Gallica/BNF.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_11.png" /><figcaption>**Figure 9 :** Janssen, le révolver photographique (crédit OP) et la lunette solaire d'observation du passage de Vénus, fin 1874. A noter que le support en bois sera récupéré pour porter une lunette de bien meilleure qualité optique à partir de 1876 à Meudon.</figcaption></figure>

Fort de ces beaux succès, en spectroscopie et en imagerie, Janssen considérait que le besoin d'un nouvel observatoire tout entier dédié à l'astronomie physique devenait impérieux, et c'est ainsi qu'il obtint de l'Etat l'affectation de l'ancien domaine royal de Meudon à l'astronomie, fin 1875. A cet endroit qui domine Paris, dans la campagne (la ville l'a dévorée depuis !), encore occupé par l'armée, Janssen y trouva le château neuf du Grand Dauphin dévasté en 1870 par un incendie lors d'un bombardement des Prussiens. Il entreprit sa transformation en observatoire, projet qui dura près de 20 ans.
### 3 – Bref historique du domaine royal de Meudon

En 1693, Monseigneur ou le Grand Dauphin, fils aîné du roi Louis XIV, hérita du château de Choisy. Cependant, le château de Meudon, à proximité de Versailles et Paris, plus digne d'un futur roi, suscitait la convoitise de Louis XIV qui l'acheta et l'échangea avec la veuve de son propriétaire, le marquis de Louvois, surintendant des bâtiments du Roi. Le château, avec sa forme classique en U (figures 10 à 14), était magnifique et bénéficiait d'un immense domaine. Construit à la Renaissance, il fut modernisé vers 1650 par Le Vau.

<figure><img src="image_12.png" /><figcaption>Figure 10 : le château de Meudon et sa cour d'honneur. Crédit Gallica/BNF.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_13.png" /><figcaption>Figure 11 : le château de Meudon côté orangerie et le bassin hexagonal de Chalais. A gauche, à flanc de coteau, un pavillon Renaissance fait office de Grotte. Crédit château de Versailles.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_14.png" /><figcaption>**Figure 12** : le château de Meudon, la Grotte Renaissance, l'orangerie et le village de Meudon à droite. Crédit château de Versailles.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_15.png" /><figcaption>**Figure 13** : le château de Meudon et sa cour d'honneur, dit château vieux, et le château neuf au fond à droite, construit sur l'emplacement de la Grotte qui fut démolie. Crédit château de Versailles.</figcaption></figure>

Monseigneur, sacrifiant la Grotte Renaissance, fit construire entre 1706 et 1709 par Hardouin Mansart le Château neuf au même emplacement, dans le but d'y loger ses courtisans et invités. Les jardins furent
aménagés par Le Nôtre qui achèva la Grande Perspective, que l'on devine sur la figure 13 derrière le Château, et sur la figure 11. C'est l'âge d'or du château de Meudon. Malheureusement, Monseigneur attrapa la variole en 1711 et en déceda rapidement. Jamais roi, il fut oublié... Le château vieux fut ravagé par le feu en 1795 et démoli en 1804 sous Napoléon 1er. Quant au château neuf, il fut bombardé en 1870 (figure 15).

<figure><img src="image_16.png" /><figcaption>Figure 14 : le château neuf de Meudon (à gauche) et le château vieux (au fond). Crédit château de Versailles.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_17.png" /><figcaption>Figure 15 : le château neuf de Meudon ravagé par un incendie en 1870. Crédit château de Versailles.</figcaption></figure>
Janssen obtint l'affectation du domaine par l'Etat pour le transformer en observatoire fin 1875 et s'y installa en 1876, bien que le décret officiel remonte à 1879. Les ailes, irrécupérables, furent rasées (figure 16) et la partie centrale fut conservée et surmontée d'une grande coupole de 18 mètres de diamètre (figure 17). Elle abrite depuis 1893 la plus grande lunette d'Europe, composée en fait de deux lunettes superposées de 67 et 83 cm, 16 m de longueur focale. L'ensemble est décrit dans le tome 1 des annales par Janssen (1896).

<figure><img src="image_18.png" /><figcaption>Figure 16 : le Château neuf restructuré puis transformé en observatoire par Janssen. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_19.png" /><figcaption>Figure 17 : Grande coupole de Meudon en 1920 bâtie sur les ruines du Château neuf. Crédit Gallica/BNF.</figcaption></figure>
## 4 – Janssen à Meudon et installation de l'instrumentation solaire

Pendant les travaux de restauration du Château neuf et la construction de la grande coupole, qui durèrent 18 ans, Janssen était occupé par la mise en place et l'exploitation d'une lunette spécialement dédiée à la photographie de la surface solaire en lumière blanche (figures 18 à 20), d'optique optimisée par Adam Prazmowski (Lecocguen & Launay, 2005), de 2.2 m de focale. L'image primaire du Soleil (seulement 2 cm) était agrandie par un oculaire de projection sur des grandes plaques photographiques de 30 x 30 cm² en verre. Janssen développa un laboratoire photographique associé, avec un procédé au collodion humide, et inventa un obturateur à trappe pour minimiser les temps de pose (1/2000 s), et figer au mieux la turbulence atmosphérique (appareil réalisé par la maison Gautier).

<figure><img src="image_20.png" /><figcaption>Figure 18 : lunette solaire de Janssen dans le parc de Meudon, vers 1880. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_21.png" /><figcaption>Figure 19 : lunette solaire de Janssen dans le parc de Meudon à la fin du XIXème siècle. Elle était installée à ses débuts sur une monture roulante en bois. L'objectif avait 135 mm de diamètre pour 2.2 m de focale, mais un oculaire agrandissait considérablement les images pour utiliser des plaques de 30 x 30 cm² au foyer. Crédit OP.</figcaption></figure>
En pratique, les plaques photo étaient surtout sensibles dans le bleu, donc malgré l'observation en lumière blanche, le résultat donnait des images issues de la partie bleue du spectre, autour de la bande G du spectre de Fraunhofer, vers 430 nm de longueur d'onde. Pour cette raison, Prazmowski avait optimisé l'objectif de la lunette solaire de Janssen pour le bleu, pour une bande allant grosso modo de 400 nm à 460 nm.

<figure><img src="image_22.png" /><figcaption>**Figure 20** : lunette solaire de Janssen dans le parc de Meudon à gauche et transportée en Espagne (à droite) pour observer l'éclipse de 1905. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_23.png" /><figcaption>**Figure 21** : obturateur à trappe ultra rapide conçu par Janssen pour l'imagerie solaire. Crédit OP.</figcaption></figure>

C'est grâce à l'obturateur de la figure 21 que Janssen put figer la turbulence atmosphérique et réalisa avec ses assistants 6000 clichés dont malheureusement seulement 1 % sont parvenus jusqu'à nous, le reste ayant été perdu ou malencontreusement détruit. Il s'agit des premières photographies très détaillées, à bonne résolution, de la surface solaire, en particulier de la granulation, signature de la convection sous jacente, qui est difficile à observer dans les sites de plaine en raison de la faible dimension de ses structures (1'' environ). Janssen publia un échantillon de 50 plaques dans son atlas de photographies solaires conservé à la bibliothèque de l'observatoire, et en ligne sur Gallica (Janssen, 1903). Parmi les clichés les plus anciens de la granulation, celui de la figure 22 est exceptionnel pour l'époque et pour le site de Meudon aujourd'hui très dégradé.
OBSERVATOIRE DE MEUDON

Surface solaire, 10 Octobre 1877, 9h36m (diamètre du disque o·92).

<figure><img src="image_24.png" /><figcaption>Figure 22 : Un bel exemple de photographie de la granulation solaire, 10 Octobre 1877. Crédit OP.</figcaption></figure>
Après ce travail de pionnier en imagerie du soleil à haute résolution, Janssen s'intéressa à la présence (ou non) d'oxygène dans le spectre solaire. On sait que l'atmosphère de la Terre, qui contient de la vapeur d'eau, du dioxygène et du diazote, contamine le spectre solaire par les raies de ces molécules, que l'on trouve souvent dans le rouge (bandes A, B). La question était de savoir si les raies de l'oxygène pouvaient également être d'origine solaire. La première idée que l'on peut avoir pour trancher une telle question consiste à s'élever, pour diminuer l'épaisseur d'atmosphère terrestre au dessus de l'observateur, et ainsi provoquer l'effacement progressif des raies telluriques au fur et à mesure que l'on monte (celles d'origine solaire ne variant pas). Janssen entreprit donc de transporter son spectroscope au Mont Blanc, sur les pentes duquel Joseph Vallot faisait déjà de la glaciologie avec son observatoire situé à 4350 m. C'est ainsi qu'une première incursion dans le massif (1888) amena Janssen au refuge des Grands Mulets à 3050 m. En 1890, il réalisa sa première ascension, dans des conditions épiques. Ses difficultés de locomotion et les péripéties de l'ascension au travers des glaciers complexes et crevassés ne le firent pas reculer : il envisagea de voyager assis dans une chaise échelle ou en traineau avec l'assistance de 12 guides et de porteurs (figure 23). Faisant étape à l'observatoire Vallot, Janssen parvint au sommet, fut frappé par son vaste horizon, et décida la construction d'un observatoire, qui aurait pu être pérenne s'il avait pu bénéficier de fondations rocheuses, ce qui ne fut pas le cas.

<figure><img src="image_25.png" /><figcaption>Figure 23 : ascension épique, en traineau, de Janssen au Mont Blanc. Crédit J.-M. Malherbe.</figcaption></figure>

Face à l'impossibilité d'une assise solide, Janssen se résolut à poser son observatoire directement dans la glace du sommet. L'édifice de bois (figure 24) fut conçu et construit à Meudon avant son transport en pièces détachées. Il y avait deux niveaux, le niveau bas devant être enfoui dans la neige (figures 26 et 27). Des vérins permettaient d'ajuster l'assise du bâtiment. La tourelle servait aux observations météo (un météorographe enregistreur à longue marche de Jules Richard y fut placé à demeure). La grande lunette (figure 25, objectif des frères Henry) de 30 cm de diamètre et 5 m de focale était alimentée en lumière par un sidérostat polaire (miroir plan de 60 cm) installé devant son objectif, l'axe de la lunette restant fixe et parallèle à l'axe de rotation de la Terre. La lunette dépassait d'un côté ; on observait depuis le niveau inférieur. Janssen vint l'inaugurer en 1893 et y remonta en 1895. En réalité, il n'utilisait pas lui-même la grande lunette pour ses observations du spectre solaire, mais un spectroscope Duboscq qu'il emportait toujours avec lui. Il constata une diminution de l'intensité des raies de l'oxygène avec l'altitude. On sait aujourd'hui qu'il y a bien de l'oxygène dans l'atmosphère solaire, mais sous forme monoatomique ou d'ions. La lunette fut pourvue d'un spectrographe de 1 m à réseau en 1904. Milan Stefanik, cofondateur de la république tchécoslovaque, s'y rendit plusieurs fois.
<figure><img src="image_26.png" /><figcaption>Fig. 1. — Partie oculaire de la lunette, portant le spectroscope à monture d'aluminium.</figcaption></figure>

**Figure 24** : l'observatoire du mont Blanc construit et testé à Meudon avant son transport à dos d'homme ou en traineau au sommet. A droite le petit spectrographe de 1 m. Crédit OP.

<figure><img src="image_27.png" /></figure>

**Figure 25** : la grande lunette polaire de 30 cm de diamètre, 5 m de longueur focale (1893) construite dans la cour des Communs à Meudon. Il y a un double tube, l'un rotatif autour de son axe. Crédit OP.
L'observatoire du Mont Blanc fonctionna jusqu'en 1909 (deux ans après la mort de Janssen), avec de nombreuses expéditions, souvent astronomiques, mais parfois pluridisciplinaires. Subissant la pression et le mouvement des glaces, il finit sa vie disloqué, ce qui provoqua son abandon.

<figure><img src="image_28.png" /><figcaption>Figure 26 : l'observatoire du mont Blanc posé sur la glace sommitale. La tourelle sert aux mesures météorologiques. côtés Ouest et Nord. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_29.png" /><figcaption>Figure 27 : l'observatoire du mont Blanc. La grande lunette, fixe, dépasse à droite. Crédit OP.</figcaption></figure>
## 5 – Deslandres, d'Azambuja et l'imagerie spectroscopique du Soleil

Pendant que Janssen s'affairait au Mont Blanc, Henri Deslandres (futur académicien, figure 28) fut engagé en 1888 à l'observatoire de Paris par l'amiral Ernest Mouchez, le directeur, pour y fonder un laboratoire de spectroscopie. C'est tout naturellement qu'il se tourna vers la spectroscopie solaire où tout était à développer. Il se souvint que Janssen, après l'éclipse de 1868, avait énoncé le principe du spectrohélioscope, ou spectrographe imageur monochromatique par balayage de fente (Janssen 1869c) : « en faisant tourner le spectrographe sur son axe, la fente d'entrée balaie la surface solaire, et en plaçant dans le spectre une seconde fente isolant une raie spectrale bien choisie, une image monochromatique se forme sur la rétine à travers un oculaire ». Il faut pour cela bénéficier de la persistance rétinienne, donc tourner le spectroscope suffisamment vite (celui de Janssen avait une manivelle). Si l'on remplace l'œil par une plaque photosensible, on a réalisé un spectrohéliographe enregistreur. Telle était l'idée de Janssen, énoncée en 1869, reprise et améliorée par Deslandres à Paris, mais également par George Hale aux USA, de manière indépendante. C'est ainsi que naquit le spectrohéliographe, donnant à Paris ses premières images monochromatiques du Soleil dès 1893 (qu'on appelle spectrohéliogrammes), et les premiers enregistrements des protubérances dès 1894 (figure 29).

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

**Figure 28** : Henri Deslandres (1853-1948). Crédit OP. Inventeur du spectrohéliographe en 1893 à Paris, il déménagea à Meudon en 1898 où installa ses appareils puis mit en chantier un grand spectrohéliographe quadruple (1907) qu'il réalisa avec son élève Lucien d'Azambuja. Ce dernier fut chargé d'organiser un service d'observations quotidiennes du Soleil dès 1908, qu'il développa et qui perdure aujourd'hui. Deslandres revint à Paris en 1926 pour être nommé directeur de la fusion des deux établissements de Paris et de Meudon. L'épopée du spectrohéliographe de Deslandres est décrite en détails par Dollfus (2003a, 2003b, 2005).

<figure><img src="image_31.png" /></figure>

**Figure 29** : Premiers spectrohéliogrammes ou images monochromatiques faites à Paris en 1893 et 1894 par Henri Deslandres. La raie choisie est la raie violette « K » du calcium ionisé. L'image de gauche montre les régions actives entourées de plages brillantes, celle de droite (avec un simple masque sur le disque solaire pour éviter la surexposition) révèle les protubérances au limbe. Crédit OP.
Pensant trouver plus de place et de moyens à Meudon qu'à Paris, Deslandres y déménagea en 1898 avec ses instruments qui prirent place dans le bâtiment du petit sidérostat (figure 30). En position fixe dans le laboratoire, ils étaient alimentés en lumière solaire par un sidérostat polaire (figure 31).

<figure><img src="image_32.png" /><figcaption>Figure 30 : bâtiment du petit sidérostat où Deslandres installa ses instruments en 1898. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_33.png" /><figcaption>Figure 31 : le petit sidérostat polaire alimentant les instruments solaires fixes en 1898. Crédit OP.</figcaption></figure>
Il y avait à l'époque (figure 32) deux spectrohéliographes décrits par Deslandres (1910) :

- le *spectrohéliographe des formes* enregistrant la morphologie des structures chromosphériques dans le cœur d'une raie spectrale comme CaII K, utilisant une fente de sortie fine. La surface solaire était balayée par un déplacement continu du spectrographe sur des rails.

- le *spectrohéliographe des vitesses*, à fente de sortie large enregistrant le spectre complet d'une raie comme CaII K, dans le but de déceler les mouvements de matière par effet Doppler sur les profils. La surface solaire était alors couverte par sections, avec un déplacement discontinu du spectrographe sur ses rails. Environ 80 sections étaient enregistrées sur la plaque photo par pas de 30'' sur le soleil.

<figure><img src="image_34.png" /><figcaption>**Figure 32** : le spectrohéliographe des vitesses (à gauche) et le spectrohéliographe des formes (à droite) en 1898. La fente d'entrée balayait le soleil par translation des spectrographes sur des rails. Crédit OP.</figcaption></figure>

Deslandres embaucha un assistant en 1899, Lucien d'Azambuja (figure 33), âgé de seulement 15 ans, et mit en chantier avec lui la réalisation d'un grand spectrohéliographe quadruple (figures 34 à 37), qui fut achevé en 1908, et qui était destiné à la fois aux observations quotidiennes et aux recherches scientifiques de pointe. D'Azambuja (1020a, 1920b) a décrit en détails cet instrument puissant.

<figure><img src="image_35.png" /><figcaption>**Figure 33** : Lucien d'Azambuja (1884-1970), « embauché par Deslandres à 15 ans, était un homme pas très grand, toujours tiré à quatre épingles, costume trois pièces, chemise à col dur, regard pétillant derrière ses lorgnons. Excellent instrumentaliste, il était intraitable sur le service... ». D'Azambuja fit sa thèse sur les observations du spectrohéliographe quadruple qu'il présente en même temps (D'Azambuja, 1930). Il resta 60 ans à Meudon, jusqu'à la retraite de son épouse en 1959. Il avait alors 75 ans. Carrière d'une longueur incroyable aujourd'hui ! Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_36.png" /></figure>

**Figure 34** : le grand spectrographe quadruple de Deslandres et d'Azambuja (1908). Spectrographes I et II : observations systématiques des raies Hα et CaII K (3 m de focale). Spectrographes III et IV : observations de recherche, le spectrographe IV à miroir sphérique a 7 m de focale. Sa longueur fait 14 m. Le collimateur est commun à toutes les combinaisons (1.3 m de focale). L'objectif d'entrée a 4 m de focale. L'ensemble est alimenté par le coélostat à deux miroirs de 40 et 50 cm de la figure 35. Crédit OP.

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

**Figure 35** : coélostat à deux miroirs alimentant l'objectif de 4 m du grand spectrographe quadruple de Deslandres et d'Azambuja (1908). Crédit OP.
<figure><img src="image_38.png" /></figure>

<figure><img src="image_39.png" /></figure>

**Figure 36** : le grand spectrohéliographe quadruple de 1908 dans sa version dédiée aux observations systématiques. Deux chambres de 3 m pour Hydrogène et Calcium. Il y avait deux éléments dispersifs, un train de 3 prismes (Call K) et un réseau plan de Rowland (Hα). On voit en avant l'objectif imageur O du Soleil, commun à toutes les chambres, de 4 m de distance focale. Il était en translation droite/gauche pour déplacer le Soleil à vitesse constante sur la fente du spectrographe (moteur M). On voit le porte plaques 13 x 18 cm² (P et moteur M') pour Hα et la fente de sortie associée F' dans le spectre. F est la fente d'entrée commune. L'instrument actuel garde les principes de base mais a été rénové à plusieurs reprises. Crédit OP.
<figure><img src="image_40.png" /></figure>

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

**Figure 37** : le grand spectrohéliographe quadruple de 1908 dans sa version dédiée aux observations de recherche. Une chambre concave de 7 m de focale et deux éléments dispersifs, un train de 3 prismes et un réseau plan de Rowland. F est la fente d'entrée. M1 est un miroir plan ; M2 un miroir concave de 7 m de focale. Le spectre se forme en F4. L'ensemble constitué de M3 (second miroir concave de 7 m) et d'un objectif (p, q, r ou s) est un réducteur afocal. P' est un prisme sélectionneur d'ordre d'interférence. Crédit OP.
D'azambuja fut chargé d'organiser un service d'observations quotidiennes et systématiques dès 1908 (figures 38 et 39). On enregistrait des images de l'atmosphère solaire dans deux raies, du Calcium et de l'Hydrogène, qui donnent une vision synthétique des phénomènes en cours. En 2026, ce service est toujours actif, mais il est numérique depuis l'an 2000. Il a enregistré plus de cent mille clichés, les plaques de verre et les plans film 13 x 18 cm² anciens ayant été passés au scanner. Marguerite d'Azambuja succéda à Lucien, son mari, à la tête du service lors de son départ en retraite en 1954 ; elle-même partit en 1959, et c'est Marie-Joséphe Martres qui continua, avec Gualtiero Olivieri jusqu'en 1990; puis Elisabeth Nesme-Ribes jusqu'à 1996 suivie par Jean-Marie Malherbe ; actuellement c'est Guillaume Aulanier qui est en charge du service.

<figure><img src="image_42.png" /></figure>

**Figure 38** : Lucien d'Azambuja en observations en 1921. A gauche, la chambre Calcium, à droite la chambre Hydrogène $H_α$, on distingue les fentes associées dans le spectre et les porte-plaques. Crédit Gallica/BNF.

<figure><img src="image_43.png" /></figure>

**Figure 39** : Les premiers spectrohéliogrammes de l'immense collection du spectrohéliographe de Meudon (1908-2026), à gauche en Calcium (1908) et à droite dans l'Hydrogène $H_α$ (1909). Crédit OP.

Jusqu'en 1939, les observations systématiques étaient celles de la figure 40. On faisait des clichés quotidiens en CaII K1v (aile violette de la raie), CaII K3 (centre raie) et $H_α$, ainsi qu'un spectrohéliogramme par sections (80 spectres complets par pas de 30'') pour la mesure des vitesses radiales. Ce dernier, demandant
beaucoup trop de travail d'analyse, a été abandonné par manque de personnel à la seconde guerre mondiale au profit d'un CaII K3 longue pose pour faire sortir les protubérances au limbe.

<figure><img src="image_44.png" /></figure>

**Figure 40** : Les spectrohéliogrammes des formes selon les raies dévoilent les couches de l'atmosphère solaire. En bas à gauche, le spectrohéliogramme par sections des vitesses radiales. Crédit OP.

## 6 – Lyot, la coronographie et l'imagerie monochromatique

Entre 1930 et 1950, c'est Bernard Lyot (1899-1952, figure 41) qui va s'illustrer avec deux inventions remarquables qui ont fait le tour du monde astronomique et qui équipent encore aujourd'hui bien des instruments au sol et dans l'espace : il s'agit du coronographe et du filtre monochromatique.

<figure><img src="image_45.png" /><figcaption>**Figure 41**
Bernard Lyot (cliché Harcourt) et son premier coronographe, fixé ici en 1930 sur la monture de la carte du ciel à Paris. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_46.png" /></figure>
On dit de Lyot qu'il était « un homme charmant et timide malgré sa célébrité (il était devenu académicien). Sa distraction était proverbieale, s'il vous empruntait quelque chose, il valait mieux le suivre et récupérer l'objet avant qu'il n'ait fait le voyage du Pic du Midi... ». Le coronographe (figure 42) vit le jour en 1930 à Meudon (Lyot, 1932). On sait que jusqu'ici, la couronne solaire n'était observable qu'au cours des éclipses totales. Le coronographe est un instrument dont la formule optique est spécialement conçue et optimisée pour observer la basse couronne solaire (un million de fois moins lumineuse que le disque), en dehors des éclipses, à condition de bénéficier d'un ciel pur qu'on ne trouve qu'en haute montagne. C'est la raison pour laquelle l'appareil fut conçu à Meudon, mais testé et utilisé au Pic du Midi à 2870 m. Cependant, Lyot compléta en 1950 le coronographe par un coronomètre capable d'isoler la composante lumineuse polarisée linéairement de la couronne, permettant de l'observer même en plaine, ce qu'il réussit à Meudon.

<figure><img src="image_47.png" /><figcaption>Figure 42</figcaption></figure>

Coronographe de Lyot au Pic du Midi en 1936 et schéma de principe. A est l'objectif en verre très pur d'entrée. JB est un masque de réjection de diamètre égal à celui de l'image solaire. L'objectif C forme une image de la pupille en AA' qu'on diaphragme (anneaux de diffraction) et dont le centre est masqué par la pastille de Lyot E (élimination des défauts). F est un objectif imageur formant l'image coronale en BB'. Crédit OP.

<figure><img src="image_48.png" /></figure>

La seconde invention remonte à 1933, il s'agit du filtre monochromatique biréfringent (figures 43 et 44) formant un spectre cannelé, d'autant plus fin qu'il y a d'étages. Il est basé sur l'interférence du rayon ordinaire et du rayon extraordinaire en lumière rectiligne (Lyot, 1944). Si le coronographe permet d'observer la basse couronne en lumière blanche dans de bonnes conditions, il faut lui adjoindre un filtre permettant d'isoler les raies spectrales émises par les structures solaires visibles au limbe, issues des protubérances froides (raies de l'Hydrogène, 8000 degrés) ou des boucles magnétiques chaudes (raies du Fer hautement ionisé, 1 million de degrés, figure 45), sans quoi il n'est pas possible de les discerner. Le filtre est également capable d'isoler les raies d'absorption du disque solaire qui dévoilent les filaments sombres et les régions actives, mais reste moins sélectif que le spectrohéliographe de Deslandres et d'Azambuja, basé sur la spectroscopie. Ces deux inventions de Lyot ont révolutionné la physique solaire, elles ont été adoptées par la majorité des observatoires dans le monde, et on les retrouve même sur des satellites ou instruments spatiaux modernes (coronographes de SOHO, 1996, et de STEREO A et B, 2006 ; filtre de Lyot ajustable d'HINODE, 2006).

<figure><img src="image_49.png" /><figcaption>Figure 43 : principe du filtre biréfringent de Lyot à n étages. L'épaisseur des blocs de quartz ou de calcite varie en progression géométrique de raison 2. Les pièces Pn sont des polariseurs. Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_50.png" /><figcaption>**Figure 44** : exemplaire de filtre monochromatique de Lyot fabriqué en série par la firme Optique de Précision Levallois (OPL) pour équiper les observatoires, et son spectre cannelé typique. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_51.png" /><figcaption>Figure 45</figcaption></figure>

Image monochromatique, dans la raie verte du Fer XIV 13 fois ionisé à 530.3 nm, les boucles magnétiques chaudes de la basse couronne solaire sont observées avec un filtre de Lyot installé sur le coronographe du Pic du Midi en 1941. Le disque solaire est masqué par un cône occulteur, pièce maîtresse (avec l'optique non diffusante) de l'instrument. Crédit OP.

Le nouveau filtre de Lyot avait des performances exceptionnelles, puisqu'il permettait de produire des images monochromatiques et instantanées de régions du Soleil beaucoup plus rapidement que le spectrohéliographe (car celui-ci balaie lentement la surface du Soleil, mais en contrepartie dispose d'une meilleure sélectivité spectrale). En effet, à un instant t, un filtre fournit une image (x, y) pour une valeur de la longueur d'onde λ, tandis qu'un spectrographe donne un spectre (λ, x), il faut alors balayer le Soleil selon l'axe y avec la fente d'entrée. Lyot a pu exploiter cet avantage en démarrant en 1937, au Pic du Midi, un programme de cinématographie des protubérances dans la raie rouge Hα de l'Hydrogène. Il associa à ce travail le cinéaste professionnel Joseph Leclerc. Les possibilités cinématographiques des filtres de Lyot ont ensuite été mises à profit dans le cadre de l'année géophysique internationale de 1957. Il s'agissait alors de filmer les éruptions sur le disque au voisinage du maximum d'activité solaire. Lyot est décédé malencontreusement en 1952, mais
Henri Grenat et Gérard Laborde mirent au point en 1954 à Meudon un héliographe monochromatique (figure 46) basé sur un filtre de Lyot (figure 44) et fonctionnant dans la raie Hα. Il était thermostaté avec précision et enregistrait les images sur des bobines de film 35 mm de 45 m de longueur (Grenat & Laborde, 1954).

<figure><img src="image_52.png" /><figcaption>Figure 46</figcaption></figure>

Héliographe monochromatique de Grenat et Laborde (1954) pourvu d'un filtre de Lyot pour cinématographier les éruptions solaires dans la raie Hα à l'occasion de l'année géophysique internationale de 1957. Des milliers de bobines de 45 m ont été exposées par la suite durant 50 ans d'observations jusqu'en 2004, représentant 130 km de film 35 mm et 6 millions d'images. Le CCD a été implémenté en 1999. Crédit OP.

Il fut décidé, dans le cadre de la surveillance des éruptions au sein du programme de l'année géophysique internationale de 1957, de dupliquer l'héliographe à filtre de Lyot pour équiper de nombreux observatoires autour du monde. Cette tâche fut confiée à aux entreprises SECASI (Bordeaux), qui réalisa 6 montures avec lunette, et OPL (Levallois), qui fit plus de 10 filtres monochromatiques pour la raie Hα. L'un de ces instruments (figure 47) fut placé à l'Observatoire de Haute Provence (OHP) où il fonctionna de 1958 à 1994. L'instrument original de Meudon fut rénové plusieurs fois, avec des filtres de plus en plus perfectionnés, et tourna jusqu'en 2004. En particulier, des filtres ajustables en longueur d'onde pour explorer non seulement les cœurs des raies, mais aussi leurs ailes, furent employés (figure 48), dans le but d'estimer les mouvements de matière par effet Doppler. Au total, 7 millions d'images ont été prises à Meudon et à l'OHP, dont 6 millions sur film (3000 bobines de 45 m) et 1 million avec détecteur numérique CCD (figure 49).

<figure><img src="image_53.png" /><figcaption>Figure 47 : héliographe Hα SECASI/OPL de l'Observatoire de Haute Provence (crédit OP).</figcaption></figure>
<figure><img src="image_54.png" /><figcaption>Figure 48 : héliographe à filtre ajustable en longueur d'onde de Meudon de 1985 à 2004 (crédit OP).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_55.png" /><figcaption>Figure 49 : nombre annuel d'images prises par les héliographes entre 1956 et 2004 (crédit OP).</figcaption></figure>

## 7 – Quelques développements meudonnais en polarimétrie

Lyot, disparu prématurément en 1952, a laissé beaucoup de son savoir faire en polarimétrie à son élève Audouin Dollfus (1924-2010), qui poursuivit le coronomètre puis réalisa un filtre polarisant solaire sélectif (FPSS, figure 50). Il fut d'abord installé à Meudon au foyer de la lunette fixée sur la monture du télescope de 1 m, puis au foyer de la lunette tourelle de 50 cm d'ouverture au Pic du Midi donnant de meilleures images.

<figure><img src="image_56.png" /><figcaption>Figure 50 : filtre monochromatique FPSS très sélectif (0.13 Å) d'Audouin Dollfus (crédit OP).</figcaption></figure>
Pierre Charvin (1931-1990) développa le coronomètre (un polarimètre coronal) monochromatique et photoélectrique laissé par Lyot à Dollfus (figure 51), dans le but de mesurer la polarisation de la lumière dans une raie coronale (raie verte du Fer XIV) isolée par un filtre monochromatique (Charvin, 1965). La polarisation donne accès à la direction des champs magnétiques dans la couronne. Charvin fut plus tard directeur de l'Institut National d'Astronomie et de Géophysique du CNRS (INAG devenu depuis INSU), puis président de l'Observatoire de Paris de 1984 à 1990. Charvin installa le coronomètre une fois au point au Pic du Midi pour bénéficier d'un ciel pur ; son travail y fut repris par Jean Arnaud (1945-2010).

<figure><img src="image_57.png" /><figcaption>Figure 51</figcaption></figure>

Pierre Charvin et le coronomètre photoélectrique à filtre monochromatique étroit. Crédit OP.

<figure><img src="image_58.png" /></figure>

Jean-Louis Leroy (1936-2024) mit au point un polarimètre photosphérique (figure 52) permettant de mesurer la polarisation de la lumière sur un domaine spectral large utilisant des filtres colorés, ce qui donne accès aux champs magnétiques transversaux, dans les taches (Leroy, 1962). Il n'est pas possible de mesurer par cette méthode les champs magnétiques longitudinaux qui nécessitent un spectrographe à haute résolution pour discerner l'effet Zeeman le long des profils résolus des raies. Leroy continua sa carrière au Pic du Midi où il étudia, parmi d'autres sujets, la polarisation de la lumière des protubérances, à l'aide du polarimètre photoélectrique développé par Ratier (1975), et analysa les champs magnétiques des protubérances par interprétation de l'effet Hanle, selon la théorie développée par Bommier et Sahal-Bréchot à Meudon.

<figure><img src="image_59.png" /><figcaption>Figure 52</figcaption></figure>

Jean-Louis Leroy et le polarimètre photosphérique photoélectrique à filtres colorés de Meudon. Crédit OP.

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

## 8 – Felenbok et la coronographie à la station de Saint Véran

Au début des années 1970, l'INAG lança une étude de site pour un projet de grand télescope nocturne de 3.60 m qui finalement fut réalisé à Hawaï en collaboration avec le Canada (le CFHT). Plusieurs lieux furent prospectés en termes de climat et de qualité d'image, dont le Pic de Château Renard à 2930 m au dessus du village de Saint Véran dans le massif du Queyras (département des Hautes Alpes). Si ce site ne convenait pas pour un télescope nocturne géant en raison de son accès difficile, par contre on pouvait en espérer beaucoup pour l'implantation d'une petite station solaire. A cette époque, il n'y avait pas encore de détecteurs numériques de type CCD ou CMOS, le plus sensible était la caméra électronique d'André Lallemand, constituée d'une photocathode sous vide et d'une optique électronique de focalisation sur émulsion photo
nucléaire (Lallemand, 1960). Paul Felenbok (1936-2020) eut l'idée d'appliquer cette caméra à la détection des structures peu lumineuses de la couronne solaire (boucles magnétiques) ou situées à grande distance du limbe (un rayon solaire). Ainsi naquit le projet de coronographe à caméra électronique (figure 53) accompagné d'un petit spectrographe (figure 54), irréalisable au Pic du Midi par absence de coupole disponible.

<figure><img src="image_61.png" /><figcaption>Figure 53</figcaption></figure>

En haut : schéma optique du coronographe de Saint Véran, un coronographe classique de Lyot de 25 cm d'ouverture comportant deux sorties, l'une en imagerie à travers un filtre interférentiel étroit et l'autre en spectroscopie. Le coronographe a 3 m de focale, celle-ci est réduite à 1.5 m en sortie par le système afocal à deux lentilles situé de part et d'autre du filtre.

Ci contre : le coronographe réalisé et monté à Meudon avant transport pour Saint Véran en 1976. La caméra électronique est ici placée au foyer spectroscopique. C'est une caméra à vanne permettant un changement rapide de plaque, ce qui est essentiel en physique coronale car les structures peuvent être très dynamiques, avec des éjections de plasma.

Crédit OP.

<figure><img src="image_62.png" /></figure>
<figure><img src="image_63.png" /></figure>

**Figure 54** : détail de la figure 53 et des deux sorties, imagerie et spectroscopie, avec la caméra électronique montée dans le spectre. La focale du spectro est de 1 m. C1 et C2 constituent le miroir de chambre et le collimateur. Le réseau est en G, il fonctionne à l'ordre 2. Crédit OP.

<figure><img src="image_64.png" /></figure>

**Figure 55** : la station en 1976. La coupole et son annexe proviennent de l'observatoire de Paris. Crédit OP.
En 1974, la coupole métallique de 7 m et son annexe à deux niveaux de 5 x 5 m², situés sur la Tour Est de l'observatoire de Paris, bâtiment Perrault, sans affectation, furent démontés, transportés à Saint Véran puis remontés durant les étés 1974 et 1975 (figure 55). Une base de vie fut construite, mais l'ensemble était spartiate et utilisable seulement à la belle saison, car la piste d'accès ne pouvait être déneigée. L'électricité était fournie par un groupe électrogène, avec chauffage au gaz. Pendant ce temps, le coronographe fut réalisé à Meudon puis testé avant son installation dans sa coupole durant l'été 1976, la figure 56 montre l'ensemble.

<figure><img src="image_65.png" /></figure>

**Figure 56** : la coupole et le coronographe en 1976. En haut à gauche, Mireille Dantel effectue des réglages. En haut à droite, la sortie imagerie avec un Nikon, le spectrographe (capoté) et les deux supports pour caméra électronique. En bas, Jean-Pierre Picat et Mireille Dantel dans la coupole. Crédit Rémy Bellenger.
Malheureusement, la logistique compliquée du site eut raison des gros efforts déployés pour faire fonctionner la caméra électronique, véritable nouveauté de l'opération, et le projet fut abandonné en 1980, menacé également par la concurrence du satellite Solar Maximum Mission de la NASA lancé cette année là. L'équipe Felenbok était de plus occupée par le démarrage des observations à la caméra à vanne du CFHT, du même type qu'à Saint Véran, mais largement améliorée, et qui s'avéra être un grand succès (la caméra à vanne permet de changer les plaques sans casser le vide). L'observatoire fut repris par l'association AstroQueyras à qui l'Observatoire de Paris laissa sa coupole, qui abrite aujourd'hui un instrument nocturne de 60 cm.

## 9 – L'observation solaire en ballon par Dollfus, les prémices de l'ère spatiale

En parallèle de l'observation au sol, l'apparition des ballons a incité les astronomers à tenter des expériences nouvelles et audacieuses. Le ballon permet en effet de s'élever à haute altitude, au dessus de la majeure partie de l'atmosphère terrestre, permettant de capter des rayonnements ne parvenant pas au sol ou d'améliorer la qualité des images en éliminant la turbulence de l'air (ce qui peut être compliqué par les vibrations du ballon). Le premier vol entrepris par un astronome remonte au 2 Décembre 1870. Paris étant assiégé par les Prussiens, Jules Janssen obtint du gouvernement la mise à disposition d'un ballon pour échapper aux lignes ennemies et aller observer une éclipse de Soleil en Algérie, à Oran (figure 57). Ce fut la seule expédition scientifique des 70 ballons montés du siège de Paris.

<caption>Figure 57</caption>

Ci-dessous, la gare d'Orléans à Paris est transformée en hangar de montage de ballons lors du siège de Paris en 1870.

A droite, la stèle de la statue de Janssen sur la première terrasse de Meudon, située en contrebas de celle de l'observatoire. Janssen s'envole à bord du ballon monté « le Volta » avec ses instruments pour l'observation d'une éclipse totale à Oran.

<figure><img src="image_66.png" /></figure>

<figure><img src="image_67.png" /></figure>

Les ballons montés ne sont pas dirigeables, mais soumis aux vents. Janssen s'envola de nuit, dans la discrétion, accompagné d'un militaire chef de bord et de son matériel scientifique. Il fit un vol sans encombre poussé par le vent qui soufflait en direction de l'océan atlantique, et pilota parfois lui-même. Il fit atterrir son ballon vers Saint Nazaire. Voici ce qu'il écrivit plus tard sur son expédition : « un train spécial me conduisit à Nantes et de là, je me rendis à Tours où j'arrivai à 11 heures du soir. J'étais parti de Paris à 6 heures du matin. De Tours je me dirigeai vers Bordeaux et Marseille où je m'embarquai pour Oran, où le bruit se répandit bientôt qu'un grand Gastronome français venait d'arriver en Algérie ! ». Malheureusement, cette aventure
extraordinaire restera infructueuse en raison de la couverture nuageuse le jour de l'éclipse... Le ballon « Le Volta » a été par la suite conservé à Meudon, puis donné par Mme Janssen au musée de l'armée après le décès de son mari en 1907.

Quelques années plus tard, en 1899, Aymar de la Baume Pluvinel, un astronome amateur fortuné et chevronné, collaborateur assidu de Jules Janssen, instrumenta un ballon sans passager (figure 58) qui atteignit l'altitude de 9000 m et sera récupéré à la descente. Il s'agissait d'approfondir les recherches faites au Mont Blanc sur les raies de l'oxygène du spectre solaire. Le ballon emportait un spectroscope automatique avec plaque photo qui permit de corroborer les observations du Mont Blanc, à savoir la décroissance en intensité de ces raies moléculaires, pouvant être attribuées désormais avec certitude à l'atmosphère terrestre.

<figure><img src="image_68.png" /><figcaption>**Figure 58** : le ballon instrumenté d'Aymar de la Baume Pluvinel, dans la cour des communs du Château à Meudon, atteignit 9000 m d'altitude en 1899 (crédit OP).</figcaption></figure>

Les péripéties suivantes furent le fait d'Audouin Dollfus, célèbre aéronaute, tout comme son père Charles Doffus. En 1956 et 1957, Dollfus entreprit la première observation de la surface du Soleil à l'aide d'une grande lunette attachée à la nacelle du ballon (Dollfus, 1983), qui monta à 6000 m d'altitude, avec son
passager (figures 59 et 60). Pourquoi cette tentative ? Au sol, on ne pouvait guère faire mieux que les (déjà beaux) clichés de granulation de Janssen, parce que l'atmosphère terrestre est turbulente et brouille les images astronomiques. Si l'on veut améliorer la qualité des images, à l'époque le seul moyen était le recours à la haute montagne, ou mieux le ballon, pour réduire plus nettement la colonne d'air au dessus de l'observateur.

<figure><img src="image_69.png" /></figure>

<figure><img src="image_70.png" /><figcaption>Figure 59 : L'envol d'Audouin Dofffus depuis Meudon le 22 Novembre 1956 avec une lunette d'imagerie solaire suspendue à la nacelle.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_71.png" /><figcaption>Figure 60</figcaption></figure>

Audouin Dollfus observe la granulation solaire à 6000 m d'altitude. Une lunette de 30 cm de diamètre et 3 m de focale est soutenue par la nacelle et l'instrument est piloté par l'aéronaute. Cette expérience permettra à Dollfus de rapporter des photographies inédites (ci-dessous le 1er Avril 1957) dont la finesse est alors inégalée, grâce à la réduction des perturbations engendrées par la turbulence de l'air atmosphérique. Une première mondiale ! Crédit OP.

<figure><img src="image_72.png" /></figure>

<figure><img src="image_73.png" /><figcaption>Figure 61</figcaption></figure>

Coronographe à occultation externe d'Audouin Dollfus lancé d'Aire sur Adour en 1973 avec le CNES. Un disque occulteur (flèche rouge) est placé devant la lunette. La couronne et ses jets se dévoilent à grande distance. Crédit OP.
L'observation à 6000 m d'altitude s'avéra être un grand succès et offrit une résolution inégalée sur la granulation (figure 60). Aéronaute passionné, Dollfus rêvait d'une expérience à 25000 m d'altitude avec un télescope instrumenté et commandé depuis une capsule pressurisée emportant l'opérateur. Bien que ce projet concernait l'astronomie nocturne, nous le mentionnons car il est dans la démarche du projet d'observation solaire à 6000 m. Pour la très haute altitude, Dofffus s'orienta vers la technologie multi-ballons comportant une longue grappe de 100 petits ballons. Il testa aussi des ballons dilatables sous le hangar Y de Chalais-Meudon (ancien hangar à dirigeables aujourd'hui restauré). Il s'envola en 1959 depuis Villacoublay et atteint l'altitude de 14000 m avec la capsule et le télescope. Dollfus peut ainsi être considéré comme pionnier de l'astronomie spatiale en France. L'aventure continua avec le CNES après sa création en 1961. Un coronographe à occultation externe automatisé put observer la couronne lors de plusieurs vols (non habités) à 32000 m d'altitude (figure 61). Par la suite, l'observation coronale devint essentiellement l'apanage des télescopes spatiaux, tels les coronographes portés par les missions internationales SOHO (1996) et STEREO (2006), ou les imageurs EUV (Ultra Violet lointain) de SDO (2010) et SOLAR ORBITER (2020).

## 10 – La magnétographie

La magnétographie est la technique qui s'intéresse à la mesure des champs magnétiques solaires par interprétation de l'effet Zeeman. C'est une technique de spectroscopie polarimétrique à haute résolution spectrale qui génère des spectres de raies sous forme de profils de Stokes I(λ), Q(λ), U(λ), V(λ), le profil du taux de polarisation circulaire V/I(λ) renseignant le champ longitudinal (projeté sur la ligne de visée) et ceux des taux de polarisation linéaire Q/I(λ) et V/I(λ) le champ transversal (projeté sur le ciel) et son orientation. Dans le sens de progression de la lumière, on va donc rencontrer un polarimètre avant injection de la lumière dans le spectrographe. Le premier polarimètre employé à partir de 1962 était constitué d'une grille de Hale (figure 62) comportant des bandes alternées quart et trois quarts d'onde, suivies d'un polariseur linéaire, de sorte que les mesures alternatives de I+V(λ) et I-V(λ) n'étaient pas cospatiales. Le premier magnétographe exploité par Michard & Rayrole (1965) était constitué, outre la grille de Hale, d'un télescope de 40 cm et 7 m de focale alimenté par le Grand Sidérostat de Foucault (figure 63) ; il utilisait des éléments du spectrographe de 7 m de d'Azambuja et Deslandres, qui n'était plus employé.

<figure><img src="image_74.png" /></figure>

**Figure 62** : observation polarimétrique d'une tache à la grille de Hale dans une raie du Fer sensible à l'effet Zeeman. Les stries horizontales laissent passer alternativement I+V et I-V, l'écart en longueur d'onde entre les deux composantes 2w est proportionnel au champ magnétique longitudinal (fort dans la tache). La séparation des barreaux est de 3.2". L'inconvénient de cette méthode est l'absence de cospatialité entre les mesures de I+V et de I-V. La détermination du champ magnétique reste approximative. Crédit OP.
La seconde version du magnétographe est décrite par Rayrole (1967) ; elle remplaçait la grille de Hale par une lame quart onde thermostatée en association avec un compensateur de polarisation parasite (le faisceau n'ayant pas une symétrie cylindrique) et un polariseur d'analyse rotatif (figure 64).

<figure><img src="image_75.png" /><figcaption>Figure 63 : Grand Sidérostat (75 cm) de Foucault à Meudon. Il alimentait le magnétographe. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_76.png" /><figcaption>Figure 64 : second magnétographe de Meudon (Rayrole, 1967). La focale équivalente à M2/M3 est 21 m. Il n'utilisait plus la grille de Hale mais une lame quart onde Q1 et un polariseur d'analyse P1 motorisé. Une fente double dans le spectre sélectionnait les deux composantes Zeeman. La plaque photographique P2 était en translation synchrone avec le miroir M2 de balayage de la surface solaire. Le spectrographe a 7 m de focale, un collimateur à miroir concave M5 et un objectif de chambre L2. Crédit OP.</figcaption></figure>
La troisième version (1980) du magnétographe de Rayrole (figure 65) était plus sophistiquée, car elle permettait l'observation de plusieurs raies formées à différentes altitudes et l'acquisition était devenue numérique grâce à des barrettes linéaires de photodiodes RETICON avec pilotage par un micro ordinateur 16 bits Texas Instruments utilisant pour stockage des disquettes de 8 pouces et 512 Ko de capacité. De nombreuses campagnes d'observations coordonnées avec le satellite Solar Maximum Mission de la NASA eurent lieu. Le traitement était numérique. Pour la sortie des magnétogrammes, un processeur d'images COMTAL vision one/20, acquis en 1980, remplaçait les « listings » jusqu'ici codés par des lettres ou des chiffres selon la valeur du champ magnétique radial. Les données, lues sur disquettes, apparaissaient sous forme moderne de cartes en fausses couleurs avec polarités opposées en bleu/vert et jaune/rouge (figure 66).

<figure><img src="image_77.png" /></figure>

Figure 65 : troisième version du magnétographe de Meudon (1980). La focale équivalente à M2/M3 est 21 m. La plaque photographique a été remplacée par des barrettes RETICON. Le spectrographe à réseau dispose d'un collimateur et d'un objectif de chambre à miroir concave de 7 m de focale. Crédit OP.

<figure><img src="image_78.png" /></figure>

Figure 66 : cartes du champ magnétique radial dans deux raies du Fer (en haut), du Sodium et du Magnésium (en bas), à différentes altitudes, obtenues le 30 Juillet 1983 et codées sur processeur d'images. Crédit OP.
Le magnétographe de Meudon, arrêté vers 1985, permit à Rayrole, aidé par d'autres personnes comme Meir Semel et Pierre Mein, de concevoir un grand magnétographe multiraie exempt de polarisation instrumentale, le télescope THEMIS (figures 67 et 68, Rayrole & Mein, 1993, Ceppatelli, 2004) qui fut ouvert en 1999 par l'INSU à l'observatoire du Teide (2370 m) sur l'île de Tenerife (Canaries). Son télescope de 90 cm d'ouverture, 57 m de focale équivalente, en monture azimuthale, devait garantir des observations à haute résolution spatiale, ce qui faisait défaut à Meudon. Son double spectrographe de 8 m de focale (figure 69), muni d'un prédisperseur et d'un disperseur, et ses 20 caméras CCD THOMSON 384 x 288 permettaient dès sa mise en route d'observer 10 raies simultanées dans deux états de polarisation, c'est-à-dire I+V(λ) et I-V(λ) simultanément pour chaque raie, puis par rotation des lames du polarimètre (figure 70), I+Q(λ) et I-Q(λ), puis enfin I+U(λ) et I-U(λ). THEMIS ayant été construit sans polarisation instrumentale parasite, il pouvait mesurer le vecteur champ magnétique (composante radiale, composante transverse et sa direction à 180° près) en exploitant toutes les informations fournies par l'effet Zeeman (ce qui était impossible à Meudon).

<figure><img src="image_79.png" /><figcaption>Figure 67 : observatoire du Teide à Tenerife. Crédit J.-M. Malherbe.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_80.png" /><figcaption>Figure 68 : bâtiment et télescope THEMIS dans sa coupole. Les spectrographes de 8 m sont verticaux sous le télescope et tournent avec la monture azimuthale autour de la verticale. Crédit INSU/OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_81.png" /><figcaption>Figure 69</figcaption></figure>

Le télescope THEMIS lors de sa mise en service en 1999 est constitué de :

1 – un télescope fermé sous Hélium de 90 cm d'ouverture et 17 m de focale en monture azimuthale

2 – un analyseur de polarisation au foyer F1 du télescope, sur son axe. Deux faisceaux sortent du polarimètre avec deux états de polarisation différents I+V et I-V, ou I+Q et I-Q, ou I+U et I-U (V, Q, U étant donc mesurés en séquence par soustraction numérique des signaux)

3 – une optique de transfert comportant un petit télescope à deux miroirs concaves M3 et M7 portant la focale à 57 m au foyer F2. Un tip tilt stabilisateur d'image est incorporé dans le faisceau

4 – un rotateur de champ pour corriger celle de la monture azimuthale

5 – un spectrographe prédisperseur à miroirs concaves M6 et M7 servant de sélectionneur d'ordre au spectrographe disperseur, focale de 8 m, ou pouvant servir lui-même de premier disperseur avec le réseau échelle

6 – un spectrographe disperseur à miroirs concaves M10 et M11 avec un réseau échelle, focale 8 m

7 – plusieurs sorties CCD avec au plus 20 caméras en mode spectro polarimétrie multi raie (appelé MTR)

8 – un mode de spectro imagerie DPSM (Double Passage Soustractif Multicanal) à fente large (fenêtre 2D en F2), dans lequel le prédisperseur sert de premier spectrographe, et le second disperseur de spectrographe soustractif, avec un réseau échelle commun

Crédit INSU/OP.
<figure><img src="image_82.png" /><figcaption>Figure 70</figcaption></figure>

Polarimètre de THEMIS en 1999 lors de sa mise en service. Il est composé de deux lames quart d'onde rotatives et à peu près achromatiques (entre 400 et 900 nm) suivies d'un analyseur séparateur à deux cristaux de calcite délivrant deux faisceaux parallèles et linéairement polarisés dans deux directions orthogonales. Ces deux faisceaux contiennent les couples I+V et I-V, puis en tournant les lames I+Q et I-Q, et enfin dans une autre position des lames, I+U et I-U. Les deux faisceaux parallèles sont alignés avant injection dans le spectrographe par un translateur à prismes P (partie droite de la figure). Crédit OP.

Plusieurs modes d'observations polarimétriques, ayant toutes leurs avantages et inconvénients propres, ont été testés puis employés selon les préférences des observateurs en fonction de la précision demandée :

- le mode à 2 caméras (figure 71) dans lequel la première caméra observe les profils I+S(λ,y) et la seconde I-S(λ,y), où S = Q, U, V en séquence, et y ordonnée le long de la fente (Lopez et al, 2000)

- le mode à 1 caméra et demi champ spatial (figure 72) dans lequel on place les signaux I+S(λ,y) et I-S(λ,y) sur le même capteur (impliquant un champ spatial réduit selon y de moitié), où S = Q, U, V en séquence

- le mode à 1 caméra et grille (figure 73) dans lequel on place les signaux I+S(λ,y) et I-S(λ,y) sur le même capteur, avec une grille au foyer F1 impliquant un champ spatial zébré et globalement réduit de moitié, où S = Q, U, V en séquence. Cette méthode polarimétrique, proposée par Semel (1932-2012), est explicitée sur la figure 74 et décrite par Semel (1980).

<figure><img src="image_83.png" /><figcaption>Figure 71 : mode polarimétrique à deux caméras, champ vertical de 2', Q, U, V en séquence. Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_84.png" /><figcaption>Figure 72 : mode polarimétrique à une caméra, champ vertical de 1', Q, U, V en séquence. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_85.png" /><figcaption>Figure 73 : mode polarimétrique à grille, champ vertical de 15" x 3, Q, U, V en séquence. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_86.png" /><figcaption>Figure 74 : méthode de polarimétrie à grille de Semel (1980), champ vertical de 15" x 5. Un masque à barreaux au foyer F1, devant le polarimètre, occulte la moitié du champ qui devient zébré. Il faut donc translater le champ par un mouvement de télescope pour couvrir le champ total. Crédit OP.</figcaption></figure>
Pour la mesure des polarisations faibles, Semel et al. (1993) ont proposé l'échange de voies consistant, au niveau de la rotation des lames du polarimètre, à alterner sur le même champ spatial et la même zone du détecteur I+S puis I-S, ce qui implique alors 6 mesures en séquence pour obtenir les combinaisons de Stokes impliquant I, Q, U et V. L'avantage de l'échange de voies est qu'il est indépendant du champ plat (Flat Field) en présence d'une image stabilisée, ce qui permet de mesurer des taux de polarisation aussi faibles que $10^{-5}$ après sommation de centaines ou de milliers d'observations. Cette méthode s'est avérée féconde pour l'étude du second spectre solaire ou spectre en polarisation linéaire du limbe, dont les taux de polarisation sont faibles.

A titre d'exemple, la figure 75 montre que les profils de Stokes V/I(x,y,λ), Q/I(x,y,λ) et U/I(x,y,λ) obtenus sur une région active par balayage de fente selon x permettent de délivrer sur un champ 2D l'intensité du continu, l'intensité de la raie, le taux de polarisation circulaire V/I (dont l'interprétation donne le champ magnétique radial), le taux de polarisation linéaire ($Q^2+U^2)^{1/2}/I$ (dont l'interprétation donne le champ magnétique transversal), et $1/2 \arctan(U/Q)$, qui donne la direction du champ transverse à 180° près.

<figure><img src="image_87.png" /></figure>

**Figure 75** : balayage spectro-polarimétrique d'une tache. On a représenté les profils de Stokes V/I(λ,y), Q/I(λ,y) et U/I(λ,y) en fonction de la longueur d'onde à la position x=29 sur 60 de la fente. Crédit OP.

## 11 – Le grand spectrographe de 9 m de l'année géophysique internationale

Pour l'année géophysique internationale de 1957, Raymond Michard définit un programme ambitieux de spectroscopie en collaboration avec Jean Rösch au Pic du Midi. Il s'agissait de spectroscopie des éruptions solaires. Un petit spectrographe universel de 4 m de focale fut d'abord installé au Pic du Midi, alimenté par un coélostat de 40 cm à deux miroirs. Un second spectrographe plus puissant, pouvant donner une dispersion de 5 mm/Angström, fut mis en chantier à Meudon (Laborde et al., 1959), au bâtiment du petit sidérostat, alimenté par un coélostat à deux miroirs plans de 40 cm (figure 76). Celui-ci a été cédé à la Maison du Soleil de Saint Véran en 2015 où il alimente désormais l'objectif de 30 cm de la Grande Lunette du Mont Blanc, sauvegardé et également prêté pour former une image en lumière blanche dans un but pédagogique.
<figure><img src="image_88.png" /></figure>

**Figure 76** : coélostat à deux miroirs plans du bâtiment appelé « petit sidérostat » pour des raisons historiques, vers 1970. Au fond la Tour solaire en cours de finition. Crédit OP.

L'objectif consistait, une fois testé et bien au point, à transporter le spectrographe de 9 m au Pic du Midi pour y faire de la spectroscopie à haute résolution spatiale, ce qui fut fait en 1959. Le spectrographe était alimenté par un télescope de 50 cm d'ouverture et 11 m de focale (figure 77) ; il fut remplacé rapidement par un objectif de 5 m de focale accompagné d'un miroir sphérique agrandisseur lorsque l'on eut besoin du télescope de 50 cm pour alimenter le petit spectrographe de 4 m en place au Pic du Midi. Le spectrographe de Meudon comprenait un collimateur sphérique de 7.4 m de focale éclairant un réseau échelle et un miroir de chambre de 9 m de focale. L'ensemble fut finalement transporté au Pic du Midi où il fut opérationnel dès 1960. A noter que le télescope de 50 cm a été cédé à la Maison du Soleil de Saint Véran pour alimenter le spectrographe SHARMOR de 7 m, prêté lui aussi par l'observatoire de Paris dans un but pédagogique.

<figure><img src="image_89.png" /></figure>

**Figure 77** : le spectrographe de 9 m à Meudon. Au début, il était éclairé par un télescope de 50 cm et 11 m de focale (configuration 1), puis par un objectif de 5 m de focale avec un miroir secondaire concave allongeant la focale par un facteur 2 (configuration 2). Crédit OP.

Les figures 78 à 81 montrent l'installation transportée au Pic du Midi, en fonctionnement à partir de 1960.
<figure><img src="image_90.png" /><figcaption>Figure 78 : le spectrographe de 9 m au Pic du Midi après 1960. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_91.png" /><figcaption>Figure 79 : premier coélostat alimentant le laboratoire du Pic du Midi avant 1960. Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_92.png" /></figure>

**Figure 80** : second coélostat au Pic du Midi après 1960 avec Roger Servajean à l'oculaire du spectrographe de 9 m. On voit le miroir concave M3 qui double la focale du télescope M1 de 11 m à 22 m. Crédit OP.

<figure><img src="image_93.png" /><figcaption>Figure 81</figcaption></figure>

Un exemple d'observations de l'effet Zeeman sur les taches menées par Michard et al. (1961) au début des années 60 à l'aide d'une grille de Hale. Elle était placée à l'entrée du spectrographe de 9 m. On voit ici les raies du Fer à 6301.5 et 6302.5 Angström, très sensibles à l'effet Zeeman, en polarisation circulaire (I+V, I-V alternent sur le champ de vue dans la direction spatiale x, la longueur d'onde λ est en ordonnée). Crédit OP.

## 12 – Le spectrographe tourelle

L'exploitation du spectrographe de 9 m par l'équipe de Meudon se fit durant les années 60. Il apparut cependant que la qualité d'image pour obtenir des spectres à haute résolution était inférieure à celle escomptée, en raison de l'emplacement du coélostat à l'Est du Pic du Midi, le Soleil passant le matin au dessus des bâtiments. Pour cette raison, une nouvelle lunette (dite tourelle parce que son objectif était rejeté loin de la coupole qui restait close par un système de rideaux mobiles, figure 82) avait été implantée à l'Ouest par Rösch. Tout d'abord de 38 cm d'ouverture, elle passa rapidement à 50 cm, fournissant des images très fines de la granulation. Zadig Mouradian (1930-2020), ancien utilisateur du spectrographe de 9 m, mit alors en chantier à Meudon un nouveau spectrographe de 8 m qu'il installa vers 1980 sur la monture équatoriale de la lunette (figure 82). Ce spectrographe (figure 83, Mouradian et al., 1980) était replié sur lui-même deux fois pour gagner de la place. Il fut équipé d'un système de spectro-imagerie DPSM développé par Mein (1980). Un détecteur CCD remplaça les films 35 mm et 70 mm dans les années 90 et un polarimètre à cristaux liquides (figure 84) y fut implanté par Malherbe en 2003, sur l'axe optique de la lunette exempte de polarisation instrumentale.
<figure><img src="image_94.png" /></figure>

**Figure 82** : la lunette tourelle et son spectrographe conçu et réalisé à Meudon. La focale de la lunette était de 6.5 m, portée à 30, 45 ou 60 m avec des objectifs agrandisseurs variés avant injection du faisceau dans le spectrographe à fente fine ou fenêtre DPSM. Crédit OMP et Sylvain Rondi.

<figure><img src="image_95.png" /></figure>

**Figure 83** : le spectrographe de 8 m de la lunette tourelle, conçu et réalisé à Meudon par Mouradian. Sa dispersion était de 5 mm/Angström. Les ordres étaient isolés par des filtres interférentiels. Crédit OP.
<figure><img src="image_96.png" /></figure>

1: water cooling device (field stop)

7: interference filter

2: UV/IR filter 390-700 nm

8: precision dichroïc linear polarizer

3: variable retarder 1

9: flat mirror

4: variable retarder 2

10: spectrograph entrance slit

5: magnification lens (f=40/60/95 mm)

11: optical rail

6: beam shifter and flat field lenses (MSDP only)

**Figure 84** : le polarimètre à deux cristaux liquides conçu à Meudon permettait de mesurer les combinaisons de Stokes I+V, I-V, I+Q, I-Q, I+U, I-U en séquence. Les deux cristaux liquides utilisés étaient parfaitement quart ou demi onde pour chaque raie observée par ajustement précis des tensions aux électrodes. Crédit OP.

## 13 – Le Double Passage Soustractif Multicanal (DPSM)

A la fin des années 60, l'observatoire décida la construction de la tour solaire de Meudon, qui fut mise en service au début des années 1970. Cette tour de 35 m de hauteur contient un télescope vertical et fixe de 60 cm d'ouverture et 45 m de focale (figure 85). Le télescope est alimenté par un grand coélostat à deux miroirs plans de 80 cm situés sur la terrasse de la tour. Les rayons lumineux sont ainsi captés au dessus de la forêt de Meudon, ce qui stabilise les images. Cependant, en 50 ans celle-ci s'est dégradée en raison du développement excessif de l'urbanisme et du percement d'une autoroute coupant la forêt. Au pied de la tour, un grand spectrographe horizontal à réseau, de 14 m de focale, fournissant une dispersion exceptionnelle de 1 cm/Angström a été construit. Il est muni d'un collimateur et de deux objectifs de chambre offrant ainsi deux sorties pour les spectres.

<figure><img src="image_97.png" /></figure>

**Figure 85** : la tour de Meudon et son grand spectrographe de 14 m ; schéma optique. Crédit OP.
Le spectrographe a été complété en 1977 par Pierre Mein avec un dispositif de spectro imagerie détaillé sur les figures 86 et 87 (Mein, 1977). Dans ce dispositif, la fente fine est remplacée par une fenêtre rectangulaire F1 dont le champ est de l'ordre de 30'' x 4'. Dans le spectre en F2, on incorpore un « slicer » (une grille suivie d'un translateur à prismes, tels les différents prototypes de la figure 87) qui forme N canaux adjacents du même champ spatial et recouvrant en longueur d'onde la raie spectrale choisie. Au fur et à mesure des progrès technologiques, on a eu N=7, puis 9, 11 et 16 (figure 87). Ainsi, avec N canaux, il est possible de reconstituer la raie à l'aide de N points spectraux pour tout pixel (x, y) du champ observé. Ce système est nommé Double Passage Soustractif Multicanal (DPSM), parce que les N faisceaux sortant du « slicer » sont redirigés vers le réseau pour un second passage qui soustrait la dispersion, de sorte qu'en F3 on obtient N images spectrales 2D, dans lesquelles il y a un multiplexage des coordonnées x et λ en abscisse (mais pas en ordonnée y). C'est la raison pour laquelle les images brutes, telle celle de la figure 86 montrant une protubérance au limbe, sont difficiles à interpréter quand on n'a pas en tête le diagramme de la figure 88. Celle-ci donne les fonctions de transmission des N canaux en longueur d'onde en fonction de l'abscisse x à l'intérieur de chaque canal. Chaque transmission est une fonction affine de x, et elles forment un ensemble de N droites parallèles et équidistantes. La distance entre deux droites successives est la résolution spectrale (de l'ordre de 80 à 300 milli Angström selon le « slicer » employé). On constate que l'échantillonnage des profils des raies dépend de l'abscisse x du pixel, mais pas de son ordonnée y. L'avantage du DPSM est sa grande rapidité pour couvrir une zone 2D sur le Soleil puisque le télescope peut balayer une région en quelques pas distants contre quelques centaines de pas serrés en spectroscopie classique ; la résolution spatiale est supérieure ; en contrepartie, la résolution spectrale est plus faible qu'en spectroscopie à fente fine où elle est usuellement voisine de 20 milli Angström. Le DPSM est donc le plus adapté à l'observation des raies chromosphériques ou photosphériques larges.

<figure><img src="image_98.png" /><figcaption>Figure 86 : principe du dispositif DPSM de spectro imagerie. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_99.png" /><figcaption>Figure 87 : trois générations de « slicers » employés au DPSM, à gauche N = 9 canaux, au centre N = 11 et à droite N = 2 x 8 = 16 canaux entrelacés. Une grille comportant N fentes rectangulaires est placée dans le spectre, devant les prismes. Il y a un prisme déviateur derrière chaque fente de grille. Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_100.png" /></figure>

**Figure 88** : fonctions de transmission des N canaux du « slicer » DPSM. Elles fournissent pour les N canaux la longueur d'onde en fonction de l'abscisse x. Ici le cas de la raie NaD1 5896 Angström pour le « slicer » à 16 canaux du télescope THEMIS. Résolution de 75 milli Angström. En pointillés, la dérivée du profil de la raie, les pics identifient les points d'inflexion. Les rectangles délimitent la largeur du champ observable dans la direction x pour disposer d'une bande de 0.35 Angström sur la raie. Pour une vitesse radiale inférieure à 8 km/s, toute la largeur du champ de vue est disponible. Celle-ci se réduit en cas de vitesses plus élevées en raison du déplacement Doppler de la raie. Crédit OP.

<figure><img src="image_101.png" /></figure>

**Figure 89** : haute résolution spatiale au DPSM à 11 canaux du Pic du Midi. Raie NaD1. Crédit OP.
Le second DPSM (Mein, 1980) fut incorporé au début des années 80 au spectrographe tourelle du Pic du Midi pour des observations à haute résolution spatiale (figures 89 et 90) avec des « slicers » à 11 canaux. D'abord photographique, il bénéficia d'une caméra CCD à la fin des années 90. La dynamique de la granulation et son magnétisme ont pu y être étudiés en spectro polarimétrie, comme le montre la figure 90.

<figure><img src="image_102.png" /></figure>

**Figure 90** : la granulation autour d'une tache observée au DPSM à 11 canaux du Pic du Midi. Raie NaD1 5896 Angström. De haut en bas : intensité du continu, intensité dans les ailes, vitesse Doppler montantes et descendantes, champ magnétique radial et ses polarités. 19 Septembre 2003. Crédit OP.

Le troisième DPSM (figure 91 et Mein, 1991) fut intégré au grand spectrographe vertical de 15 m du Vacuum Tower Telescope (VTT) allemand de l'observatoire du Teide (Canaries) en 1990. Le VTT (caractéristiques optiques comparables à la tour solaire de Meudon) donnait d'excellentes images grâce à son télescope sous vide de 60 cm et son bon site. On pouvait observer au DPSM deux raies simultanées ; d'abord photographique, il bénéficia vite de deux CCD Thomson mis à disposition par les collègues de Freiburg.

<figure><img src="image_103.png" /></figure>

**Figure 91** : DPSM à haute résolution spatiale et 9 canaux du VTT à Tenerife. Raie Hα. Crédit OP.
Le quatrième DPSM fut incorporé au spectrographe du télescope THEMIS en 1999 et opérationnel en mode spectro polarimétrique (Mein, 2002). Il utilisait la grille de Semel (1980) comme le montre la figure 92 et disposait de 2 blocs de 8 canaux entrelacés soit 16 canaux au total donnant 80 milli Angström de résolution spectrale. Capable d'observer simultanément I+V et I-V, puis en séquence I+Q et I-Q, et enfin I+U et I-U, il permit notamment, avec une vitesse inégalée, la cartographie des champs magnétiques par interprétation de l'effet Zeeman sur certaines raies relativement larges comme NaD1 5896 ou CaI 6103 Angström (figure 93).

<figure><img src="image_104.png" /><figcaption>Figure 92 : DPSM polarimétrique à grille et 16 canaux de THEMIS à Tenerife. Raie Hα. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_105.png" /><figcaption>Figure 93 : exemple de résultats du DPSM THEMIS. A gauche : champ magnétique radial en NaD1 5896. A droite : champ magnétique radial (en couleurs) et champ magnétique transversal (tirets représentant son vecteur) sur une tache en CaI 6103. La direction du champ transverse est à 180° près. Crédit OP.</figcaption></figure>
Enfin, une nouvelle génération de « slicers » a été mise au point et testée à Meudon par Sayède et Mein dans les années 2010 ; pour gagner en résolution spectrale (30 milli Angström), en lumière et en nombre de canaux, la multi grille placée dans le spectre et les prismes déviateurs réglables associés ont été remplacés, respectivement, par un miroir monobloc à facettes multiples et des petits miroirs ajustables (figure 94).

<figure><img src="image_106.png" /><figcaption>Figure 94 : nouveau « slicer » de la tour solaire de Meudon, composé d'un miroir monobloc à 18 facettes et de 18 petits miroirs déviateurs, technique favorisant un plus grand nombre de canaux. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_107.png" /><figcaption>Figure 95 : nouveau polarimètre à cristal liquide de la tour solaire de Meudon divisant chaque canal en deux sous canaux polarimétriques par séparation dans le sens de la dispersion. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_108.png" /><figcaption>Figure 96 : DPSM polarimétrique de la tour solaire de Meudon utilisant le « slicer » à 18 canaux. Le nouveau polarimètre divise chaque canal en deux sous canaux délivrant I+V et I-V. Raie Mgb1. Crédit OP.</figcaption></figure>
Une nouvelle méthode d'analyse polarimétrique a été développée par Malherbe en 2015, pour la mesure simultanée de I+V et I-V en évitant le recours à une grille, qui a l'inconvénient de zébrer le champ de vue. Pour ce faire, le cristal de calcite biréfringent a été tourné de 90° par rapport à ce qui était fait à THEMIS avec la grille, pour séparer le champ non plus dans la direction y, mais dans la direction x ou λ (figure 95) ; la fenêtre d'entrée du spectrographe a ainsi été réduite d'un facteur 2 dans la direction x (figure 96) ce qui permet de diviser chacun des 18 canaux en 2 sous canaux (a, b), l'un donnant I+V et l'autre I-V. Les nouvelles fonctions de transmission en longueur d'onde sont alors données par le diagramme de la figure 97, la partie gauche étant celle des 18 sous canaux (a), et la partie droite celle des 18 sous canaux (b).

<figure><img src="image_109.png" /></figure>

Figure 97 : fonctions de transmission des 18 canaux du « slicer » de la tour de Meudon en mode polarimétrique. Elles fournissent pour les 18 canaux la longueur d'onde en fonction de l'abscisse x. Ici le cas de la raie Mgb1 à 5173 Angström. Résolution de 29 milli Angström. En pointillés, la dérivée du profil de la raie, les pics identifient les points d'inflexion. Les rectangles délimitent la largeur du champ observable dans la direction x pour disposer d'une bande de 0.25 Angström sur la raie. Les parties gauche (a) et droite (b) sont spatialement superposées, mais (a) transmet I+V et (b) transmet I-V. Crédit OP.

## 14 – La naissance de la radioastronomie solaire

Venons en maintenant à la radioastronomie, partie qui sera moins détaillée, l'auteur n'en étant pas spécialiste. Le premier signal radio d'origine solaire a été identifié en 1942 par James Hey en analysant les signaux captés par les radars militaires anglais durant la seconde guerre mondiale. L'armée allemande ayant construit 1500 radars Würzburg-Riese de 7.50 m de diamètre au cours du conflit, quelques exemplaires furent récupérés par Yves Rocard après 1945 à des fins scientifiques. L'un des radars fut installé à Meudon, en bordure de l'étang du Bel Air (figure 98). Ces radars fonctionnaient sur la longueur d'onde de 55 cm. Celui de Meudon fut transformé en antenne radio solaire par Laffineur (1949, 1951). La station de radioastronomie de Nançay fut créée peu après en 1953 sous l'impulsion d'Yves Rocard à l'Ecole Normale Supérieure, qui soutint Jean-François Denisse, Jean-Louis Steinberg et Jacques-Emile Blum dans cette tâche novatrice et
fondamentale car ouvrant une fenêtre nouvelle sur l'univers. Deux antennes furent placées à Nançay sur des rails (figure 99 et 100) permettant de faire varier leur distance. L'antenne de Meudon a été par la suite transférée à l'observatoire de Bordeaux. Une antenne subsiste à Nançay, la seconde ayant été cédée au musée radar de Douvres la Délivrande dans le Calvados, près de Caen. La radio astronomie permet de capter les émissions du plasma, de la chromosphère en GHz (Nobeyama, Japon) à la haute couronne aux fréquences de 100 MHz (Nançay), permettant un sondage en altitude (fréquence plasma proportionnelle à la racine de la densité). Les éruptions solaires émettent aussi en radio car elles accélèrent (ou freinent par impact sur la chromosphère) des particules ; en effet toute particule chargée en mouvement émet un rayonnement fonction de son accélération.

<figure><img src="image_110.png" /><figcaption>Figure 98</figcaption></figure>

radar Würzburg récupéré de la guerre 1939-1945, fabriqué par les allemands, puis installé à Meudon en 1949 pour démarrer le développement de la radioastronomie en France.

Crédit Roger-Viollet.

<figure><img src="image_111.png" /><figcaption>Figure 99 : les deux radars Würzburg installés à Nançay en 1953 sur des rails, permettant de changer leur distance et de préparer l'interférométrie. Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_112.png" /><figcaption>Figure 100 : les radars Würzburg de Nançay. Crédit OP.</figcaption></figure>

Par la suite, un interféromètre (figure 101) fonctionnant sur la longueur d'onde de 3 cm fut mis en place et permit à Monique Pick (1933-2023) d'étudier les émissions radio solaires observées. Un réseau d'antennes non directionnelles dans le domaine des longueurs d'onde décamétriques (figure 102) fut créé, pas seulement pour l'étude des sursauts solaires, mais aussi pour l'étude des magnétosphères des planètes comme Jupiter. Pick concrétisa en suite le projet de radiohéliographe (figures 103 à 105) à deux branches Nord-Sud et Est-Ouest, composé d'une cinquantaine d'antennes, dans le but de former par interférométrie des images 2D du Soleil, avec une résolution spatiale de 1', dans des fréquences allant de 150 à 450 Mhz ; en effet, la diminution de la fréquence plasma électronique avec l'altitude permet d'explorer la couronne en 3 dimensions.

<figure><img src="image_113.png" /><figcaption>Figure 101 : interféromètre radio solaire à 3 cm de Nançay. Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_114.png" /><figcaption>**Figure 102** : réseau d'antennes décamétriques de Nançay. Vue d'artiste. Crédit Sylvain Cnudde (OP).</figcaption></figure>

<figure><img src="image_115.png" /><figcaption>**Figure 103** : radiohéliographe métrique (150 à 450 MHz) de Nançay, avec deux lignes de base de longueur kilométrique totalisant environ 50 antennes. Crédit OP.</figcaption></figure>
<figure><img src="image_116.png" /><figcaption>Figure 104 : grande antenne supplémentaire de 10 m du radiohéliographe de Nançay. Crédit OP.</figcaption></figure>

<figure><img src="image_117.png" /><figcaption>Figure 105 : images du Soleil à 445, 327, 226 et 150 MHz du radiohéliographe de Nançay. Crédit OP.</figcaption></figure>

Conclusion

L'année 2026 marque le cent cinquantenaire de l'observatoire de Meudon. Nous l'avons évoqué uniquement sous l'angle de l'instrumentation solaire sol, parce que c'est la raison d'être de la fondation de l'observatoire par Janssen, spécialiste du Soleil, mais pas seulement. Sous son égide, l'établissement s'est muni de grands instruments nocturnes, comme la grande lunette double (objectifs de 67 et 83 cm) ou le télescope de 1 m. Au fil des temps, Meudon a considérablement grossi et s'est diversifié, au point que la part d'activité liée au Soleil est devenue largement minoritaire, avec le développement de la planétologie, de l'astronomie
stellaire, galactique et extra galactique nécessitant la mise en commun de grands équipements internationaux,
tant au sol (télescopes géants) que dans l'espace. Nous n'avons volontairement pas abordé l'astronomie solaire
spatiale, qui s'est développée depuis 1980 au sein de collaborations internationales, la France n'ayant
évidemment ni les moyens ni la vocation d'agir seule en ce domaine. Après les prémices de l'exploration en
ballon lancée par Dollfus en 1960, la fondation du département DESPA, transformé en LESIA puis LIRA, a
permis à l'observatoire de participer aux développements majeurs de la physique solaire spatiale, avec pour
point d'orgue le lancement de SOLAR ORBITER en 2020. C'est une autre histoire à raconter.

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