In 1962, Leighton, Noyes and Simon discovered that the surface of the Sun oscillates, with a period of about five minutes. Ulrich explained it in 1970: these are sound waves, produced by convection below the surface, which bounce between the deep layers and the photosphere, and end up resonating.

In a resonating cavity, not every note is allowed: an organ pipe produces a fundamental and its harmonics, and nothing in between. The Sun does the same, but two numbers are needed to describe one of its notes: the size of the wave at the surface, and its frequency. If you sort all the motions of the surface by these two criteria, the power is not spread at random: it concentrates along narrow lines, called ridges.

Seeing these ridges is seeing the Sun resonate. Deubner observed them for the first time in 1975, and he could distinguish three or four of them. This is what I wanted to try to reproduce.

The protocol is, in the end, fairly simple: one scan of the disc every minute, for six hours, without interruption, in an iron line whose Landé factor (which represents the sensitivity to magnetic fields) is as close to zero as possible. This gives 336 retained scans and 1.4 TB of video, that is a movie of the Sun at one frame per minute, in which every pixel contains a line profile. I had to discard a few scans for various reasons (geometry, artefacts, mount resonance, and so on) but the bulk is there.

A spectroheliograph, such as Christian Buil’s Sol’Ex or the SHG 700 I use, does not directly produce an image of the Sun. At every point of the disc, it records the complete profile of a spectral line, and this is the whole difference with a filter: a filter gives an intensity, a spectroheliograph gives the exact position of the line, which can be converted directly into a velocity (Doppler effect).

Let us now talk about what is probably the most surprising point, if you only look at the numbers: what we are trying to measure is much finer than the nominal resolution of the instrument. So there is a trick. On my spectrum, one pixel corresponds to 5,737 m/s, whereas the oscillations I am looking for are a few hundred metres per second: a velocity of 300 m/s shifts the line by a twentieth of a pixel. How can one reach a precision of a twentieth of a pixel? In practice, it can be inferred, by comparing each point of the disc with itself rather than with a model. It is the same kind of problem as the differential rotation measurement I wrote about, but far more demanding.

Once the velocities are measured, what remains is to sort the motions by size and frequency, and to look at where the power is.

One can clearly see "curves" brighter than the background: these are the famous resonance ridges of the Sun. The horizontal axis measures the size of the waves: the further right, the smaller the structures. The vertical axis is the frequency, knowing that 3 mHz corresponds to one oscillation every 5 minutes 33 seconds. The green curves are not a fit: they are the ridges measured by the SOHO satellite, laid as they are on my diagram.

Seeing lines is one thing, making sure they are the right ones is another, and this is what took me the most work: however nice the diagram, how can one make sure that the resonance modes of the Sun have really been found, and that the results are not a hallucination?

The frequencies of the solar modes are published: the SOHO/MDI project makes available, on the Stanford servers, the tables fitted on its own spectra. So I compared my six ridges with the published values:

The mean difference is 9 µHz, a fifth of the resolution of my series.

What matters in this table is that no parameter is adjusted. The frequency scale comes solely from the time stamps written in the SER files, the size scale solely from the radius of the disc measured in pixels. The two measurements (time and pixels) are subject to independent uncertainties, and they agree nonetheless.

I expected the limit of the exercise to come from the seeing, which was poor during all my observations (clear sky, but definite turbulence). In reality, the chart showed surprising ridges which are not part of the SOHO results. The cause? The mount!

My SAL-33 uses harmonic drives, which have a periodic error of 430 seconds, of about 16 arc seconds peak to peak (Minh Nguyen, of ML Astro, confirmed it when I sent him my measurements). During the fifteen seconds a scan lasts, this error changes the speed at which the image moves across the slit, and what remains is a distortion which shifts the content of the image by a few pixels, differently from one scan to the next. In other words, my successive velocity maps are slightly shifted with respect to each other, which blurs the ridges. I must say that not only had I not anticipated this problem, but I would never have believed that the diagram would reveal this flaw and that its amplitude could be measured!

So I measured this slip, and corrected it. The contrast of the oscillations increases by nearly half, the frequencies do not move, and their agreement with SOHO improves a little more: the largest difference drops from 19 to 16 µHz.

Since this kind of correction can easily turn into an illusion (you look for something, you end up finding it), I applied exactly the same correction to randomly drawn scans. If my method improved things by mere mathematical construction, this control would have improved too. It gets worse instead.

There remains a separate family of waves, the f mode, which is not a sound wave but a surface wave, comparable to waves on water. Its theoretical position is the orange curve of the diagram. It is much fainter than the other ridges, but it is there: for the smallest waves (beyond degree 450), a ridge follows the theoretical curve to within 1 %.

Below degree 400, it is too faint for me to detect. This figure also shows lines running down at an angle: they are leftovers of the mount flaw, which my correction does not remove completely.

Since the f mode is a surface wave, like a swell on the ocean, it obeys a very simple relation between its rhythm, its length and gravity: the stronger the gravity, the faster the wave oscillates. A fisherman who times the swell and measures its length can deduce the gravity of the Earth.

Good news, my diagram gives me exactly these two pieces of information: how fast the waves oscillate, and how many of them fit around the Sun (this is what the "degree" measures). Newton tells us that the gravity of a body depends on its mass and its radius. Combining the two, the radius cancels out and what remains is the mean density of the Sun. The whole computation fits on one page:

For each wave, I read its rhythm and its degree on my diagram, and the formula gives the density. For instance, at degree 650, one oscillation every 6 min 33 s gives 1,406 kg/m³. Over ten waves, the average is 1,410 kg/m³, for 1,408 in the literature. It is a mean value, barely more than water: the centre is 150 times denser, and the surface thousands of times less dense than air.

One step remains. To compute the mass, the volume is needed, hence the radius, estimated at 695,700 km. This gives 1.989 x 10³⁰ kg, for a commonly accepted value of 1.988 x 10³⁰ kg.

One has to stay modest: there are measurement errors and approximations, so it is partly by luck that I land so close to the reference value. Still, I love physics!

The first version of this post, published on 16 September, told a different story about the f mode. I could not find it where it belonged, but I saw a band of power 4 to 8 % lower, present in my three sessions, which I could not explain. I ended by saying that if anyone had an idea, I was interested.

After publication, I received on the Cloudy Nights forum two remarks from Matt Penn, who spent thirty years doing solar physics in several American observatories, and who is behind the Citizen CATE and DEB citizen science eclipse experiments.

The first concerns my "world first". Measurements of these oscillations had already been made with amateur equipment, and by himself: in 2020, with a 60 mm refractor, he already obtained a diagram of the same kind. Those measurements are based on the brightness variations of the surface, not on velocities, which is simpler to obtain. My first therefore only concerns the velocity measurement.

The second remark was more embarrassing: on my diagram, every ridge seemed to be split in two, which is not normal. His advice was to find the cause of this splitting before trying to explain the band below the f mode.

While searching, I found a mistake in my drift computation. To analyse the same region of the Sun for six hours, my script moves the analysed area to compensate for the rotation of the Sun. Because of this mistake, the area did not follow the surface exactly, and the surface was slipping across my analysed area at 1.5 km/s.

Now, a slip shifts the apparent frequency of the waves: upwards for those travelling one way, downwards for those travelling the other way. Every ridge splits in two, and my mysterious band was nothing but the lower half of the f mode. Professionals actually use this effect to measure the flows below the surface of the Sun.

Once the tracking was fixed, the ridges became single and sharper again, the f mode appeared where it belongs, and the mean difference with the SOHO tables went from 11 to 9 µHz. The script is fixed, and it now checks by itself that the analysed area follows the surface.

Many thanks to Matt Penn for his remarks.

Everything happens in JSol’Ex, in a single batch: the software reconstructs the images, fits the disc, corrects the geometry, then runs my Python script in its embedded interpreter, which computes the velocities, the spectrum and the figures. By the way, thank you GraalVM! There is no other software in the chain, and for me this is the important point, the one that makes me spend time developing JSol’Ex: making this kind of measurement accessible to as many people as possible. However, my Python scripts use NumPy, which means that, given the limits of GraalVM, the script will not work on Windows.

Processing the 354 files, diagram included, takes about 2 h 30 on a Ryzen 9 9950X. Think about it: nearly 1.5 TB of data processed in 2 h 30 with these charts produced directly! I do not know the context of Deubner’s experiment, but I suppose the processing must have taken much longer back then.

The rest is patience: six hours of uninterrupted tracking, a well-chosen line, and a sky willing to stay clear. Fortunately, the acquisition itself is fully automated, and all I had to do was watch the weather and the sky.

What makes this result possible is not the equipment, which is fairly ordinary in the end: a 102 mm refractor, a commercial spectroheliograph (a Sol’Ex should work too, preferably with a thinner second-generation slit) and a light mount. No, it is rather perseverance (the combination of a long regular series and somewhat lengthy processing) and, I am tempted to say, the simplicity of implementing the processing in JSol’Ex.

It is also, to my dismay, the use of generative AI, which allowed me to get past the mathematical formalism to understand the intent of the equations and models, and to write the code which computes the velocities and the diagram.

As always with what I write here, take it with the necessary caution: I am not a solar physicist, I am not a scientist, and I have most probably made approximations I should not have made. This is precisely why I publish the complete article at the same time as this post: the numbers, the uncertainties and the limitations are detailed there, and everything can be checked. I did check everything where I have the skills, in particular the code, and what reassures me is that I did have to correct AI mistakes throughout the development: humans still have a say (for how long?).

In short, if you have a spectroheliograph and a mount which tracks properly for a few hours, you can redo this measurement, and I would very much like to see your results.

En 1962, Leighton, Noyes et Simon découvrent que la surface du Soleil oscille, avec une période d’environ cinq minutes. C’est Ulrich qui l’explique en 1970 : ce sont des ondes sonores, produites par la convection sous la surface, qui se réfléchissent entre les couches profondes et la photosphère, et qui finissent par résonner.

Dans une cavité qui résonne, toutes les notes ne sont pas permises : un tuyau d’orgue produit une fondamentale et ses harmoniques, et rien entre les deux. Le Soleil fait pareil, mais il faut deux nombres pour décrire une de ses notes : la taille de l’onde à la surface, et sa fréquence. Si on trie tous les mouvements de la surface selon ces deux critères, la puissance ne se répartit pas n’importe comment : elle se concentre le long de lignes étroites, qu’on appelle des crêtes.

Voir ces crêtes, c’est voir que le Soleil résonne. Deubner les a observées pour la première fois en 1975, et il en distinguait trois ou quatre. C’est ce que je voulais essayer de refaire.

Le protocole est au final relativement simple : un balayage du disque toutes les minutes, pendant six heures, sans interruption, sur une raie fer dont le facteur de Lambé (représentant la sensibilité au champ magnétique) est le plus proche de zéro possible. Ça donne 336 balayages retenus et 1,4 To de vidéo, c’est-à-dire un film du Soleil à une image par minute, dans lequel chaque pixel contient un profil de raie. J’ai dû éliminer quelques scans pour diverses raisons (géométrie, artéfacts, résonance de la monture, etc.) mais l’essentiel est là.

Un spectrohéliographe, comme le Sol’Ex de Christian Buil ou le SHG 700 que j’utilise, ne produit pas directement une image du Soleil. En chaque point du disque, il enregistre le profil complet d’une raie du spectre, et c’est toute la différence avec un filtre : le filtre donne une intensité, le spectrohéliographe donne la position exacte de la raie qu’il est possible de convertir directement en vitesse (effet Doppler).

Parlons maintenant un peu du point probablement le plus surprenant, si on ne regarde que les chiffres : ce qu’on cherche à mesurer est bien plus fin que la résolution nominale de l’instrument. Il y a donc une astuce. Sur mon spectre, un pixel correspond à 5 737 m/s, alors que les oscillations que je cherche font quelques centaines de mètres par seconde : une vitesse de 300 m/s déplace la raie d’un vingtième de pixel. Comment peut-on obtenir une précision d’un vingtième de pixel ? En pratique, on peut le déduire, en comparant chaque point du disque à lui-même plutôt qu’à un modèle. C’est le même genre de problème que pour la mesure de rotation différentielle dont j’avais parlé, mais bien plus exigeant.

Une fois les vitesses mesurées, il reste à trier les mouvements par taille et par fréquence, et à regarder où se trouve la puissance.

On constate bien des "courbes" plus blanches que le fond : il s’agit des fameuses crêtes de résonance du Soleil. L’axe horizontal mesure la taille des ondes : plus on va à droite, plus les structures sont petites. L’axe vertical est la fréquence, sachant que 3 mHz correspond à une oscillation toutes les 5 minutes 33 secondes. Les courbes vertes ne sont pas un ajustement : ce sont les crêtes mesurées par le satellite SOHO, posées telles quelles sur mon diagramme.

Voir des lignes est une chose, s’assurer que ce sont les bonnes en est une autre, et c’est ce qui m’a demandé le plus de travail : on a beau obtenir un diagramme, comment s’assurer qu’on a bien retrouvé les modes de résonance du Soleil et pas halluciné des résultats ?

Les fréquences des modes solaires sont publiées : le projet SOHO/MDI met à disposition, sur les serveurs de Stanford, les tables ajustées sur ses propres spectres. J’ai donc comparé mes six crêtes aux valeurs publiées :

L’écart moyen est de 9 µHz, soit le cinquième de la résolution de ma série.

Dans ce tableau, c’est qu’aucun paramètre n’est ajusté. L’échelle des fréquences vient uniquement de l’heure inscrite dans les fichiers SER, celle des tailles uniquement du rayon du disque mesuré en pixels. Les deux mesures (temps et pixels) sont soumises à des incertitudes indépendantes et elles s’accordent malgré tout.

Je m’attendais à ce que la limite de l’exercice vienne du seeing, qui était médiocre pendant toutes mes observations (ciel clair, mais une turbulence bien présente). En réalité, le graphique a montré des crêtes surprenantes qui ne font pas partie des résultats SOHO. La cause ? La monture !

Ma SAL-33 utilise des réducteurs harmoniques, qui ont une erreur périodique de 430 secondes, d’environ 16 secondes d’arc crête à crête (Minh Nguyen, de ML Astro, me l’a confirmé quand je lui ai envoyé mes mesures). Pendant les quinze secondes que dure un balayage, cette erreur fait varier la vitesse à laquelle l’image défile devant la fente, et il reste une déformation qui décale le contenu de l’image de quelques pixels, différemment d’un balayage à l’autre. Autrement dit, mes cartes de vitesse successives sont légèrement décalées entre elles, ce qui brouille les crêtes. Je dois dire que non seulement je n’avais pas anticipé ce problème, mais, jamais je n’aurais cru que le diagramme ferait apparaître ce défaut et qu’on pourrait en mesurer l’ampleur !

J’ai donc mesuré ce glissement, et corrigé. Le contraste des oscillations augmente de près de moitié, les fréquences ne bougent pas, et leur accord avec SOHO s’améliore encore un peu : l’écart maximal passe de 19 à 16 µHz.

Comme ce genre de correction peut facilement se transformer en illusion (on cherche quelque chose, on finit par le trouver), j’ai appliqué exactement la même correction à des balayages tirés au hasard. Si ma méthode améliorait les choses par simple construction mathématique, ce témoin se serait amélioré lui aussi. Or il se dégrade.

Il reste une famille d’ondes à part, et c’est le mode f, qui n’est pas une onde sonore, mais une onde de surface, comparable aux vagues sur l’eau. Sa position théorique est la courbe orange du diagramme. Il est bien plus faible que les autres crêtes, mais il est là : pour les ondes les plus petites (au-delà du degré 450), une crête suit la courbe théorique à moins de 1 % près.

En dessous du degré 400, il est trop faible pour que je le détecte. On voit aussi sur cette figure des lignes qui descendent en biais : ce sont des restes du défaut de la monture, que ma correction n’élimine pas complètement.

Puisque le mode f est une vague de surface, comme la houle sur l’océan, il obéit à une relation très simple entre son rythme, sa longueur et la gravité : plus la gravité est forte, plus la vague oscille vite. Un pêcheur qui chronomètre la houle et mesure sa longueur peut en déduire la gravité de la Terre.

Bonne nouvelle, mon diagramme me donne justement ces deux informations : à quel rythme les vagues oscillent, et combien il en tient sur le tour du Soleil (c’est ce que mesure le "degré"). Newton nous dit que la gravité d’un astre dépend de sa masse et de son rayon. En combinant les deux, le rayon s’élimine et il reste la densité moyenne du Soleil. Le calcul tient sur une page :

Pour chaque vague, je lis son rythme et son degré sur mon diagramme, et la formule me donne la densité. Par exemple, au degré 650, une oscillation toutes les 6 min 33 s donne 1 406 kg/m³. Sur dix vagues, la moyenne est de 1 410 kg/m³, pour 1 408 dans la littérature. C’est une moyenne, à peine plus que l’eau : le centre est 150 fois plus dense, et la surface des milliers de fois moins dense que l’air.

Il reste une étape. Pour calculer la masse, il faut le volume, donc le rayon, estimé à 695 700 km. On obtient 1,989 x 10³⁰ kg, pour une valeur communément admise de 1,988 x 10³⁰ kg.

Il faut rester modeste : il y a des erreurs de mesure et des approximations, c’est donc un peu aussi par chance que je tombe si près de la valeur de référence. Néanmoins, j’adore la physique !

La première version de ce billet, publiée le 16 septembre, racontait une autre histoire pour le mode f. Je ne le trouvais pas à sa place, mais je voyais une bande de puissance 4 à 8 % plus bas, présente sur mes trois séances, et que je n’arrivais pas à expliquer. Je terminais en disant que si quelqu’un avait une idée, j’étais preneur.

Après la publication, j’ai reçu sur le forum Cloudy Nights deux remarques de Matt Penn, qui a passé trente ans à faire de la physique solaire dans plusieurs observatoires américains, et qui est à l’origine des expériences de science participative Citizen CATE et DEB sur les éclipses.

La première concerne ma "première mondiale". Des mesures de ces oscillations ont déjà été faites avec du matériel amateur, et par lui-même : en 2020, avec une lunette de 60 mm, il obtenait déjà un diagramme du même genre. Ces mesures portent sur les variations de luminosité de la surface, et non sur les vitesses, ce qui est plus simple à obtenir. Ma première ne concerne donc que la mesure en vitesse.

La seconde remarque était plus embêtante : sur mon diagramme, chaque crête semblait dédoublée, ce qui n’est pas normal. Son conseil était de trouver la cause de ce dédoublement avant de chercher à expliquer la bande sous le mode f.

En cherchant, j’ai trouvé une erreur dans mon calcul de la dérive. Pour analyser la même région du Soleil pendant six heures, mon script déplace la zone analysée pour compenser la rotation du Soleil. À cause de cette erreur, la zone ne suivait pas exactement la surface, qui glissait dans ma zone d’analyse à 1,5 km/s.

Or un glissement décale la fréquence apparente des ondes : vers le haut pour celles qui vont dans un sens, vers le bas pour celles qui vont dans l’autre. Chaque crête se dédouble, et ma bande mystérieuse n’était que la moitié basse du mode f. Les professionnels utilisent d’ailleurs cet effet pour mesurer les courants sous la surface du Soleil.

Une fois le suivi corrigé, les crêtes sont redevenues simples et plus nettes, le mode f est apparu à sa place, et l’écart moyen avec les tables de SOHO est passé de 11 à 9 µHz. Le script est corrigé, et il vérifie désormais lui-même que la zone analysée suit bien la surface.

Un grand merci à Matt Penn pour ses remarques.

Tout se passe dans JSol’Ex, en un seul traitement par lot : le logiciel reconstruit les images, ajuste le disque, corrige la géométrie, puis exécute mon script Python dans son interpréteur intégré, qui calcule les vitesses, le spectre et les figures. Au passage, merci GraalVM ! Il n’y a aucun autre logiciel dans la chaîne, et c’est pour moi le point important, celui qui me fait passer du temps à développer JSol’Ex : rendre ce genre de mesure accessible au plus grand nombre. Cependant, mes scripts Python utilisent Numpy, ce qui veut dire qu’avec les limites de GraalVM, le script ne fonctionnera pas sous Windows.

Le traitement des 354 fichiers, calcul du diagramme compris, prend environ 2 h 30 sur un Ryzen 9 9950X. Rendez-vous compte : près de 1,5 To de données traitées en 2 h 30 avec production directe de ces graphiques ! Je n’ai pas le contexte de l’expérience de Deubner, mais je suppose que le traitement a dû être bien plus long à l’époque.

Le reste, c’est de la patience : six heures de suivi sans interruption, une raie bien choisie, et un ciel qui veut bien rester dégagé. Fort heureusement, l’acquisition en elle-même est entièrement automatisée, et je n’ai eu qu’à surveiller la météo et le ciel.

Ce qui rend ce résultat possible, ce n’est pas le matériel, qui est finalement assez banal : une lunette de 102 mm, un spectrohéliographe du commerce (cependant un Sol’Ex devrait aussi fonctionner, si possible avec une fente plus fine de 2ème génération) et une monture légère. Non, c’est plutôt la persévérance (combinaison d’une longue série régulière, traitements un peu longs) et, j’ai envie de dire, la simplicité de la mise en œuvre du traitement dans JSol’Ex.

C’est aussi, à mon grand désarroi, l’utilisation de l’IA générative, qui m’a permis de passer outre le formalisme mathématique pour comprendre l’intention des équations et des modèles, et d’écrire le code qui calcule les vitesses et le diagramme.

Comme toujours avec ce que j’écris ici, prenez-le avec le recul nécessaire : je ne suis pas physicien solaire, je ne suis pas scientifique, et j’ai très probablement fait des approximations que je n’aurais pas dû faire. C’est d’ailleurs pour ça que je publie l’article complet en même temps que ce billet : les chiffres, les incertitudes et les limites y sont détaillés, et tout est vérifiable. J’ai cependant tout vérifié là où j’ai les compétences, en particulier le code, et ce qui me rassure, c’est que j’ai justement dû corriger des erreurs de l’IA tout au long de la mise au point, l’humain a encore son mot à dire (pour combien de temps ?).

Bref, si vous avez un spectrohéliographe et une monture qui suit correctement pendant quelques heures, vous pouvez refaire cette mesure, et j’aimerais beaucoup voir vos résultats.

Je roule avec une Kia EV6 de 2021. Elle a une batterie de 77 kWh et, à aujourd’hui 60 000 km, le SoH (State of Health) indique toujours une capacité nominale de 100 %, autrement dit, pas de dégradation de la batterie (ce qui devrait déjà rassurer quelques personnes). Il faut savoir que j’utilise cette voiture au quotidien : je l’ai achetée il y a 2 ans, elle n’avait que 18 000 km, et j’en suis tellement content que c’est celle qui nous sert pour l’essentiel de nos trajets. Nous avons aussi une 308 (diesel) qu’on évite d’utiliser (parce que le thermique, c’est mal) mais qu’on conserve essentiellement pour que mon fils puisse conduire une boîte manuelle.

Bref, c’est l’EV6 qui nous sert le plus, et elle est généralement chargée depuis mon garage avec une borne de 7 kW (dans les faits, on charge plutôt aux alentours de 5,4 kW). L’été, à domicile, je branche la voiture en journée, où elle est rechargée par les panneaux solaires de la toiture sans problème (donc sans tirer sur le réseau). Les autres saisons, c’est un mix, mais le plus souvent elle charge en heures creuses, la nuit. La batterie est en général chargée à 100 % (autre peur commune : le fait de charger à 100 % réduirait la longévité de la batterie, mon expérience montre que ce n’est pas un problème en pratique). En revanche, autant que possible, on évite les charges rapides : c’est uniquement pour les trajets « longs » comme ce voyage.

Pour l’aller, nous avons choisi de partir le vendredi après-midi et de faire une pause à l’hôtel à Vitoria-Gasteiz, afin de prendre notre temps. Pour des trajets longs comme celui-ci, j’utilise l’application ABRP (A Better Route Planner) pour aider à la planification des arrêts. Je ne m’en sers toutefois qu’à titre indicatif et, ce qui est assez pratique, c’est qu’elle donne en temps réel les informations d’occupation des bornes sur les arrêts prévus, ce qui permet de choisir une alternative si on voit que ça va être difficile. L’essentiel du trajet se fait sur autoroute, au régulateur à 130 km/h. C’est plus rapide et surtout, c’est là qu’on trouve les chargeurs dits « rapides », à 150 kW et plus. J’avais choisi l’EV6 précisément parce qu’elle est capable d’encaisser 250 kW de charge grâce à son architecture 800 V, ce qui permet des recharges très rapides : typiquement, on se retrouve à 80 % de charge le temps de boire un café.

Ma première constatation, c’est que ceci correspond plutôt bien au rythme « recommandé » de pauses : on s’arrête toutes les 2 à 3 heures pour recharger, et chaque pause dure entre 10 et 20 minutes. Si, quand j’étais plus jeune, je pouvais conduire bien plus longtemps sans m’arrêter (pas bien !), désormais j’apprécie très fortement les pauses. Sur l’aller, nous n’avons jamais eu à attendre : les bornes sur ce trajet sont très nombreuses, puissantes (de 150 kW à 400 kW) et même disponibles sur des aires sans services (simples parkings avec toilettes). En pratique, même si je m’étais fixé d’arrêter ma charge à 80 %, il est arrivé que j’atteigne 90 % juste parce que je n’avais pas eu le temps de finir ma pause. Bref, on n’est pas limité par le temps de charge et ça, c’est un gros plus !

Arrivé en Espagne, j’avais choisi un hôtel avec une borne à proximité (sur le parking) pour pouvoir repartir à 100 % le lendemain matin. Celle-ci ne disposait que de deux prises, mais j’ai eu de la chance : j’ai pu me brancher. J’avais prévu d’arriver à l’hôtel avec environ 80 % de charge pour terminer de charger rapidement, et c’est bien ce qui s’est passé. J’ai donc libéré la place très vite et, le lendemain, nous avons pu prendre notre départ pour la Galice.

À partir de là, le constat se dégrade, sans pour autant être problématique. Il semble bien qu’en Espagne, il n’y ait pas tant de bornes « haute puissance » que ça. J’avais donc choisi sur ABRP mon premier arrêt sur une borne à 200 kW, après León. En arrivant, il me restait environ 40 km d’autonomie, ce qui n’est pas énorme si on doit trouver un plan B. Cette étape m’a posé quelques problèmes, et nos amis espagnols ont dû apprendre quelques jurons français. La borne, opérée par TotalEnergies, disposait de deux prises. J’étais le deuxième arrivé et, voyant une voiture en charge, je me suis dit que tout allait bien se passer. Que nenni. Tout d’abord, le système de paiement NFC était en panne : impossible de passer une carte de recharge pour démarrer, il fallait impérativement « télécharger l’application ». Dont acte. Sauf que des applis TotalEnergies, il y en a dix, et il faut trouver la bonne. Toutes te montrent leurs bornes, mais UNE SEULE permet effectivement de recharger. Lorsque j’ai enfin trouvé la bonne appli, il a fallu faire un pré-enregistrement de ma carte bancaire. Et là, je dois vous dire que j’ai maudit les développeurs sur cinq générations. Après que ma banque a autorisé le pré-paiement (je l’ai fait quatre fois !), la page qui enregistrait la carte ne faisait rien. Nada. Que dalle. Zéro. Rien. Bref, tu as une carte, tu as une appli, tu as une voiture branchée, et tu ne peux rien faire.

Arrive la conductrice de la e-208 d’à côté, qui parlait très bien français. Elle me dit qu’il faut passer par le site web. J’essaie : même problème. Je peste, je me dis « la prochaine solution de repli ne fait que 22 kW, on va prendre des plombes ». Ça faisait déjà 30 minutes que j’étais planté comme un idiot devant cette machine quand je me décide à repartir. Je dis à ma femme et à mes enfants : « c’est bon, j’en ai marre, on part ». Madame, un peu stressée, commence à me dire qu’on n’aurait jamais dû partir avec cette voiture, mais j’ai confiance et je suis têtu. Alors que j’allais partir, j’ouvre machinalement l’application Kia pour chercher le chargeur rapide le plus proche et je constate, comme j’avais laissé le câble branché, qu’elle me propose de « démarrer la recharge ». J’appuie sur le bouton et là, miracle ! La voiture se met en charge ! En étant abonné à Kia Charge, cette borne était en fait compatible et on pouvait tout lancer directement depuis l’appli du constructeur. Pas besoin de l’appli moisie de Total ! Rassurés, on se pose enfin au bar d’à côté et, au bout de 15 minutes, j’étais déjà à 80 %.

La charge suivante devait se faire à Monforte de Lemos. J’avais prévu cette fois de charger à 100 %, puisqu’après, je partais dans les montagnes retrouver mon gîte et que je souhaitais être relativement tranquille pour les trajets quotidiens. Sauf qu’encore une fois, tout ne s’est pas passé comme prévu : arrivé à la borne Galp indiquée par ABRP, la seule à 150 kW dans un rayon de 40 km, aucune de mes cartes de recharge ne fonctionnait. Aucune n’avait de partenariat avec cet opérateur, donc impossible de démarrer la charge. L’écran indiquait qu’il fallait installer leur appli, ce que je fais. Sauf que celle-ci était entièrement en galicien, sans même une traduction en espagnol, et que même en cherchant un peu, je n’ai pas vu de moyen de faire une recharge sans souscrire un abonnement nécessitant d’envoyer un RIB. Argh. Heureusement, le plan B était d’aller sur un chargeur à 50 kW à 2 km, dans une des nombreuses stations Repsol du coin. Au lieu de repartir en 10 minutes, il a fallu rester près de 45 minutes, et je me suis limité à 90 %, direction le gîte. (Plus tard, j’ai trouvé une application mobile compatible, « Electra », qui m’a permis dans la semaine de refaire une charge chez Galp.)

Arrive alors la phase « tourisme ». La Galice est un endroit magnifique, et la vallée du Sil, où je me trouvais, est tout bonnement spectaculaire.

Mais ça veut aussi dire que c’est très (très) rural et qu’on ne trouve pas de bornes de recharge sous le sabot d’un cheval. Il y en a un peu partout dans les villages, mais souvent limitées à 22 kW. La stratégie était donc assez différente : recharger à domicile après chaque trajet. Par exemple, un aller-retour à Monforte de Lemos consommait environ 5 à 8 % de batterie. En utilisant le chargeur d’appoint sur une prise classique (non renforcée), on charge à 1 kW, ce qui veut dire qu’on met une nuit pour récupérer la charge (j’ai bien entendu dédommagé les propriétaires pour l’électricité consommée). C’est long, mais d’un autre côté, ça fait prendre conscience de l’énergie qu’on consomme en roulant. Dans ce coin montagneux, on peut aussi, ce qui est assez rigolo, consommer 10 % de batterie à l’aller et presque rien au retour : voir le niveau de batterie augmenter pendant qu’on roule, c’est toujours sympathique !

Nous avons fait essentiellement des trajets courts (notamment pour l’éclipse !) et deux plus longs, pour visiter Vigo et Lugo.

Pour Vigo, j’ai fait une recharge sur une borne « rapide » à 100 kW à Ourense, mais encore une fois très loin des 250 kW que peut encaisser la voiture, ce qui se traduit par un arrêt bien plus long (45 minutes), sans être bloquant non plus.

Enfin, il fut temps de rentrer. Je savais que ce serait plus compliqué, d’une part parce que le trajet serait fait d’une traite, et d’autre part parce qu’on serait sur un samedi classé noir, donc probablement avec de l’attente aux bornes. Nous sommes partis à 7 h 30 du matin avec une première pause recharge planifiée… là où nous avions galéré à l’aller. Arrivé sur place, mon premier réflexe fut donc de brancher et de tenter de démarrer directement depuis l’appli Kia. Sauf que ça n’a pas marché cette fois, allez comprendre. Mais la borne avait été réparée, et un simple passage de ma carte a suffi à lancer la charge. Aucune frustration : le temps de boire un café et nous étions repartis !

La deuxième recharge, sur une station Ionity en Espagne, fut quant à elle plus difficile, non pas techniquement, mais psychologiquement. L’arrêt était prévu vers midi et il y avait pas mal de monde sur la route. Au fur et à mesure qu’on avançait, on voyait sur l’appli ABRP les bornes s’occuper, jusqu’au moment fatidique où on sait qu’on va devoir attendre. Même en cherchant ailleurs, il n’y avait rien de plus rapide. Ce fut alors un combat que d’expliquer à la famille qu’il vaut mieux attendre 10 minutes et recharger en 15, que de se rabattre sur un chargeur certes libre, mais où le plein d’électrons prendra 1 heure ! Peu de personnes ont en tête que la recharge électrique ne fonctionne pas DU TOUT comme un plein. Bref, nous arrivons à la station-service, blindée de monde. Sur l’espace Ionity, comme sur beaucoup de stations de recharge, il n’y a pas d’endroit pour se mettre en attente : on doit rester en double file pour ne pas se faire piquer la place. Les enfants et madame descendent et « réservent » une borne pendant que je poireaute dans la voiture. Au bout de 15 minutes, une place se libère enfin. Je m’installe et je déjeune. Vu le monde en attente, je décide de ne pas recharger au-delà de 80 %, ce qui me prend 15 minutes. À côté de moi, une BMW i4 branchée avant mon arrivée chargeait depuis 35 minutes et n’était même pas à 60 % ! C’est en fait un des plus gros problèmes : même sur un chargeur rapide à 400 kW, si notre voiture ne peut pas encaisser cette puissance, on attend. Et là, le gars avec sa BMW a squatté la place pendant une bonne heure, puisque je suis reparti avant lui ! C’était notre dernière recharge en Espagne, et la dernière fois que nous avons eu à attendre.

Deux anecdotes amusantes au passage. Le conducteur de l’i4, nous l’avons revu dès l’arrêt suivant, sur la première aire de recharge après la frontière française : il arrivait alors que nous repartions déjà ! Et sur la station Ionity espagnole, j’avais aussi croisé une BMW rose arborant un autocollant du genre « fier de rouler en thermique ». Eh bien, nous l’avons recroisée bien plus loin, à Niort, quelques heures plus tard : elle n’est donc pas arrivée plus vite que nous, malgré nos pauses recharge.

Le reste du trajet ne fut que du classique de vacances : beaucoup de monde sur la route, une traversée de Bordeaux compliquée, mais absolument ZÉRO problème de recharge. Les bornes étaient libres, avec des puissances largement suffisantes pour ne faire que des pauses de 15 minutes. Encore une fois, l’idéal. Certes, un peu plus de pauses qu’à l’aller, puisque je me limitais à 80 %, mais aucun souci : une grosse différence avec l’Espagne. Au final, nous avons mis 14 h pour rentrer, là où ABRP, très optimiste, en prévoyait 12, mais le plus pénible, ce furent les bouchons en France.

Je terminerai par un aspect que je n’ai pas encore abordé : les prix. Pour moi, la tarification des recharges est assez honteuse. C’est totalement opaque : on ne sait pour ainsi dire jamais à l’avance combien on va payer. S’il y a bien des tarifs affichés, ce sont systématiquement ceux appliqués si on paie directement avec l’application de l’opérateur de la borne. Ce qui impose de télécharger une appli, l’installer, renseigner sa carte, etc. Et quand bien même, les tarifs sont souvent entre 0,40 € et 0,60 € du kWh, ce qui est très élevé (heureusement qu’on ne fait pas ça tous les jours !). Lorsqu’on ne passe pas par leur appli, on jongle avec ses cartes de recharge. Dans mon cas, je présente toujours celle de Kia d’abord, puis Shell et enfin Chargemap, par ordre croissant de tarifs. Le pire, Chargemap, vous facture souvent 10 % (!) de commission, ce qui, avouons-le, ressemble plus à du racket qu’à du service. Mais dans tous les cas, puisqu’il y a tout de même moins de bornes que de stations-service, on a rarement le choix du prix : on prend ce qui vient.

J’ai fait le calcul : sur mes deux semaines de vacances, j’en ai eu pour environ 300 € de recharge (tout de même) pour environ 3 000 km parcourus, soit 0,10 € du kilomètre. À titre de comparaison, un plein de ma 308 (53 L pour environ 100 €) permet de faire environ 850 km sur autoroute : le même voyage aurait coûté environ 350 € de gazole. La bonne nouvelle, donc : même en payant la recharge rapide au prix fort, un long trajet en électrique ne coûte pas plus cher qu’en diesel. La différence, c’est l’autonomie et donc le nombre d’arrêts.

Je ne regrette pas ce choix. D’abord, à quatre dans la voiture pour un trajet relativement long, nous avons considérablement réduit l’empreinte carbone de notre voyage. Ensuite, cette voiture est incomparablement plus confortable que la thermique, de tous points de vue : on arrive bien moins fatigués et sans avoir mal partout. La gestion des arrêts, cependant, reste un jeu que peu doivent apprécier : madame, par exemple, a fait plusieurs fois des remarques sur le temps qu’on allait poireauter ou le nombre d’arrêts. Pour ma part, ça ne me gênait pas, puisque c’était planifié et connu. En revanche, le cumul « région reculée » et « bornes haute puissance peu disponibles » en Espagne fut un peu handicapant : en dehors des grandes villes (Vigo, Lugo, …), on ne trouve que des chargeurs de faible puissance. Ça rappelle la France d’il y a quelques années mais, soyons honnêtes, si vous partez en vacances dans une station balnéaire bretonne, c’est un peu pareil…

S’il fallait résumer ce voyage en une phrase : la voiture est prête, la recharge rapide aussi, mais l’expérience de paiement ne l’est pas encore. Aucune de nos galères ne vient de la technologie ou des batteries : toutes viennent d’une appli.

L’idée d’observer le Soleil à travers une raie isolée du spectre remonte à 1868. Cette année-là, Jules Janssen et Joseph Norman Lockyer démontrent indépendamment que les protubérances solaires peuvent s’observer en dehors d’une éclipse : il suffit de placer la fente d’un spectroscope sur le limbe et de centrer l’instrument sur les raies brillantes de l’hydrogène [1]. Cette technique dite « de la fente large » reste limitée à l’observation visuelle de zones restreintes du limbe.

Le spectrohéliographe proprement dit produit une image bidimensionnelle complète du disque solaire dans une raie choisie, par balayage et reconstitution photographique. Il est inventé indépendamment au début des années 1890 par l’Américain George Ellery Hale et le Français Henri Deslandres [2]. Hale construit son premier instrument à l’observatoire Kenwood de Chicago. Deslandres entre à l’Observatoire de Paris en 1889 pour y développer la spectroscopie et obtient en 1892, à partir des idées de Janssen, les premières images monochromatiques de la chromosphère dans les raies H et K du calcium ionisé [2] [3]. En 1897, il installe à Meudon un spectrohéliographe alimenté par sidérostat polaire, et en 1909 fait construire le bâtiment du grand spectrohéliographe qui demeure en service jusqu’au XXI^e siècle [3]. Hale obtient quant à lui en 1908, depuis le Mont Wilson, les premières images dans la raie Hα [1].

Deslandres conçoit en réalité dès l’origine deux instruments aux fonctions distinctes [4]. Le premier, le spectrohéliographe des formes, balaie le disque en continu pour produire l’image monochromatique décrite plus haut. Le second, le spectrohéliographe des vitesses, procède par pas discrets d’une vingtaine de secondes d’arc et enregistre à chaque pas le profil complet de la raie. Il mesure des vitesses radiales et donne ainsi accès à la dynamique de la photosphère. Cette seconde voie reste active à Meudon jusqu’en 1939. Interrompue par la guerre, elle n’est reprise qu’en 2017, avec un capteur sCMOS rapide qui retrouve, en continu cette fois, le profil de raie en tout point du disque [4].

L’écart de taille entre le grand spectrohéliographe de Meudon et un instrument amateur moderne s’explique par les contraintes du détecteur de l’époque [4]. Conçu pour des plaques photographiques 13 × 18 cm, l’instrument devait agrandir l’image du Soleil à un diamètre de 86 mm au plan focal. Les capteurs CMOS d’aujourd’hui imposent à l’inverse une réduction de focale pour ramener le disque à moins de 11 mm sur le détecteur. À cahier des charges équivalent, un grand spectrohéliographe professionnel construit aujourd’hui serait sensiblement plus compact.

Le spectrohélioscope est inventé par Hale en 1924. C’est la version visuelle de l’instrument : deux fentes oscillantes synchronisées y créent, par persistance rétinienne, une image monochromatique observable directement à l’œil. Il en publie la description et les usages dans quatre articles parus dans l'Astrophysical Journal entre 1929 et 1931 [5]. En 1932, Robert R. McMath, à l’observatoire McMath-Hulbert (Michigan), étend le procédé en y adjoignant une caméra cinématographique : son spectroheliokinematograph livre les premiers films de protubérances solaires, et lui vaut, avec ses collaborateurs, la médaille John Price Wetherill [6] [7].

C’est dans la foulée de cette percée que Hale invite explicitement les astronomes non professionnels à participer au suivi du Soleil, qu’il conçoit comme un laboratoire de recherche. La spectrohéliographie amateur prend dès lors sa source dans cette invitation, mais devra attendre plus de trente ans pour devenir techniquement réalisable hors d’une grande institution [1].

Avant la Seconde Guerre mondiale, deux Britanniques construisent les premiers spectrohélioscopes purement amateurs, en suivant l’architecture de Hale à longue focale et installation fixe : F. J. Sellers en 1938, qui invente un synthétiseur de fentes oscillantes original [8], puis M. A. Ellison en 1940 [9]. Tous deux publient leurs travaux dans le Journal of the British Astronomical Association (BAA). En 1958 et 1959, les premiers instruments amateurs apparaissent aux États-Unis avec B. C. Parmenter (Spokane) et W. J. Semerau (New York), ce dernier décrivant son SHS dans plusieurs articles de Sky & Telescope entre 1959 et 1962 [10].

Le facteur limitant principal pour les amateurs est alors le réseau de diffraction : un réseau original, gravé mécaniquement, coûte plus de 1 000 dollars de l’époque [10]. La donne change en 1957 avec la commercialisation par Bausch & Lomb de réseaux répliqués par dépôt résineux, conservant 90 % de la résolution théorique mais à environ un dixième du prix [10]. Les réseaux holographiques répliqués, apparus en 1963, prolongent cette évolution. Sans réseau abordable, rien de la spectrohéliographie amateur qui suit n’aurait été possible.

Le passage de l’imagerie argentique à la détection électronique modifie en profondeur la pratique. Deux voies coexistent à la fin des années 1990 : la barrette CCD linéaire et la webcam.

À la fin des années 2020, la spectrohéliographie amateur articule plusieurs composantes :

Principaux jalons de l’histoire de la spectrohéliographie, professionnelle puis amateur :

En un peu plus d’un siècle, la frontière entre professionnels et amateurs s’est déplacée. Jusqu’aux années 1990, un amateur capable de bâtir un spectrohéliographe atteignait au mieux les performances d’un observatoire des années 1900-1930. Les instruments amateurs d’aujourd’hui réunissent une optique de précision, des capteurs CMOS rapides et des logiciels ouverts. Ils donnent accès, à faible coût, à des observables (Doppler, magnétogramme, hélium D3, couronne en Fe XIV) autrefois réservées aux grands observatoires solaires.

Cette complémentarité avec la recherche professionnelle a pourtant ses limites. L’atout d’un spectrohéliographe, amateur ou professionnel, est de couvrir d’un coup le disque solaire entier. Son pouvoir de résolution spectrale, en revanche, plafonne autour de R ≈ 30 000, soit un ordre de grandeur en deçà des R > 300 000 requis par la spectroscopie solaire de pointe [4]. Cette finesse est l’apanage de grands instruments spécialisés, qui n’observent qu’un très petit champ à la fois. L’apport amateur se loge donc dans la couverture, spatiale, temporelle et multi-raies, plus que dans la précision spectrale.

Plusieurs ressorts expliquent cette trajectoire. Le matériel est devenu abordable : réseaux répliqués dans les années 1960, webcams puis capteurs CMOS dans les années 2000, impression 3D dans les années 2020. Les logiciels et les protocoles ont circulé librement, de Veio à Defourneau, Buil, Desnoux, Smith et Champeau. La pratique s’est enfin structurée, autour de la plateforme communautaire Astrosurf comme de l’Observatoire de Paris, de la société savante SF2A et de l’association STAROS. Versées chaque jour dans BASS2000, les images amateurs prolongent ainsi la mission de Meudon, à présent à l’échelle de plusieurs continents.

L’auteur remercie Philippe Rousselle pour son témoignage détaillé sur ses premiers spectrohéliogrammes au détecteur linéaire (Atari 520, CCD Thomson) et sur la filiation Defourneau / Rondi / Poupeau. Il remercie également Jean-Marie Malherbe (Observatoire de Paris) pour ses précisions sur la double conception (formes et vitesses) du spectrohéliographe de Deslandres, sur la reprise des mesures de profils de raies à Meudon en 2017 et sur les limites spectrales des instruments à grand champ, ainsi que Florence Cornu (Observatoire de Paris) pour ses relectures et ses retours sur le protocole SOLAP/BASS2000.