L'effet Doppler permet de recueillir des informations sur la vitesse globale des atomes à partir des raies spectrales. Quand un atome qui émet un photon à la longueur d'onde se déplace, la longueur d'onde observée sera déplacée d'une quantité dépendant de cette vitesse V :

Les raies spectrales vont donc être décalées vers les grandes fréquences si l'objet observé s'approche de l'observateur et vers les fréquences plus petites si l'objet s'éloigne. La mesure du décalage spectral peut donc nous donner une information sur la vitesse de l'objet observé, le long de la ligne de visée. C'est aussi la technique utilisée pour mesurer le décalage vers le rouge des galaxies.

Un exemple de jet de matière

Sur cette image (longueur d'onde en abscisse, décroissante vers la droite, axe nord-sud solaire en ordonnée) obtenue avec le télescope THEMIS, on observe vers le haut un jet sombre s'étendant à gauche de l'imposante raie Hα de l'hydrogène. C'est la signature d'un jet de matière qui s'éloigne de nous, et donc tombe vers la surface du Soleil à une vitesse de plusieurs dizaines de kilomètres par seconde. Sur cette image, les raies fines observées sont des raies atmosphériques de la molécule d'eau. Elles peuvent donc servir à étalonner l'observation en longueur d'onde car elles ne subissent pas d'effet Doppler durant l'observation.

Crédit : THEMIS - INSU (observation J. Aboudarham - C. Briand )

En présence d'un champ magnétique, certaines raies spectrales se retrouvent subdivisées en plusieurs raies fines et elles sont polarisées. La polarisation d'une raie signifie que le champ électrique de l'onde oscille en décrivant des figures spécifiques : cercle, segment de droite ou ellipse. La polarisation est alors circulaire, linéaire ou elliptique respectivement. Ce phénomène s'appelle l'effet Zeeman.

Illustration de l'effet Zeeman

La figure de gauche est une image d'une tache solaire. La droite verticale indique la position de la fente du spectrographe ayant servi à sélectionner une partie du champ d'observation. La figure de droite montre le spectre obtenu. On trouve la longueur d'onde en abscisse (horizontalement), et des positions sur le Soleil en ordonnée (verticalement). La raie centrale (sodium) est séparée en deux parties dans la zone de pénombre, là où le champ magnétique est non nul.

Crédit : Kitt Peak Vacuum Telescope

Nous allons regarder un exemple restreint mais qui permet de comprendre comment les magnétogrammes sont obtenus.

Quand le champ magnétique est aligné avec la ligne de visée, la polarisation des ondes est circulaire. Les raies sont divisées en deux raies séparées de la longueur d'onde centrale (celle en absence de champ magnétique) par :

où est la longueur d'onde (exprimée en Angstroem - 1 A = 0,1 nm), B est l'intensité du champ magnétique (exprimé en Gauss) et est appelé facteur de Landé. Ce facteur est caractéristique de la raie spectrale considérée.

La séparation est donc d'autant plus grande que :

• la longueur d'onde est grande. Les raies infrarouges conduisent à une séparation spectrale plus grande que les raies dans le bleu ;
• le champ magnétique est fort ;
• le facteur de Landé est grand (la raie du fer à 6302.5 possède le plus grand facteur de Landé. Il vaut 2.5).

Nous avons vu qu'en observant plusieurs raies simultanément, on peut déduire des cartes de température, de densité, etc. en 3 dimensions. En couplant aussi des mesures de polarisation, on peut aussi dresser des cartes 3D du champ magnétique.