Afin de comprendre l'intérêt de cette étude, parlons d'abord des éléments principaux qui la constituent :

• Ce que nous voulons observer : Le soleil (et plus particulièrement sa couronne)
• L'instrument qui qualifie le site pour l'observation de la couronne solaire : Le SBM
• L'élément qui interfère dans les observations : L'atmosphère terrestre
• Le lieu d'observation : Le dôme C

1. Le soleil

Le soleil est une étoile naine jaune composée d'environ 74% d'hydrogène, de 24% d'hélium et d'une fraction d'éléments plus lourds, il est âgé de près de 5 milliards d'années et a déjà vécu la moitié de sa longue vie.

Le soleil est l'astre du jour sans lequel la vie sur Terre ne serait pas possible. Il a une masse de 2*10³⁰ kg (330.000 fois la masse de la Terre), un diamètre de 1.392.000 km et se trouve à 150 millions de km de la Terre. Il est composé d'un certain nombre de structures.

2. Principe général de la coronographie

La rareté des éclipses totales de soleil, leur courte durée et les distances à parcourir lorsqu'on veut les observer ont amené les scientifiques à chercher, dès 1878, une méthode pour pouvoir étudier la couronne à tout moment.

C’est Bernard Lyot qui inventa le premier coronographe solaire dans les années 1930 à l’observatoire du pic du midi pour reproduire le phénomène des éclipses de Soleil et étudier de façon systématique la couronne solaire.

Il fabriqua un instrument muni d’un disque opaque pour occulter le Soleil mais il y rajouta un diaphragme sous-dimensionné dans le plan pupille (plan d'entrée de la lumière dans l'instrument) de façon à filtrer la lumière diffractée. 

Il a analysé finement les phénomènes de réflexion et de diffraction à l'intérieur de son dispositif. Il a, grâce à cette étude, pu concevoir une optique permettant de séparer la lumière en provenance de la couronne solaire et celle diffractée par le bord de l'objectif principal.

Le principe du coronographe consiste à placer un disque occulteur d'un diamètre proche du diamètre apparent du Soleil qui masque ce dernier.
Cela permet de ne plus être ébloui et de pouvoir faire ressortir les régions faiblement lumineuses (la couronne est environ un million de fois moins lumineuse que le disque solaire).

Cette invention a permis de faciliter l'observation de la couronne. Cependant, la nécessité de réduire au maximum la lumière diffusée provenant de la surface solaire impose d'installer un disque occulteur légèrement plus grand que le diamètre apparent du Soleil ce qui rend la région plus basse de la couronne inaccessible. Cette observation est néamoins indispensable pour expliquer la formation de la couronne.

Le coronographe permet aussi de rendre visible des objets orbitant près de l'étoile. 
C'est ainsi que le satellite d'observation solaire SoHO (Solar and Heliospheric Observatory/Observatoire Solaire et Héliosphérique) a révélé de nombreuses comètes (en un peu moins de dix ans de fonctionnement, SoHO a permis de révéler 1 000 comètes).

La technique du coronographe a depuis quelques années été adaptée à l'étude d'autres étoiles que le Soleil pour pouvoir détecter de nouvelles exoplanètes.

3. Le SBM

Le SBM (ou Sky Brightness Monitor) est un petit coronographe solaire à occultation externe mesurant la brillance du ciel autour du soleil.

 
L'objectif du SBM est maintenu dans l’ombre du soleil par un disque occulteur. Il transmet une image du soleil très atténuée (d’un facteur 10⁵) pour réduire au maximum la lumière diffusée par l’instrument. Il peut mesurer la brillance du ciel autour du soleil, même très faible.
Le SBM utilise 4 filtres, un bleu, un vert et 2 proche infrarouge. Un des filtres proche infrarouge est centré sur une bande d’absorption de la vapeur d’eau pour en mesurer le taux dans l’atmosphère.



L'intérêt de mesurer la brillance du ciel est d'étudier sa pureté. Avec une brillance minimale, on obtient une purêté maximale.
Ces mesures ont pour but de déterminer l'interêt d'installer sur ce site un coronographe plus évolué qui a besoin de conditions optimales pour fonctionner.

Or, ce sont les propriétés de diffusion et d'absorption de l'atmosphère qui sont responsables de la brillance du ciel.

4. L'atmosphère terrestre

L'atmosphère terrestre est importante à prendre en compte. De par ses propriétés d'émission, d'absorption et de diffusion, elle influence la qualité des observations.
En effet, c'est grâce à la diffusion de la lumière dans l'air que notre ciel est lumineux durant la journée.

On comprend alors l'intérêt d'utiliser un SBM afin de trouver un ciel le plus pur possible.

L'atmosphère terrestre est l'enveloppe gazeuse entourant la Terre. Elle est composée principalement de dioxygène et de diazote. Il n'y a pas de frontière définie entre l'atmosphère et l'espace, elle devient de plus en plus fine et s'évanouit peu à peu dans celui-ci. La ligne de Kàrmàn, à 100 km, est fréquemment considérée comme la frontière entre l'atmosphère et l'espace.

Elle est divisée en plusieurs couches d'importance variable, leurs limites ont été fixées selon les discontinuités dans les variations de la température, en fonction de l'altitude.

Les diverses couches de l'atmosphère :

De bas en haut :

• la troposphère : la température décroît avec l'altitude (de la surface du globe à 8-15 km d'altitude). L'épaisseur de cette couche varie entre 13 et 16 km à l'équateur, mais entre 7 et 8 km aux pôles. Elle contient 80 à 90 % de la masse totale de l'air et la quasi-totalité de la vapeur d'eau. C'est la couche où se produisent les phénomènes météorologiques (nuages, pluies, etc.) et les mouvements atmosphériques horizontaux et verticaux (vents, ...).
• la stratosphère : la température croît avec l'altitude jusqu'à 0°c (de 8-15 km d'altitude à 50 km d'altitude), elle abrite une bonne partie de la couche d'ozone.
• la mésosphère : la température décroît avec l'altitude (de 50 km d'altitude à 80 km d'altitude) jusqu'à -80°c.
• la thermosphère : la température croît avec l'altitude (de 80 km d'altitude à 350-800 km d'altitude).
• l'exosphère : de 350-800 km d'altitude à 50.000 km d'altitude.

Sa composition la rend relativement transparente aux rayonnements électromagnétiques dans le domaine du spectre visible. Elle est cependant opaque aux rayonnements infrarouge émis par le sol, ce qui est à l'origine de l'effet de serre. 
Il s'y produit aussi différents phénomènes optiques causés par des variations continues ou non de l'indice de réfraction du milieu de propagation des ondes électromagnétiques.

Parmi ces phénomènes, les plus notables sont les arcs en ciel et les mirages.

5. Le dôme C

Le dôme C, aussi connu sous le nom de dôme Charlie, est un plateau de l'Antarctique culminant à 3 233 mètres, de coordonnées 75°06′ S, 123°20′ E. Il se trouve à environ 1 100 km de la base française Dumont d'Urville et à 1 200 km de la base italienne Terra Nova Bay.
Ce site accueille la base antarctique franco-italienne Concordia.

Dans les années 1970, le site fut l'objet de nombreux prélèvements de calottes glaciaires par plusieurs géologues de diverses nationalités.
Il fut appelé Dôme Charlie par les forces de secours de la marine des États-Unis en raison du code international utilisé pour la lettre C. 
En effet, en janvier et novembre 1975, l'escadre VXE-6, qui apportait le soutien logistique à l'équipe sur place, endommagea sévèrement trois Hercules LC-130 lors du décollage. 
L'U.S. Navy établit un camp en hiver 1975 et hiver 1976 (l'été en hémisphère Sud) pour retrouver les avions et pour les réparer. Les trois avions redécollèrent vers McMurdo Station le 26 décembre 1975, le 14 janvier 1976 et le 25 décembre 1976.

Le comité américain des noms de l'Antarctique (ACAN) considéra que le nom de dôme Charlie était trop littéraire par rapport à la dénomination dôme C, déjà surnommé dôme Circe par les membres de l'équipe radio de l'airborne en 1982.

En 1992, les Français décidèrent de chercher un emplacement dans le continent où créer une nouvelle station pour compléter la base côtière Dumont D'Urville. Les Italiens se joignirent au projet quelques années plus tard. 
Une équipe atteignit le dôme C et commença à construire un camp en 1996. La station Concordia ne fut réellement opérationnelle qu'en 1997.

Le ralliement au dôme C s'effectue :

• soit par convois terrestres, au départ de Dumont d'Urville (une dizaine de jours pour 1 100 km)
• soit par transport aérien léger au départ de la base italienne Terra Nova Bay (4 heures d'avion pour 1 200 km).

Le ciel est très pur en haute montagne ce qui permet d'observer la couronne solaire en dehors des éclipses.

Le dôme C est un site favorable pour l'astronomie (et en particulier pour l'observation de la couronne solaire) car il permet des observations d'une qualité exceptionnelle. En effet, l'atmosphère antarctique est stable, sèche, moins polluée et permet d'observer le soleil dans des conditions exceptionnelles même si il culmine à 38° au solstice de decembre. Le ciel y est clair sur de longues périodes . De plus, le jour polaire dure environ 3 mois au dôme C (de Novembre à février).

Le ciel est très peu émissif près du soleil ce qui permettra des observations de la couronne solaire impossibles à obtenir ailleurs.

Un projet de la Commission Européenne Antarctic Research a European Network for Astrophysics (ARENA) a pour objectif de décrire une feuille de route des développements astronomiques au dôme C pour les dix prochaines années (2008-2017), ce qui pourrait justifier l'intérêt de faire des mesures avec un appareil de type SBM.

Le dôme C est très supérieur aux sites astronomiques classiques. On pense qu'il est superieur à Hawaï, site astronomique réputé et ayant été choisi pour l'ATST.
La présence d'un SBM à Concordia permettra de prouver le fait qu'il est plus judicieux de faire ce type de mesures au dôme C plutôt qu'ailleurs.