Soleil  
 
Éclipse du 21 Juin 2001 : des résultats scientifiques

Introduction

Grâce à l'aide logistique du Ministère de la science et de la technologie de l'Angola et de l'Université Agostinho Néto de Luanda, du service de la Coopération de l'Ambassade de France à Luanda et du Ministère des Affaires Etrangères, ainsi que de différents laboratoires français, du CNRS et du CNES, une mission assez importante a pu se rendre sur le meilleur site d'observation de l'éclipse totale de soleil du 21 juin 2001 et réaliser avec succès plusieurs expériences scientifiques. Une coopération s'est instaurée avec des étudiants et des enseignants angolais dont certains désirent ardemment poursuivre des recherches en astrophysique et, pour commencer, en physique solaire, car ils ont été quelque peu initiés à ces techniques grâce à l'éclipse. Cette éclipse a permis de collecter une très grande quantité de résultats, en particulier dans le domaine de la recherche solaire et coronale. Ces expériences ont été par ailleurs parfaitement complétées par des observations spatiales réalisées presque simultanément, grâce surtout à l'observatoire spatial solaire et héliosphérique SoHO qui fonctionnait alors en priorité sur les programmes de l'éclipse et, en partie, à notre demande (programme dit " JOP "). Ainsi pour la première fois, une liaison presque directe a pu fonctionner entre le site d'observation de l'éclipse et les centres de contrôle des observations solaires dans l'espace, en France et aux USA. La figure 1, tirée de la collection de Thierry Legault, donne une idée plus réaliste des conditions de travail sur le terrain à l' Institut National du Pétrole (Angola). Les cibles coronales ont pu être choisies grâce aux liaisons " Inmarsat " mises en place avec l'aide du CNES, et les résultats presque immédiatement comparés. La complémentarité des observations apparaît ainsi de manière particulièrement évidente, apportant un avantage à ces observations, qui était inconnu durant les éclipses passées. Mais un autre gain important apparaît, grâce à la mise en œuvre de détecteurs CCD issus des technologies nouvelles, ainsi que de moyens micro-informatiques. Des images numériques plus nombreuses et des mesures plus précises ont été collectées.

 

Fig. 1- Vue d'ensemble sur le site « français » de l'Institut National du Pétrole près de Sumbe, quelques heures avant l'éclipse en Angola (photo T. Legault). Au premier plan, Ph. Marty (de dos) ; au fond J. Mouette et S. Koutchmy.

 
Des expériences coronales
 
La table 1 résume l'ensemble des paramètres des principales expériences tentées qui, pour l'essentiel, ont toutes fonctionné. Dans cette table, la distinction entre expérience d'imagerie et expérience de spectroscopie est un peu arbitraire. Elle correspond plutôt à la priorité donnée, dans chaque cas précis, à la méthode expérimentale utilisée pour faire le diagnostic proposé.

 

Expériences françaises à l'éclipse du 21 juin 2001 ;   

site : = -11°12', l=13°50'

          T0 = 12 h 38, h=49° 

IMAGERIE

SPECTROSCOPIE
Étude des structures magnétiques de la couronne de plasma ; photométrie / polarimétrie : couronne blanche ; recherche des ondes et des plasmoïdes. Spectrographie fente-miroir raie FeXIV ; photométrie monochromatique : température ionique, électronique, équilibre d'ionisation ; vitesses non-thermiques, turbulence, ondes.
1) Images moyenne résolution

Sidérostat F=150mm + OT 100 Clavé + filtre neutre radial  Diam. 100mm + film 13x18 cm négatif

Monture GP + lunette Pronto 70 mm + projection oculaire  + Casio 2 Mpx + mémoire « flash »

MTO 1000 + trépied AltAz + Nikon motor. film négatif


2) Images haute résolution continu & raie D3   Monture GP + Fluo 102 mm + filtre interférentiel D3 50 mm + transfert  optique Feff 1600 mm + caméra CCD  ''Obspm'' 12 bits (lecture rapide) type  Sensys de Photometrics1536x1024px+  PC

3) Polarimétrie, photométrie   F 50 mm + analyseur polarisation linéaire  rotatif + monture GP + DV Sony numérique ;

F 500 mm + analyseur polarisation  linéaire + monture trépied + CCD Canon  numérique (EOS-D30) 5 Mpx

 1) Spectrographie raie verte avec fente – miroir 

Réseau J-Y holograph. 2400 traits/mm, télescope et collimateur F 600 mm, fente miroir 200 mm, domaine spectral l0 =550 nm puis balayage spectral :

Sortie raie verte (530,3 nm) + film Tmax 3200 + Olympus  motorisé

Slit-Jaw (image fente) + vidéo CCD vers PC ou magnétoscope ;

Sortie auxiliaire vers vidéo CCD DV (par rotation du réseau, spectre total : 380 - 800 nm) 
  2) Imagerie CCD filtre ultra-étroit inclinable

Filtre interférentiel (530,2 nm ; Dl = 0.48 nm ; F=50 mm ) sur platine q / 10° + MTO F=300 mm à F/8 + caméra CCD Hi-sis 16 bits 1a536x1024 pxs de 9mm, rebinés 2x2 ; mémoire RAM PC et disque dur.   Émissions de la raie 530.3 nm Fe XIV et continu de la même bande superposé;   Continu adjacent sans contribution de la raie, même bande


Outre la complémentarité avec les observations SoHO, il est intéressant de noter que les motivations scientifiques sont tournées vers les thèmes prioritaires de la physique solaire : origine du chauffage responsable de la haute température dans la couronne, rôle du champ magnétique, bilan de masse dans la couronne, étude des mécanismes d'accélération des particules, etc. La brièveté de la durée de l'éclipse totale ne permet pas d'études portant sur le suivi de phénomènes dynamiques à grande échelle dans la couronne genre CME (éjection de masse coronale), sauf quand les observations d'éclipse sont considérablement complétées par des observations spatiales. En revanche, le flux important de photons d'origine coronale rendu disponible durant la totalité permet d'effectuer des diagnostics sophistiqués et surtout, des spectres et des images monochromatiques " profonds " sur la couronne. À noter que, même avec des moyens très limités, ces expériences rivalisent en performance, durant seulement quelques minutes, avec les moyens beaucoup plus coûteux du spatial.
La région de la couronne où sont concentrés le plus grand nombre d'expériences est la couronne dite intermédiaire (de 0,3 rayon solaire à environ 1,5 rayon du bord) car cette région est très peu accessible dans l'espace et elle est même complètement occultée par le coronographe C2 Lasco de SoHO, (voir la figure 2). D'autres expériences utilisent l'avantage donné par le flux élevé de photons pour collecter les données aussi rapidement que possible de manière à appréhender des phénomènes rapides dans la couronne.

 
Analyse des structures magnétiques de la couronne
 
La physique de la couronne et même celle des protubérances qui baignent dans la couronne, est entièrement déterminée par l'influence de forces d'origine magnétique et par ses variations ; ces forces se jouent en permanence de la gravité solaire pourtant omniprésente mais qui ne s'exerce évidemment que dans une direction strictement radiale. Comme ce champ n'est pas mesurable directement dans la couronne, les théoriciens déploient des trésors d'imagination pour essayer d'en deviner les principales caractéristiques, valeurs et directions. Une première approximation consiste à considérer les lignes de force du champ (le vecteur champ magnétique est partout tangent à ces lignes) qui émergent des couches denses de la photosphère sous-jacente où les mesures directes sont possibles. Tout se passerait comme si les lignes y étaient ancrées. En fait, un champ nouveau arrive en permanence à la surface et évolue sous l'action de mouvements de surface ; cette évolution ne peut pas être pour l'instant incorporée dans les modèles.
Les structures du plasma coronal sont considérées depuis longtemps comme des traceurs du champ magnétique : non seulement les particules chargées tournent en spirale autour des lignes de force mais, surtout, la conduction thermique, qui joue un rôle important dans le chauffage de la couronne dans toute son étendue, est beaucoup plus grande le long des lignes de force. Il est donc essentiel de pouvoir visualiser au mieux les structures coronales.

 

Fig. 2- Composite de l'image obtenue dans l'espace à l'aide du coronographe C2/Lasco de SoHO au même moment que l'observation au sol et ii/ l'image d'éclipse montrant la couronne intermédiaire remplaçant celle de l'occulteur du coronographe (Jamila Lahnait-IAP).

 

Fig. 3- Structure globale de la couronne solaire du 21 juin 2001 c'est à dire à une époque proche du maximum d'activité. Image composite de 7 clichés photographiques semblables obtenus par J. Mouette à l'aide du filtre neutre radial et d'un objectif Clavé de 1550 mm de focale à F/15, alimenté par un sidérostat. Pose sur chaque cliché : 5 s . L'image résultante est traitée pour montrer au mieux l'influence des forces magnétiques sur le plasma coronal ; celui-ci subit également l'influence de la gravité solaire responsable du fort gradient radial (supprimé sur cette image par le filtre radial). Le nord est en haut et l'est à gauche  
 
La figure 3 montre ces structures sur un composite réalisé par Jean Mouette à partir des meilleures photographies :AR-SA">obtenues en Angola à travers un filtre neutre radial de 100 mm de diamètre confectionné en 1969 pour compenser les gradients de brillance des couronnes de maximum d'activité. Le filtre a encore une fois bien fonctionné, trois cycles d'activité après sa réalisation. Les structures coronales sont parfaitement révélées, après renforcement à l'aide du masque flou utilisé modérément.

 

3-a Une petite structure sombre un peu allongée est enregistrée à plus d'un rayon de la surface solaire, au dessus du bord ouest. Il s'agit d'une région sans doute isolée qui correspond à un manque relatif de gaz. L'hypothèse d'un petit nuage absorbant semble écartée, car à cette distance et dans ce milieu, toute présence de gaz serait révélée par une émission. Il ne peut s'agir que d'un plasmoïde magnétique dont la formation dans la couronne est prédite depuis longtemps et qui pourrait être la contrepartie des nuages magnétiques vus dans le milieu interplanétaire, beaucoup plus loin.

 

 

Fig. 4- Extrait en négatif de l'image CCD composite obtenue par Thierry Legault en Angola  destinée à montrer au mieux le jet linéaire à l'est et la région sous-jacente.
3-b Un jet fin et linéaire apparaît au dessus du bord est, à partir d'une distance d'environ 1 rayon solaire ; ce jet peut être identifié également sur les images spatiales C2Lasco/SoHO (voir le composite C2/Angola sur la figure 2). Néanmoins ce sont les images de l'éclipse qui sont les plus instructives car les régions sous-jacentes du jet peuvent y être suivies et il est en fait bien difficile d'y reconnaître une structure magnétique ressemblant à des arches ! La seule structure sous-jacente éventuellement identifiable serait une espèce de cavité coronale (région sensiblement plus sombre que la couronne ambiante) vers 0,3 rayon de la surface, ce qui semble bien insuffisant comme observation pour proposer un mécanisme d'accélération du plasma contenu dans ce jet linéaire. La figure 4 montre la région observée avec l'expérience d'imagerie de Thierry Legault qui est de nature totalement différente de celle qui a produit la figure 3 et qui a fonctionné simultanément à quelques mètres ; l'examen de cette figure ne laisse aucun doute sur la réalité du jet linéaire. Contrairement aux prédictions des théories existantes, il est difficile d'imaginer que ce jet linéaire est le seul résultat de l'étirement par le vent solaire des lignes de force du champ magnétique. Il s'agit plutôt d'un mécanisme d'accélération de particules situé autour de la cavité mais plus haut, c'est à dire dans une région singulière du champ où des reconnections magnétiques prennent place.

 

Fig. 5- Réseau de lignes de force calculé, pour la couronne d'éclipse du 21 juin 2001, par Zoran Mikic et ses collaborateurs, à San Diego (USA). Il s'agit de prédictions purement théoriques qui néanmoins utilisent comme condition aux limites des mesures du champ magnétique à la surface du Soleil. De plus, le vent solaire est considéré comme seul responsable de l'étirement des lignes de force vers l'extérieur. Les structures magnétiques calculées sont à comparer avec les structures réelles observées, (voir fig. 3).
 

Images monochromatiques et spectres
 

Plusieurs expériences étaient dédiées à une étude relativement fines des protubérances et d'autres à celle de la couronne, notamment dans la raie du FeXIV à 530.3 nm

 

 

Fig. 6- Image traitée de la région NE tirée des séquences obtenues par D. Crussaire de manière à montrer au mieux les détails coronaux et les structures fines des protubérances. L'essentiel des rayonnements enregistrés sur ces images CCD provient du continu coronal et de la raie D3 de l'hélium neutre atténuée près de 100 fois comparé au continu
4-a Étude d'une protubérance en formation.
 
La physique des protubérances, objets fascinants pourtant étudiés depuis plus d'un siècle, est encore bien mal comprise. Durant des décennies il a semblé possible de les considérer comme des nuages de gaz froid relativement isolés et plus ou moins stationnaires. Avec les progrès de l'imagerie et de la spectroscopie, y compris dans l'espace où la partie UV et au delà devient accessible, cela est devenu de moins en moins vrai. Les images à grande résolution spatiale montrent que les protubérances sont constituées de fils élémentaires plus ou moins entrelacés et à peine résolus avec les meilleurs instruments actuels ; le gaz s'écoule continuellement le long de ces fils, souvent dans plusieurs directions. Dans l'UV, de nombreuses extensions coronales sont présentes, montrant que souvent les structures froides sont en réalité imbriquées dans d'autres structures beaucoup plus chaudes de la couronne ambiante, comme dans le cas de boucles coronales. En même temps, mais ailleurs, des vides relatifs ou cavités coronales sont présents au voisinage de la protubérance.
 


 

 Fig. 7- La même région que sur la figure 6 vue par l'expérience EIT de SoHO dans la raie coronale du Fe XII à 19.5 nm. La grande protubérance située au NE (partie supérieure) se devine par les contours d'une structure apparaissant en absorption
Cela suggère que le gaz froid des protubérances pourrait tout simplement venir de la « condensation » ou recombinaison rapide par refroidissement de certaines parties du gaz chaud coronal environnant, lorsque le chauffage devient, par exemple, insuffisant pour maintenir une température coronale d'au moins 1 million de degrés K. Cette hypothèse a été rejetée pour des raisons diverses (ex : bilan de masse impossible à établir ; rôle inhibiteur du champ magnétique, etc.) et il est plus ou moins admis aujourd'hui que le gaz froid des protubérances provient plus directement des couches sous-jacentes plus denses de la chromosphère, par des chemins et processus un peu mystérieux puisque le champ magnétique de la couronne ne peut y être mesuré. Ainsi l'origine de ce gaz reste à établir et il ne s'agit là que d'un aspect de la physique de ces objets. Sur la figure 6 une espèce de cavité se devine autour de la plus grande protubérance située au nord-est, mais aucun lien n'apparaît avec la couronne. Par contre, sous la protubérance, des liens semblent présents entre la chromosphère.

 


 		 Fig.8- Image EIT/SoHO obtenue avec le filtre 304 (émissions de l'hélium ionisé HeII et du SiXI) exactement au même instant que les images d'éclipse en Angola (Sumbe).
et cette protubérance en formation ; ils prennent la forme de deux fils au moins qui attachent cette protubérance  à la chromosphère. La figure 6 montre le même champ extrait de l'image EIT de SoHO obtenue avec le filtre dit 195 c'est à dire dans la raie de l'ion du FeXII formé vers 1,5 million de degrés Kelvin. La région de la protubérance est identifiable par l'absorption du rayonnement coronal qu'elle produit. Cette absorption est due à l'hydrogène neutre contenu dans le nuage froid en suspension dans la couronne. Néanmoins, le rayonnement semble entourer la protubérance froide qui révèle une couronne environnante relativement chaude. L'examen de l'image EIT obtenue simultanément dans la raie 304 de l'hélium ionisé HeII (formé vers 50000 K) (voir figure 8), montre des extensions encore différentes qui semblent suggérer que des transferts de masse s'opèrent en permanence à petite échelle entre la couronne environnante et le nuage froid en formation au point qu'avec ces diagnostics il devient quelque peu illusoire d'affirmer ce qu'est exactement une protubérance ! Le contexte coronal est au moins aussi important pour expliquer la formation de la protubérance que l'écoulement du gaz froid vers la surface. Les boucles coronales très fines visualisées un peu plus bas que la protubérance, sur les figures 6, 7 et 8, sont une autre illustration de ce transfert de masse entre gaz froid et gaz chaud. Le film monté à partir de ces images est unique par la résolution spatio-temporelle atteinte. La discussion des phénomènes dynamiques détectés dans la protubérance est très intéressante mais il s'agit là d'un autre domaine de la physique de ces objets, en rapport avec les processus de chauffage qui permettent le maintien d'une température suffisante du gaz neutre pour lui permettre de rayonner.

 

4b Etude de l'émission coronale dans la raie verte.
 
L'étude de la raie verte du FeXIV située vers 530.3 nm permet d'effectuer des diagnostics spectroscopiques directement sur la couronne de 2 millions de degrés K de température des ions . Deux expériences complètement différentes mais parfaitement complémentaires étaient dédiées à l'étude de la couronne profonde grâce à l'étude de cette raie intense, la plus forte de la couronne ionique. Cette raie est large et révèle parfaitement l'état le plus probable du plasma coronal en ce qui concerne la température et les vitesses non-thermiques. Ainsi le domaine couvert correspond à la probabilité d'existence même de l'ion FeXIV qui est le résultat d'un équilibre subtil entre des processus d'ionisation par collisions électroniques et de recombinaisons d'une part, et l'excitation des niveaux d'autre part. Ce domaine s'étend en fait de 1,3 million à 3 millions

 

 

Fig. 9- Résultats de mesures sélectionnées de profils de la raie verte observée dans différentes parties de la couronne de maximum d'activité (éclipse du 11 août 1999) . La dispersion sur les largeurs totales à mi-hauteur de la raie est en grande partie réelle et non pas le résultat d'erreurs de mesures
 
de degrés K et les températures sont croissantes avec l'altitude dans la couronne, au moins jusqu'à 0,5 rayon de la surface. Le profil de la raie est également déterminé par les vitesses non-thermiques ou mouvements propres des éléments émissifs. Dans la couronne interne ces vitesses sont relativement aléatoires, avec des valeurs distribuées en moyenne autour de +/- 25 km/s. Plus loin dans la couronne, la composante radiale des vitesses croît rapidement avec probablement des vitesses très grandes dans les éléments linéaires (jets) comme celui montré sur la figure 4 (voir aussi 3b). Par ailleurs, au moins une partie de ces vitesses révèlerait des phénomènes de propagation d'ondes magnéto-acoustiques . L'amplitude de ces ondes ne peut guère que croître avec l'altitude dans la couronne, car la pression gazeuse décroît très rapidement avec des échelles de hauteur variant entre 50000 km dans la couronne interne, et plus de 100000 km vers 0,3 rayon de la surface. Ainsi les vitesses de déplacement des fronts d'ondes peuvent atteindre des valeurs presque supersoniques et donc produire des chocs et se dissiper en déposant leur énergie dans le milieu et chauffer la couronne. L'onde peut aussi se transformer en onde transverse avec une vitesse de phase énorme dans la couronne plus externe, ou même se réfléchir, mais ceci est encore bien spéculatif car le comportement du champ magnétique loin de la surface est assez mal compris.
L'expérience spectroscopique a permis de mesurer assez systématiquement les profils de la raie verte et d'en déduire des largeurs qui sont autant de mesures de la température et/ou des vitesses non-thermiques. Ces nouvelles observations confirment des résultats que nous avions trouvés récemment à partir de spectres obtenus avec le même appareil (voir figure 9), mais en Iran (1999). Cela représente des mesures de la raie dans des régions de la couronne jusqu'ici inexplorées par cette méthode ; il est difficile encore de fournir des explications quant aux
 


 

 Fig. 10- Schéma montrant les  positions successives des fentes du  spectrographe utilisé en Angola durant  la totalité, superposées à une  image de la couronne interne en  négatif  (image obtenue par J-P. Delaboudinière et Fr. Auchère). Les chiffres correspondent aux numéros successifs des spectres, le premier spectre (# 9) ayant été obtenu dès le deuxième contact.
variations des profils observés, sans compter que des effets Doppler, de faible amplitude, sont aussi présents. En oubliant un instant la grande dispersion, qui est réelle, des largeurs des profils, une loi semble apparaître sur la variation radiale moyenne des largeurs des profils : les largeurs augmentent bien avec la distance radiale, mais modérément, et plus loin, au delà d'un demi rayon du bord, les profils semblent au contraire devenir plus étroits, comme si les ondes diminuaient d'amplitude.
Plusieurs raisons peuvent être invoquées mais, avant de spéculer, il faut s'arrêter sur un aspect assez inattendu de ces mesures : l'intensité de la raie, loin de diminuer plus vite que celle de la couronne blanche, est telle que la raie reste plus intense que le continu de la couronne blanche, ce qui est en contradiction avec les prédictions . Ce résultat a été également retrouvé avec l'ensemble des spectres obtenus en Angola (voir la figure 10).

 

 

Fig. 11- Variations radiales de l'intensité de la raie verte au limbe ouest de la couronne du 21 juin 2001 observée par Ch. Viladrich. La variation de l'intensité de la couronne K dans les mêmes unités absolues (10-10 fois la luminance moyenne du disque solaire dans le même domaine spectral) et suivant la même direction, est également indiquée.

 

Les nouveaux spectres sont de meilleure qualité qu'en 1999 et ils permettent de mesurer plus finement les effets Doppler. De manière à mieux cerner le problème de la formation de la raie verte dans la couronne une nouvelle expérience a été tentée avec succès : l'imagerie de la couronne verte grâce à une expérience réalisée et décrite par Ch. Viladrich. Les données purement photométriques de cette expérience sont d'un grand intérêt : pour la première fois l'émission du FeXIV est mesurée jusqu'au moins une distance de trois rayons du bord du Soleil (voir figure 11).
C'est un record ; mais ce résultat va bien au delà de la performance technologique car l'émission enregistrée si loin dans la couronne permet enfin d'apporter quelques données spectrales sur ce domaine de l'atmosphère solaire où le vent dit " lent " prend naissance. Seule une expérience (UVCS ) dédiée embarquée sur SoHO avait permis jusqu'ici quelques mesures à l'aide de raies UV, d'ailleurs très faibles comparées à la raie verte. Les résultats de UVCS étaient extrêmement étonnants et suscitent encore une certaine méfiance quant à leur interprétation. Notre expérience d'imagerie de la raie verte montre l'existence d'une composante nouvelle dans la couronne. Notons que certaines structures très caractéristiques de la couronne blanche, comme le jet linéaire de la figure 4, sont invisibles dans la raie verte. L'interprétation de cette " anomalie " suggère des voies nouvelles pour analyser les jets linéaires et connaître ainsi les vraies sources du vent solaire.
La véritable physique des grands jets coronaux ne fait guère que commencer ; certaines découvertes, révélées par les films en accéléré des coronographes de SoHO, devraient permettre de mieux comprendre les mécanismes d'accélération à l'origine du vent lent. C'est dans ce contexte qu'il faudra interpréter les résultats tout aussi étonnants de ces deux expériences d'éclipse 2001 sur la raie verte. Sans oublier ce que ces résultats nous renseignent sur le comportement des ondes et la turbulence dans la couronne, en liaison avec le problème du chauffage. Ces nouveaux diagnostics pourront être maintenant mieux réalisés dans l'avenir, grâce notamment aux CCD.

 

Bibliographie recommandée :

  • L. Golub and J. M. Pasachoff, "The Solar Corona", Cambridge Univ. Press (1997)

  • P. Guillermier et S. Koutchmy, « Éclipses Totales », Masson (1999)

  • P. Durand and S. Koutchmy, "Spécial Éclipses Solaires", Obs. & Trav. SAF, 51, 2001

  • « Theor. and Observ. Problems related to Solar Eclipses », Mouradian and Stavinschi Ed. NATO ASI series, Vol. 494, 1997

  • « The last Total Solar Eclipse of the Mill. In Turkey", Livingston and Ozguc Ed. ASP 205, 2000.

http://www.dasop.obspm.fr/saf/Angola.htm

Des résultats scientifiques partiels ont été donnés sur le site :

 

octobre 2002

Serge Koutchmy