Physique de la couronne solaire

Physique de la couronne solaire

Si l’atmosphère solaire est vue comme une sphère symétrique (i.e. plan parallèle), alors la couronne solaire est la partie extérieure de l’atmosphère solaire au dessus d’une certaine altitude ou d’une certaine température. Mais en fait la couronne est loin d’être homogène et le modèle précédant sera précisé par rapport à ses structures. Comme nous allons le voir l’aspect de la couronne et son activité sont commandés par le champ magnétique. La compréhension de sa physique nécessite quelques rappels sur la structure du soleil et sur les plasmas dans les champs magnétiques.

Le soleil et son champ magnétique

La proximité de la Terre vis à vis du Soleil a permis d’obtenir sur cette étoile moyenne (de type G2V) des connaissances sur ses structures spatiales. L’intérieur du Soleil se compose d’un noyau chauffé par les réactions thermonucléaires. Selon les densités, l’énergie est transmise de manière radiative ou convective. La structuration de ces zones est connue grace aux ondes qui s’y propagent (héliosismologie).

L’atmosphère du Soleil se compose de couches structurées de la manière suivante:
● La photosphère : c’est la surface visible du soleil avec une température voisine de 5800K.
● La chromosphère : elle se situe au dessus de la photosphère et s’observe en Hα
● La région de transition : c’est une région intermédiaire où la température croit très fortement sur une faible ”épaisseur”. Son étude permet de faire le lien entre les mesures du champ magnétique photosphérique et les structures coronales.
● La couronne solaire : Observable pendant longtemps uniquement pendant les éclipses —où la Lune cache la photosphère 10⁶ fois plus brillante en visible—, elle tire son nom de son aspect (Fig. II.1). La spectrométrie a montré une température très élevée de plusieurs millions de degrés pour certaines de ces activités. Les processus physiques formant de telles températures sont encore sujets à de nombreuses interrogations.

Le champ magnétique joue un role important dans l’atmosphère solaire. Parmi les structures de la photosphère, les taches solaires sont des parties refroidies (3800K) par le champ magnétique important qui bloque les mouvements convectifs subphotosphériques. La variation du nombre de taches solaires ([87]) selon un demi-cycle de 11ans ([213]) se conjugue avec une migration de même periodicité de ces taches en latitude de l’équateur (au minimum de l’activité) vers les poles ([44]).

La période de rotation des taches solaires est de 26,24 jours à l’équateur et augmente avec la latitude : cela induit une rotation différentielle .

Les taches apparaissent par paires [99]. La force de Coriolis via l’effet dynamo (où le champ magnétique toroidal se conjuge avec le champ poloidal) forme les “cordes magnétiques emergentes” [66]. Des travaux récents (par exemple [235]) semblent montrer que le stockage des champs magnétiques toroidaux intervient dans la zone à l’intérieur du Soleil où la rotation differentielle égale la rotation rigide et correspond aux latitudes d’émergences des taches (rôle de la tachocline). Nous reviendrons là dessus pour discuter de la morphologie des boucles coronales Ω (Fig. II.3). D’autres structures photosphériques sont observables telles que les plages, les granules (diamêtre 1000km, durée de vie 8mn) et supergranules (diamêtre 30000-35000km, durée de vie 20h -[210]-). Ces 2 dernières structures traduisent le “bouillonnement” convectif de zones plus internes qui transporte ainsi l’énergie des réactions nucléaires vers l’exterieur. Dans la chromosphère, des protubérances brillantes dépassant du bord du soleil suivent les lignes de neutralité du champ magnétique et correspondent à des filaments sombres lorsqu’ils sont vus sur le disque. Des spicules de durée de vie de 5mn et de diamêtre de 500-1500km, et un réseau chromosphérique (de diamêtre 30000-35000km et de temps caractéristique 20h) composé de mottes -brillantes ou sombres- et fibrilles sont aussi classiquement observés ([210]).

La physique de la couronne et de la région de transition

La couronne solaire , un milieu très chaud de plusieurs millions de K,  se décompose classiquement en 4 parties  :
● La couronne K (continue) causée par la diffusion Thomson du rayonnement photosphérique sur les électrons coronaux rapides.
● La couronne F (de Fraunhofer) est le résultat de la diffusion de la lumière photosphérique par les poussières interplanétaires (entre Mercure et la Terre).
● La couronne E (émission) provient de l’émission de la radiation des particules hautement ionisées de la couronne
● La couronne T (thermale), principalement observable en InfraRouge, est de la poussière interplanétaire chauffée. Il s’agit de la même poussière que celle qui produit la composante F coronale.

La couronne que nous analyserons en détail est la partie chaude qui émet en UV et en X. A cause des températures élevées, les longueurs d’ondes ultraviolettes sont particulièrement bien adaptées à l’imagerie de la couronne solaire. Le rapport de transitions de raies permet de calculer les températures et les densités des différentes structures .

Présentation des instruments utililisé

Le satellite SOHO : SOlar Heliospheric Observator

Le lancement du satellite SOHO (SOlar Heliospheric Observatory, Fig. II.7) en décembre 1995 a fourni un nouvel outil performant pour mieux comprendre le Soleil. Les 12 instruments qui se trouvent à son bord profitent du positionnement au point de Lagrange L1 Terre-Soleil pour observer de manière continue divers aspects de notre étoile. L’héliosismologie, l’étude de l’atmosphére extérieure du soleil, et la mesure du vent solaire in situ au niveau du satellite sont les 3 composantes principales de la missio

Parmi les instruments nous nous servirons de MDI pour étudier le champ magnétique, d’EIT pour imager les structures coronales, de CDS pour observer les variations spatiales en température des structures éventuellement des coronographes LASCO et du spectrocoronographe UVCS pour comprendre les structures coronales étendues. Des relations avec d’autres instruments de SOHO seront éventuellement évoquées le moment venu. Comme nous allons principalement utiliser SOHO/EIT et mettre en oeuvre de nouveaux outils adaptés à cet imageur EUV, une description s’impose.

L’instrument EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope, Fig. II.8) image en 4 longueurs d’ondes centrées respectivement sur 171 Å(Fe IX–X), 195 Å(Fe XII), 284 Å(Fe XV), 304 Å(He II) la couronne solaire.

Les autres instruments utilisés

Les observations multi-longueurs d’ondes sont nécessaires pour déterminer les paramètres physiques des régions étudiées. Sans décrire en détail les instruments, nous précisons quels sont leurs apports dans notre étude.

1. Disques en lumière “Blanche” : L’observation de la photosphère (Big Bear Solar Observatory -BBSO-, Le Grand Equatorial Coudée de l’observatoire de Nice,…) permet de décrire la morphologie des taches solaires (e.g. configuration en δ,…) .

2. Disques en filtres spécifiques :
(a) Hal pha : Filaments et protubérances sont mis en évidence à λ = 6563A (e.g. Bass 2000, BBSO,…)
(b) He I : La raie He I à λ = 10830A trace les trous coronaux (CH) depuis le sol car son mécanisme de formation met en jeu le rayonnement coronal qui vient de la couronne vers la chromosphère [210]. (Exemple : Observatoire de Kitt Peak) .

3. Magnétogrammes : Les magnétogrammes permettent de déterminer l’importance, la polarité et la structure du champ magnétique photosphérique. (Exemple : Na λ = 5896A et Fe λ = 5250A au Mont Wilson, …).

A bord de SOHO, MDI dispose d’une résolution de 4 arcsec ([79]) ce qui permet des modélisations “force free” des lignes de champs d’une région active. De plus, l’observation des polarités des régions magnétiques renseigne sur les possibilités d’interactions.

4. Radio : Les observations radio à 17GHz du Nobeyama Radio Observatory permettent de distinguer entre les protubérances (en sombres sur le disque [96]) et les trous coronaux —CH— (brillants [97]) qui sont tous deux sombres en UV.

Nous verrons ulterieurement que la comparaison avec le radiotélescope de Metsähovi à 87GHz permet de mieux comprendre la structuration des trous coronaux.

5. Les imageurs UV
(a) SOHO/CDS Sur le satellite SOHO, le spectro-imageur CDS mesure les températures et les densités coronales à partir d’images simultanées en plusieurs longueurs d’ondes UV ([79]). L’utilisation simultanée de son canal à incidence normale et d’EIT permet d’avoir une gamme complète de température entre 10⁵ et 10⁶ K (Fig. II.12) et de suivre l’évolution de la morphologie d’une structure en fonction de sa température. (cf. par exemple le chapitre sur les boucles).
(b) Le satellite TRACE Par rapport à EIT, l’instrument TRACE (Transition Region And Coronal Explorer, [236]) grace à sa forte résolution (entre 0.5 et 1 arcsec /pixels) est capable en UV d’agrandir certaines régions son champ de vue étant 8:5 8:5 arcmin (avec une CCD 1024 X 1024 refroidie à -65C). Les longueurs d’ondes d’observations de Trace sont les 3 mêmes raies coronales qu’EIT (Fe IX/X, Fe XII, Fe XV), plus la région de transition (1550 Å), la chromosphère (1700 Å, 1216 Å), et la photosphère (2500 Å).

Pour observer le soleil entier, TRACE est obligé de faire une mosaique —c’est à dire des prises successives d’images en changeant le cadrage–. Après avoir repéré sur EIT les régions d’intérets, cet instrument permet de regarder en détail les structures à petites échelles (par exemple les détails dans les boucles).

Un exemple d’observation multi-longueurs d’onde avec SOHO/EIT

A titre d’exemple nous allons analyser quelles sont les activités présentes le 27 novembre 1998 (Fig. II.13) au niveau de la couronne.

1. Régions Actives :
Correspondant aux taches solaires photosphériques, elles apparaissent comme bipolaires sur les magnétogrammes (AR4). Sur EIT, souvent des tubes de plasma confinés par le champ magnétique rejoignent ces bipolarités et forment des “boucles coronales” (AR3). Elles ont tendance à s’etaler avec le temps (AR1, AR2, AR5).
2. Les Trous Coronaux :
Il s’agit de régions correspondant à des champs magnétiques ouverts, le plasma s’échappant apparait sombre en UV et brillant sur les cartes radio de Nobeyama. Généralement polaires (CH1, CH2) ils peuvent aussi être quelquefois présents à basse latitude.
3. Les Filaments ou Protubérances :
Ce materiel plus froid est visible en Hα comme sombre sur le disque (on parle alors de filament —FC1—) ou brillant sur le limbe solaire (on parle alors de protubérance). En fait, il s’agit du même objet —cf FC2— dénommé différement par les observateurs pour des raisons historiques.

Le champ magnétique se manifeste de nombreuses autres manières que nous analyserons le moment venu.

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Table des matières

I Introduction
I.1 Motivation de la thèse dans le cadre actuel de la physique solaire : situation de la question
I.2 Etapes de travail
I.3 Plan de thèse
II Notions Générales Requises
II.1 Physique de la couronne solaire
II.1.1 Le soleil et son champ magnétique
II.1.2 La physique de la couronne et de la région de transition
II.1.3 Rappels de physique des plasmas et MHD
II.2 Instrumentation et utilisation des données
II.2.1 Présentation des instruments utililisés
II.2.2 Les autres instruments utilisés
II.2.3 Un exemple d’observation multi-longueurs d’onde avec SOHO/EIT
III Techniques d’imageries spécifiques
III.1 Imagerie EIT
III.1.1 Mise en place du catalogue d’images
III.1.2 Dégrillage
III.2 Vision multi-échelles basée sur une transformation en ondelettes
III.3 Vision 3D : Généralités
III.3.1 Problématique
III.3.2 Le “3D par couche”
III.3.3 Principe de la vision en relief : “3D par différence d’angle” : Methodes stéréoscopiques et Anaglyphes
III.4 Vision 3D (2ème partie) : reconstructions stéréographiques
III.4.1 Structures visionnées par stéréovision avec un modèle à priori
III.4.2 Limitations actuelles des reconstructions par inversion stéréographique
III.4.3 Problèmes et contraintes de la stéréovision
III.5 Vision 3D : Conclusion sur les méthodes stéréo
IV Les Boucles Coronales
IV.1 Différents types de boucles
IV.2 Les boucles EUV : des maillons intermédiaires pour comprendre le chauffage coronal
IV.2.1 Les différents comportements des boucles EUV
IV.2.2 Durée de vie des tubes de flux et des boucles
IV.2.3 Aspect des boucles : Torsadage, Cisaillement, Gauchissement
IV.2.4 Hélicité et énergie
IV.3 Etude des boucles EUV
IV.3.1 Des boucles EUV circulaires
IV.3.2 Role du torsadage pour les boucles coronales
IV.3.3 Quelques exemples
IV.4 Conclusion et liens éventuels dans les phénomènes énergetiques
V Diverses structures coronales
V.1 Régions ouvertes et fermées
V.2 Comparaison UV/Radio
V.3 Stabilités des structures
V.3.1 Evolutions
V.3.2 Filaments éruptifs
V.4 Une vision globale de ces études sur la couronne solaire
VI Conclusion

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