Soutenance mémoire
L’étoile Soleil et son activité
La chromosphère est connue depuis l’Antiquité à partir de l’observation des éclipses totales du Soleil, car elle rayonne tout spécialement la raie rouge Hα de HI, spectre de l’hydrogène, ainsi que la raie D3 de l’hélium neutre He I, dans le jaune – orange et la raie bleue Hβ de HI, ce qui lui donne une couleur rose. Si on prend, comme la plupart des auteurs, cette définition, issue de l’observation des éclipses, pour la chromosphère, il est évident que cette chromosphère est considérablement étendue. Elle comprend une partie « froide » constituée par des structures fines (spicules).
Observé à haute résolution, la chromosphère n’est pas une couche (enveloppe) parfaitement sphérique et stratifiée autour du Soleil. Le cycle d’activité solaire de 11 ans a une influence sur la différence d’épaisseur entre les pôles et l’équateur.
Notre étoile Soleil est une étoile active à cause de son champ magnétique variable, comme nous allons le voir dans cette thèse.
Le cycle d’activité solaire a été défini (voir figure 1.2) grâce à l’indice relatif des taches (RI – indice relatif international des taches) à la surface du Soleil. Le nombre relatif de taches solaires est un indice de l’activité du disque entier visible du Soleil, déterminé chaque jour sans référence aux jours précédents. Chaque groupement isolé de taches solaires se nomme un groupe de taches solaires, et il peut se composer en une seule ou plusieurs taches distinctes. Le nombre relatif des taches solaires est défini par R = K (10G + N), où G est le nombre de groupes de taches solaires et N est le nombre de taches individuelles. K (K ≤ 1) est le facteur de normalisation qui dépend de l’observateur. Cet indice est disponible, sans interruption, depuis 1700 en valeurs annuelles, depuis 1750 en valeurs mensuelles et depuis 1849 en valeurs quotidiennes.
Plus fondamental encore est évidemment le choix de l’indice d’activité. La figure A.1.2 emprunté à P. Lantos, compare, pour le cycle 21, le flux en rayons X (noté X), celui à 10,7 cm dans le domaine Radio (noté F) et celui de l’indice de taches RI12 (noté R). Les ingrédients de ce dernier indice, nombre de taches individuelles (N) et nombre de groupes (G) sont également tracés. Pour chacune des courbes, les triangles indiquent la date des minima et des maxima et montrent la grande dispersion (environ 2 ans) des époques correspondantes. Avec deux indices dont les variations sur 11 ans sont pourtant bien corrélées, comme le RI12 et le flux centimétrique correspondant, les maxima trouvés sont disposés en décembre 1979 pour le premier et en mai 1981 pour le second.
L’existence du phénomène de variation de l’activité solaire et son cycle est évidemment fondamentale pour comprendre la nature de la dynamo solaire, responsable de la régénérescence périodique du champ magnétique qui fonctionne soit de manière aléatoire, soit de façon déterministe, et donc de manière quand même assez chaotique. Durant les époques où le système devient chaotique, il semble que la phase du cycle soit perdue, de telle sorte que l’oscillateur, cet épisode passé, repart avec la même période d’oscillation, mais avec des cycles découplés. L’analyse de l’éventuelle nature chaotique de l’activité solaire à plus courte échelle de temps a été maintes fois tentée, jusqu’ici sans aucune conclusion. Il est donc intéressant de chercher de nouveaux indices de l’activité cyclique, y compris dans la chromosphère.
Variabilités radiatives (Constante solaire ; raie UV, …)
On sait bien que le cycle solaire est déterminé par le nombre de taches à la surface du Soleil et par conséquent la question de savoir si cela apporte un effet sur le rayonnement total du Soleil et sur son flux total (la constante solaire) est posée, voir figure A.2.1. La réponse a été obtenue seulement très récemment, à partir de 1979, avec l’envoi de satellites porteurs d’instruments spécialisés qui confirment des variations de la constante solaire (flux total rayonné) extrêmement faibles de l’ordre du millième entre maximum et minimum des taches au cours d’un cycle solaire et contrairement à ce que l’on pourrait penser (puisque les taches sont moins brillantes que le reste de la photosphère), le flux total est moindre au moment du minimum des taches plutôt qu’au moment du maximum. Ainsi, la variation de la constante solaire suit le cycle des taches et donc le cycle magnétique. Cette loi est maintenant confirmée sur environ 2 cycles d’activité.
L’analyse détaillée de ces résultats a montré que les taches jouent un rôle relativement important mais que ce rôle était contrebalancé, entre autre, par celui des facules, plus brillantes que le reste de la photosphère.
L’activité solaire (magnétisme, effet dynamo ; flares ; C.M.E. ; vent ; SEP – Solar Energetic Particles) et les perturbations magnétosphèriques
Le cycle d’activité magnétique solaire est assez différent de celui des taches (Lantos, P., 1997).
Contrairement aux polarités des taches, qui s’inversent dans chaque hémisphère au moment du minimum, celles du champ à grande échelle le fait au moment du maximum du cycle. Cela montre que le cycle solaire pris dans sa globalité est plus complexe que celui des taches seules.
En ce qui concerne l’activité géomagnétique, dans ses manifestations les plus extrêmes, les orages géomagnétiques, elle est liée d’une part aux phénomènes éruptifs du Soleil et d’autre part aux trous coronaux polaires durant les trois ou quatre dernières années du cycle, qui sont stables et descendent fréquemment à basse latitude. Dans les deux cas de l’activité géomagnétique, la magnétosphère est perturbée par les variations rapides des paramètres du vent solaire. Grâce à une étude effectuée sur onze cycles pour analyser la relation entre les indices de taches et les indices géomagnétiques, on constate, à l’évidence, une grande irrégularité. Les maxima des cycles de taches correspondent cependant à des périodes d’activité géomagnétique intense en raison de la contribution des éruptions solaires. La seule exception correspond au maximum de 1980, année où l’indice géomagnétique est extrêmement bas, ce qui est d’ailleurs un cas unique dans la série, longue de 130 ans (voir figure A.3.1). Au minimum du cycle des taches on observe un minimum de l’indice géomagnétique, qui peut être décalé d’un an par rapport à celui des taches. Le maximum le plus important de l’activité géomagnétique, pour trois des quatre cycles présentés ici, se situe durant la phase de décroissance de l’activité solaire. Il met en jeu à la fois l’activité éruptive et le passage, sur le disque solaire, des trous coronaux. En fin de cycle, lorsque l’activité solaire a fortement décrû, apparaît un ultime maximum de l’activité géomagnétique (indiqué sur la figure par un astérisque) qui, lui, n’est lié qu’à la présence de trous coronaux. L’importance de ce dernier maximum permet peut-être de prévoir l’amplitude du maximum de l’indice des taches du cycle suivant.
Le diagramme papillon des taches (figures A.2.2) montre qu’elles apparaissent en début de leur cycle à des latitudes de l’ordre de 40°. Pour obtenir des informations à plus hautes latitudes, on doit observer d’autres traceurs. Les régions actives éphémères et les facules, y compris les facules polaires, de même que les filaments Hα, permettent cette étude. Les régions actives éphémères et les facules identifiées, par leur polarité magnétique, au nouveau cycle, apparaissent à des latitudes comprises entre 35° et 65°, trois à quatre ans avant le début du cycle des tâches. Elles migrent ensuite vers les latitudes plus basses de telle sorte qu’au début du cycle des taches, ces régions se situent aux mêmes latitudes qu’elles, vers 30° ou 40°, formant ainsi une branche qui précèderait celle des tâches. Lorsque l’on dénombre les facules dans les régions polaires, on trouve, comme l’indique la figure A.3.2, que leur cycle (a), on verra dans cette thèse que l’ovalisation de la chromosphère montre le même type de comportement, de onze ans également, varie en opposition de phase avec le cycle des taches (b), leur nombre croissant au moment de la décroissance du cycle des taches précédent et atteignant son maximum au moment du minimum de celui-ci. Il en est de même des plumes polaires, structures coronales fines et denses observées à haute latitude, dont le nombre moyen (c) est également tracé sur la figure A.3.2, et qui semblent liées au vent solaire rapide (travaux récents utilisant les observations SoHO).
Si l’on mesure, au cours du cycle solaire, la latitude moyenne des filaments Hα quiescents, on observe une branche partant, comme celle des régions actives éphémères, des latitudes de l’ordre de 50° et montant vers les pôles, les latitudes de 80° étant atteintes au moment du maximum des taches (Leroy et Noëns, 1983). Ainsi, les indices d’activité « globale » ont tendance à être remplacés, pour comprendre l’activité, par l’observation de petites structures (facules ; filaments ; etc.) au détriment d’une description plus générale. Nous allons voir que l’étude de l’épaisseur de la chromosphère est un autre manière d’aborder le problème de l’origine de l’activité, ou tout au moins d’un aspect de cette activité, sans doute lié à l’émergence du champ magnétique et au phénomène de trou coronal. Un autre phénomène issu des taches solaires est nommé « flares », modifiant les champs magnétiques des taches et libérant une grande quantité d’énergie. Ces phénomènes sont observés dans le domaine spectroscopique visible en particulier en Hα, en rayons X, en UV et très rarement dans le domaine du visible continu optique et en rayons gamma. La figure A.3.3 montre l’exemple d’un « flare » sur un spectrohéliogramme Hα, enregistré à l’Observatoire de Paris – Meudon – France en 1946.
L’occurrence de petits « flares » (class 1) est très fréquente, arrivant même à une centaine par mois durant de maximum du cycle d’activité, alors que les gros « flares » qui généralement produisent des perturbations dans l’environnement terrestre, ont lieu seulement quelques fois par an. Les effets produits vont de l’augmentation des rayons X et UV jusqu’à un facteur 1.000 comparé à la radiation produite par le Soleil calme, à l’accélération des protons. Les « flares » sont généralement associés aux CME observés presque continuellement par l’expérience coronographique à bord du satellite SoHO (Solar and Heliospheric Observatory) en période de maximum d’activité (figure A.3.4). Les S.E.P. (Solar Energetic Particles) sont observées en liaison avec ces gros flares et leur origine est encore mal comprise. Elles semblent liées aux phénomènes non thermiques d’accélération observés en Radio.
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Table des matières
INTRODUCTION
A Sur l’intérêt d’étudier l’étoile Soleil et son activité ;
A.1 L’étoile Soleil et son activité ;
A.2 Variabilités radiatives (Constante solaire ; raie UV, …) ;
A.3 L’activité solaire (magnétisme, effet dynamo ; flares ; C.M.E. ; vent ; SEP) et les perturbations magnétosphèriques.
A.4 Les variations climatiques et la météorologie de l’espace ;
B Définition des différentes couches denses de l’atmosphère solaire (Modèle hydrostatique standard moyen) et extensions chromosphériques.
B.1 La chromosphère des éclipses : images après les contacts (spectre flash).
B.2 L’enveloppe d’hydrogène : le comportement des raies H et K de Ca
II, les extensions chromosphériques (rayonnement Radio millimétrique ; absorption au bord du rayonnement coronal) et les modèles empiriques.
B.3 L’enveloppe d’hélium, autrefois et aujourd’hui.
C Quelques aspects particuliers, au bord solaire et au delà
C.1 Description succincte de l’évolution du champ magnétique durant l’émergence du champ à la surface, vers la chromosphère et vers la couronne.
C.2 Effets escomptés de l’émergence du champ magnétique : phénomènes dynamiques dans la haute chromosphère.
C.3 Spectres avec fente radiale au bord photosphérique, pour montrer l’épaisseur de la chromosphère.
C.4 Évidence à l’aide d’une image de la chromosphère du Soleil au minimum d’activité et une image du Soleil au maximum, faites à NSO/SP (One Shot Coronagraph) : variation de l’ovalisation.
D Le vent solaire rapide.
D.1 Origine du vent rapide ; trous coronaux ;
D.2 Chauffage de la chromosphère et chauffage de la couronne : l’ovalisation traduit-elle un mécanisme d’émergence du champ magnétique responsable du chauffage et du vent rapide ?
CHAPITRE I: Mesure de la forme de l’enveloppe chromosphérique : Distorsions dues à l’atmosphère terrestre et distorsions instrumentales.
I.1. La réfraction atmosphérique
I.1.1 Problématique de la réfraction différentielle (RD) produite dans l’atmosphère terrestre;
I.1.2 Comment la RD introduit un aplatissement du Soleil en fonction du lieu d’observation, de la position dans le ciel et de l’époque de l’année;
I.2 Qualité du ciel en général
I.2.1 Transmissions atmosphériques pour différentes hauteurs du Soleil h;
I.2.2 Effets du « Seeing »;
I.2.3 Problème des « contrails »;
I.2.4 Avantages des sites sub-tropicaux (hauteur du Soleil; ensoleillement ; qualité des images…);
I.3 Filtrogrammes et spectrohéliogrammes
I.4 Variations annuelles de l’angle de position P; et de la latitude héliographique B
I.5 Travaux historiques et autres travaux en rapport avec la forme de l’enveloppe chromosphérique.
CHAPITRE II: Mesures précises de l’épaisseur de la chromosphère : premiers résultats.
II.1 Évaluation de l’effet des inhomogénéités (spicules) sur la précision des mesures du bord.
II.2 Résultats obtenus par la méthode spectroscopique
II.2.1 Mesures durant le minimum d’activité (CaII K ; He I)
II.2.2 Mesures durant le maximum d’activité (Hα ; Ca II K)
II.3 Mesures effectuées à l’aide des images du canal 304 de EIT – SoHO
II.4 Évaluation par les méthodes « coronographiques »
II.4.1 Images des spectrohéliographes (S.H.) de Meudon en K3 Ca II et Hα
II.4.2 Images coronographiques de l’instrument HACO (HAlpha COronographe) du Pic du Midi ;
II.4.3 Images du « One-Shot Coronagraph » de NSO/SP ;
II.4.3.1 Mesures
II.4.4 Images « disque » de Big Bear Solar Observatory – BBSO et de ISOON (NSO/SP), et images du réseau international Hα;
II.4.5 Images du Kanzelhöhe (Autriche).
CHAPITRE III: Développement d’un nouvel instrument Hα au sol et résultats préliminaires.
III.1 Laboratoire en développement à Luanda (Université Agostinho Neto)– Effet attendu de la mer pour la qualité des images (effet Big Bear) ;
III.2 Premiers développements pour l’établissement d’un laboratoire solaire en Province – L’expérience de Tchivinguiro ;
III.3 Une expérience optimisée pour mesurer la forme de la chromosphère
III.3.1 Le réfracteur et sa monture ; les détecteurs ; premiers essais à l’I.A.P., au Pic du Midi ;
III.3.2 Filtre Coronado, performances et améliorations possibles ; contrôle ;
III.3.4 La détection rapide et le traitement post-facto des images ;
III.4 Mesures préliminaires et analyse des images
III.5 Discussion ; précision des mesures ; erreurs systématiques ;
Conclusions générales
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