Quelques résultats préliminaires
de l’éclipse de 2006
Mercredi 29 mars 2006 s’est déroulée une éclipse
de soleil, partielle sur la France, mais totale sur quatre continents, dont
l’Afrique et l’Asie. Des chercheurs du CNRS et notamment de l’Institut
d’astrophysique de Paris, laboratoire mixte du CNRS et de l’Université Paris
6-Pierre et Marie Curie, ont suivi cet événement en Égypte, où le ciel était
parfaitement dégagé. Leur objectif était de réaliser des expériences d’imagerie
et de spectroscopie de la couronne solaire. L'équipe, dirigée par Serge
Koutchmy, directeur de recherches émérite, a été aussi accompagnée par plusieurs
chercheurs appartenant à d’autres laboratoires du CNRS ou des Universités (OMP-
Toulouse ; S.A.- Verrières ; Univ. Nice, mais aussi de Grèce, Russie, Angola,
Égypte), ainsi que par des astronomes amateurs sélectionnés pour leurs
compétences, eux aussi en charge de quelques expériences, souvent
individuellement.
Des
photos et le récit quotidien de leurs expériences sont disponibles dans leur « Carnet
de bord ». Enfin, des résultats préliminaires sont donnés ici, à commencer
par des images. Merci d’avance d’en prendre connaissance et de nous envoyer vos
éventuels remarques et commentaires.
Ces
observations, compte tenu des limitations propres aux éclipses (moyens
instrumentaux limités, difficultés logistiques ; durée courte des mesures,
etc.), étaient appelées à répondre à de nombreuses questions : quels sont les
mécanismes qui interviennent dans le chauffage de la couronne solaire ? Quelle
est l’origine de la perte de la masse du Soleil (vent solaire, particules
énergétiques) ? Quelles sont les propriétés de la couronne poussiéreuse ?
Différents diagnostics basés sur l’imagerie numérique, la polarimétrie et la
spectroscopie, ont été effectués, pour essayer de vérifier les théories du
chauffage magnétique du plasma coronal et celles de l’accélération du gaz chaud
résultant de la dissipation de la turbulence.
La grande quantité de photons disponibles lors des éclipses (la
couronne blanche est aussi lumineuse que la pleine Lune) permet d’atteindre un
rapport signal sur bruit excellent en imagerie numérique. L’analyse des fines
structures de la couronne, qu’il serait fondamental de mieux comprendre pour
affiner les modèles de la structure magnétique de cette couronne, est alors
possible. L’objectif des observations réalisées pendant l’éclipse est donc
d’améliorer la résolution spectro-spatio-temporelle en profitant des techniques
modernes. Il a été aussi demandé à
SOHO et TRACE de réaliser dans les mêmes minutes que l’éclipse du 29 mars
2006, des images de la couronne dans les raies de l’Hélium II (30.4 nm), de
Lyman Alpha de l’hydrogène et dans celle du Fer XII (19.5 nm).
Encore une
fois, la nature magnétique de la couronne, parfaitement illustrée sur les images
d’éclipse obtenues en lumière blanche, a été confirmée.
Les
figures qui suivent sont numérotées de manière à s’y retrouver avec les
commentaires de caractère quelque peu scientifique.
Figure 1
Crédit : Jean Mouette, équipe de Serge Koutchmy, IAP-CNRS-UPMC
(cliquez sur l'image pour une version à plus haute résolution)
Cette image
composite montre la couronne solaire en lumière blanche, avec la chromosphère
durant le 2ème contact (avec des dominantes rouges, à l’est) et
quelques petites protubérances, pendant l'éclipse totale de soleil du 29 mars
2006 observée depuis Sidi Barany, Égypte. Elle a été réalisée en utilisant une
lunette astronomique apochromatique de 880 millimètres de focale installée sur
une monture équatoriale, et un appareil photo numérique de 6 millions de pixels,
associé à un filtre neutre radial qui permet de compenser directement la
différence de luminosité entre la couronne interne et la couronne externe. Ceci
réduit le gradient radial des luminances, produit par la gravité solaire, et
renforce les gradients transversaux dus aux forces magnétiques. Certaines
structures, comme aux pôles, résultent néanmoins d’une combinaison avec la force
dynamique qui produit un flot de particules. Les modèles canoniques de vent
solaire ne permettent pas de l’expliquer. Le pôle Nord du Soleil est à droite en
diagonal, et l’Est en haut et à gauche.
Figure 2
Crédit : Observations et traitement par Chr. Viladrich, mission
IAP (cliquez sur l'image pour une version à plus haute résolution : 20 Mo)
Image composite de
la couronne (observations et traitement par Christian Viladrich) à partir de 6
images CCD prises à l'aide d'une caméra CCD 11 Mpx sur 16 bits, à travers un
filtre vert de 75 nm de largeur. Lunette fluorite de 106 mm de diam. et temps
de poses de 4 et 6 msec. La dynamique de la caméra permet de visualiser toute
la gamme des intensités de la couronne moyenne, sans faire appel à
l'utilisation d'un filtre neutre radial comme avec la photographie ou les
Appareils Photo Numériques (APN) 12 bits. Le traitement est réalisé pour
restituer l'impression d'une observation visuelle à travers de bonnes
jumelles. Le gradient radial des intensités n’est pas entièrement compensé.
L'orientation correspond à celle du moment (10h40 TU) dans le ciel, le nord
solaire étant à droite, tourné de 26.5 deg. par rapport à la direction du
zénith. Plus de détails peuvent être trouvés sur le site :
http://viladric.club.fr/astro/eclsol/egypte/egypte2006.html
Figure 3
La couronne en infrarouge
à 10747 nm (FeXIII)
La couronne en
lumière blanche (pour référence)
Image
monochromatique infrarouge de la couronne du 29 mars 2006, vue grâce à la
lumière émise par la raie du Fe XIII située à 1074.7 nm de longueur d'onde.
Cette image est le résultat de la superposition d'images élémentaires,
obtenues avec un objectif de 135 mm de focale avec des poses de 0.5 s
effectuées à l'aide d'une petite camera CCD dont le rendement quantique est
néanmoins très faible à cette longueur d'onde (environ 2%), mais caméra qui
permet d'opérer rapidement, sans avoir à refroidir le détecteur ni même
guider sur le Soleil.
Cette
image, correctement orientée avec le Nord en haut et l'Est à gauche, résulte
de la soustraction i/ d'une image reconstruite obtenue d'une part,
exactement sur la raie, à l'aide d'un filtre interférentiel très étroit
stabilisé en température (largeur à mi-hauteur de 0.25 nm), et, d'autre part
ii/ d'une image reconstruite obtenue avec le même filtre décalé de 0.5 nm,
dans le continu coronal adjacent, de manière à ne mesurer sur cette image,
après soustraction, que les émissions de la raie (même avec ce filtre très
étroit exactement sur la raie, le rayonnement continu de la couronne blanche
est important et doit être soustrait pour une comparaison avec la couronne
blanche). Ceci montre une absence totale d'émission dans la région polaire
Nord et des traces d'émission dans la région polaire Sud où s'étend pourtant
un trou coronal. Des structures en boucles dans les régions équatoriales Est
semblent décelées, révélant ainsi une distribution particulière des
températures dans la couronne. À signaler que cette raie du FeXIII (formée
vers 1.5 millions de degrés Kelvin avec un potentiel d'ionisation de 360 eV),
a été découverte dans le spectre de la couronne par Bernard Lyot en 1936 à
l'Observatoire du Pic du Midi, grâce à un spectre posé durant 4 heures sur
une plaque photo hyper-sensibilisée au foyer de son coronographe de 20 cm
d'ouverture. Il s'agissait d'ailleurs d'observations faites en soutien à une
mission d'éclipse au Kazakhstan.
À
droite, une image couleurs en lumière blanche de même résolution et de même
orientation est montrée pour référence. Observations Jacques-Clair Noëns et
Raphaël Jimenez ; traitement S. Weiller/ S. K.
Figure 4
Composite en négatif des images monochromatiques
obtenues par Odile Wurmser à travers un filtre interférentiel très étroit de
largeur 0.25 nm autour de 530.3 nm, après recentrage des images (traitement
préliminaire par Sylvain Weiller), poses de 1 s avec caméra CCD 16 bits de
0.35 Mpx env., objectif de 135 mm de focale à F/5.6. Il s'agit d' images
représentant les émissions dans la raie 530.3 nm du Fe XIV, superposées à la
couronne blanche vue dans la même bande passante du filtre. Les émissions sont
assez bien corrélées, mais des structures nouvelles apparaissent néanmoins
comme, à droite, des boucles hautes à l'ouest indiquées par "h.l." pour "high
loops", boucles qu'il est impossible de retrouver sur les bonnes images en
lumière blanche. "j" indique le jet fin linéaire vu sur les images en lumière
blanche, près du pole N, voir plus loin. L’image est orientée avec le pôle N
en haut.
Les plasmoides
Figure 5
L'une des expériences d'imagerie à haute résolution des équipes
associées à l'IAP, a été conduite par
Thierry Legault, à l'aide d'une toute nouvelle caméra numérique Canon
5D équipée d'un chip CMOS de 11 millions de pixels. Elle était associée à un
excellent objectif apochromatique de 106 mm de diamètre permettant une
imagerie couleur avec une résolution de l'ordre de 2 secondes d'arc/pixel, sur
un champ étendu. La figure représentée est un extrait d'une seule des images à
temps de pose court de la série, image spécialement traitée sous Photoshop
(contraste, saturation des couleurs, etc.) pour illustrer un aspect peu connu
de la physique coronale : l'existence de régions froides occluses dans la
couronne chaude ambiante (1 à 2 millions de degrés). Les petites flèches
incrustées sur le fond de la Lune montrent 2 exemples typiques, l'un assez
haut dans la couronne, l'autre près de la surface. La température est révélée
par la couleur rouge des structures, du fait de l'émission de la raie H-alpha
de l'hydrogène neutre. Ces petites régions, appelées quelquefois "plasmoides"
à cause de leur structure magnétique particulière apparemment "fermée",
montrent une évolution assez rapide, avec des vitesses de l'ordre de 100 km/s,
comme sur le plasmoide exceptionnellement saisi sur un petit film réalisé à
l'éclipse de 1991, avec une des caméras vidéo-CCD qui avaient été installées
au foyer du CFHT de 3.6 m de diamètre à Hawaii. Ici, la couleur et le champ
plus grand permettent de saisir le phénomène sur une bien plus grande étendue.
Cet aspect de la physique coronale pourrait être directement lié aux
mécanismes de chauffage de la couronne, mécanisme qui est encore bien
mystérieux.
Figure 6
(cliquez sur l'image pour une version à plus haute résolution)
Spectre sélectionné (extrait avec une seule pose
de 1/25 s) de la séquence spectrale obtenue par Marie-France Balestat et
Bernard Arquier (Association des OA et IAP) durant la totalité, à l'aide de
l'expérience "spectre sans fente". Réseau de 600 traits/mm et focale de 42
mm avec caméra vidéo-CCD couleurs 1.5 Mpx à 25 images/s, en position gain
automatique.
Quelques
raies typiques sont indiquées ici: elles correspondent pour l'essentiel à la
région de transition qui est analysée durant le recouvrement de la
chromosphère par le bord de la Lune, du coté Est du Soleil (après le 2ème
contact). La variation du flux intégré sur toute la raie renseigne sur la
variation des densités et de la température dans cette région de transition
située au sommet de la chromosphère. La séquence de spectres couvre
également la couronne durant la totalité, avec des images de qualité diverse
à cause de la mise au point très dépendante de la longueur d'onde. De
nombreuses images monochromatiques de faible résolution montrant la couronne
entière dans les raies chromosphériques et les raies coronales ont été
également enregistrées.
Figure 7
(cliquez sur l'image pour une version à plus haute résolution)
Image
globale du ciel d'éclipse durant la totalité. Prise de vue et composition
originale par
Thierry Legault à l'aide d'une caméra CCD 11 Mpx. Images en 3 couleurs
obtenues consécutivement avec un objectif type "fish-eye" de 8 mm de focale.
Sur cette reproduction, les couleurs et l’intensité de l'horizon éclairé par
la chromosphère (aux limites de l'ombre de la Lune) sont particulièrement
saisissantes. Ceci explique l’intensité du fond de ciel dû à la lumière
doublement diffusée d’où résulte une totalité peu profonde alors que le ciel
était pourtant parfaitement dégagé. L'intérêt de cette image est aussi de
montrer la couronne très loin. Sur l'extrait de l'image du canal rouge seul
(en haut à gauche), agrandie 2 fois en amplifiant les contrastes, il est
possible de mesurer la couronne jusqu'au moins 20 rayons solaires du centre,
sans traitement destiné à enlever la luminance du ciel. Il s'agit évidemment
de la composante poussiéreuse ou couronne F. Sur l'image panoramique il est
possible de voir la planète Vénus située à plus de 45 degrés à droite (à
l'ouest) de la couronne.
Figure 8
En liaison avec les expériences destinées à
étudier les régions polaires du Soleil, et notamment ce qu'il est convenu
d'appeler les plumes polaires de la couronne blanche, voici une image
assez exceptionnelle résultant des observations du 29 mars 2006.
Il s'agit d'un extrait en négatif, et après
traitement pour renforcer les contrastes, d'une des images obtenues par
Christian Viladrich (voir Fig. 2) à l'aide d'une caméra CCD de 11 Mpx sur
16 bits et à travers un filtre vert excluant toute contribution de la
couronne froide, au foyer d'une lunette apochromatique de 106 mm de
diamètre. Le temps de pose est de seulement 0.02 s.
Le jet fin quasi linéaire situé un peu à l'ouest
du pôle Nord et montré dans la couronne par le signe " * " est un exemple
remarquable d’une de ces structures peu étudiées dans la couronne à cause
de leur finesse et sans doute de leur durée de vie assez courte. Ce jet
fin est très intéressant : c'est un des meilleurs exemples de jets
éphémères (redécouverts à l’aide de plusieurs expériences spatiales, en
dehors des observations d'éclipses qui sont elles à peu prés incapables
d'y voir des variations temporelles notoires, à cause de l'absence de
couverture suffisante dans le temps) et qui ont été étudiés avec les
expériences Lasco et EIT de SoHO (en corrélant des observations EIT
d'émissions UV avec des observations Lasco en lumière blanche - travaux de
H. Wang et d’autres aux USA notamment).
La largeur de ce jet est de l'ordre de 4 à 10 secondes d'arc et sa
longueur est d'environ 10 minutes d'arc, donc près de 100 fois plus. Il
faut mesurer soigneusement son indice de couleurs pour vérifier s'il est
supra-thermique (effet Compton inverse), ce que suggère sa rectitude. Des
structures de ce type sont aussi d'excellents candidats pour expliquer le
vent solaire rapide.
À remarquer que ce jet n'a pas clairement de pied ancré à la surface (il
"apparaît" mieux à partir d'une certaine hauteur, ce qui est bien
mystérieux: comment appliquer alors l'équation de conservation de la masse
comme pour un écoulement ou un flot ? Sans doute faut il revenir à l'image
originale et ne pas faire de conclusion trop hâtive sur cette image
traitée. L'hypothèse quasi-stationnaire est difficile à éviter, même s'il
s'agit de reconnexions magnétiques, ce qui est assez difficilement
soutenable à priori dans une région polaire considérée souvent comme
unipolaire. Le jet est sans doute collimaté, à cause du rapport observé
diamètre/longueur. La section du jet est sans doute quasi-circulaire et ce
ne serait donc pas un feuillet vu par la tranche, comme cela arrive
souvent pour des plumes polaires beaucoup plus "larges" (plutôt 50 seconds
d'arc). Il faut donc étudier comment la section de ce jet linéaire varie
dans l'espace... Assez remarquablement, il est entouré par une couronne
polaire qui, à cet endroit, est relativement plus sombre (couronne moins
dense, donc pression gazeuse plus faible) suggérant que le champ
magnétique y est relativement plus fort pour supporter la pression
thermique du plasma.
Figure 9
(cliquez sur l'image pour une version à plus haute résolution)
Extrait en négatif d'une seule des images obtenues par Franck
Vaissière, à l'aide d'un réflex photo numérique à chip CMOS de 8 Mpx au
foyer d'un objectif MTO-1000 de 1 m de focale à F/10. Pose de 60 msec.
Région Nord pour montrer au mieux le jet fin linéaire dont la section sur
cette image de pose courte correspondrait à une largeur totale à
mi-hauteur de 6" +/- 1 à 2".
Figure 10
(cliquez sur l'image pour une version à plus haute résolution)
Étude de la distribution de la polarisation
linéaire dans la couronne solaire externe- carte préliminaire.
En vue d'étudier précisément la couronne
poussiéreuse (F), une analyse poussée de la distribution des taux et des
directions de polarisation linéaire, en trois couleurs, est en cours. Les
mesures ont été réalisées par Jean-Yves Daniel à l'aide d'un dispositif
polarimétrique utilisant un appareil photo numérique équipé d'un chip CMOS
de 8 Mpx, en collaboration avec François Sèvre et S. Koutchmy. La figure
montre une première cartographie dans la bande verte, effectuée sans
aucune correction de fond du ciel ni d'images parasites dues au polariseur
linéaire. Les courbes d'iso-taux de polarisation ont été tracées selon des
intervalles de 0.5 % (précision de l'ordre de 0.1 %) à partir de 4 images
polarisées à 45 degrés faites avec un temps de pose de 1 sec produisant
une image de la couronne interne très surexposée. Cette cartographie ne
montre donc correctement que la couronne externe (d'autres temps de pose
ont été réalisés pour l'étude de la couronne plus interne). L’image
correctement orientée avec le Nord solaire en haut. Une propriété
remarquable est mise en évidence sur cette cartographie: l'existence
prédite théoriquement de 2 points neutres dus à l'intervention de la
polarisation du fond du ciel, ce qui provient de la nature vectorielle de
la polarisation. Le 2ème point neutre situé dans la partie
supérieure est partiellement recouvert par l’image parasite de la couronne
interne. Les caustiques visibles sur le fond de Lune sont également le
résultat de cette composition.
Figure 11
(cliquez sur l'image pour une version à plus haute résolution)
Carte
préliminaire des taux de polarisation obtenue par Denis Fiel en analysant
la couronne verte du Fe XIV à travers un filtre de 0.4 nm de largeur
totale à mi-hauteur. Un masque afocal était utilisé dans le montage, pour
éviter la surexposition de la couronne interne. Mesures avec une caméra
CCD 16 bits de 0.35 Mpx environ, ainsi qu'un polariseur linéaire suivant 3
positions. Seule la polarisation du continu adjacent est montrée sur cette
figure. Le reflet parasite est indiqué ainsi que la vraie position du
disque solaire correctement orienté. Les taux de polarisation nettement
plus faibles mesurés dans les régions polaires sont dus à l'influence plus
grande de la couronne F non polarisée d'une part, et à l'influence de la
distribution géométrique des structures plus souvent situées bien en
dehors du plan du limbe.
Parmi les autres résultats de cette éclipse qui ne
sont pas montrés ici, il faut signaler :
i/ près de 100 spectres à bonne dispersion et fente
longue obtenus au voisinage de la raie verte, à l'aide de la caméra CCD rapide
refroidie "spatialisée" 14 bits du Lebedev Institute (FIAN)- Moscou
(observateurs : Serguei Kuzin et Andreii Pertsov), équipée d'un chip e2v de
1x2 Kpx. au foyer du spectrographe de l'IAP (avec l’aide de Luc Damé; Serge
Koutchmy et Mohamed Semeida)
ii/ des images haute résolution, en lumière polarisée
linéairement, obtenues sur film argentique couleurs, à l'aide d'un dispositif
contrôlé électroniquement par Jean-Marie Munier et un objectif de F500 mm.
iii/ d'autres images de la couronne, telles celles
faites par J. Mouette avec un caméscope numérique, par Thierry Legault à
l'aide d'un APN- CMos de 11 Mpx, par Jaime Vilinga à l'aide de diverses
cameras au foyer de petits télescope, etc.
Jean Mouette a également réalisé un film de 7 minutes qui montre
l'ambiance pendant la phase totale de l'éclipse. Ce film est disponible en direct sur le site du CNRS Images :
http://videotheque.cnrs.fr/doc=1790.
Remerciements : Nous
remercions toute la Direction de l'IAP qui a parfaitement soutenu cette
mission, l'INSU, le CNRS, le CNES et les Universités, pour nous avoir donné
des moyens supplémentaires, les relations extérieures du CNRS pour l'aide
apportée pour diffuser nos nouvelles, le Ministère des Affaires étrangères et
le conseiller scientifique de l’Ambassade française au Caire qui a soutenu une
opération IMHOTEP à cette occasion, Egide qui a géré le crédit, le Prof. A.
Hady (Université du Caire) qui a suivi les opérations et l'Observatoire de
Helwan en Égypte pour l'aide apportée sur place. L'organisation des O.A. (Pic
du Midi) est supportée par Fiducial.
