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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
Couronne solaire, 29 mars 2006, depuis Sidi Barany, Égypte.
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

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 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

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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

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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

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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 au format Mpeg4, lisible avec le lecteur gratuit QuickTime (dernière version chez Apple) ou avec le lecteur gratuit multiplateformes (GNU) de VLC (http://www.videolan.org/). Vous pouvez aussi le lire en direct sur le site du CNRS Images (avec Real Player) : http://www.cnrs.fr/cnrs-images/video/eclipse.ram. Pour télécharger la version Mpeg4 (meilleure qualité), cliquez ici (26 Mo).

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.

 

Voir aussi :

Contacts
Serge Koutchmy
Jacques-Clair Noëns
IAP-CNRS-UPMC OMP et Obs. du Pic du Midi
98bis boulevard Arago - 75014 Paris - tél. 00 33 (0)1 44 32 80 56  

mai 2006