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La mission solaire SOHO: quelques résultats récents
C. R. Acad. Soleil/Sun
Article
Sci.
&dig6
Paris,
t. 327,
~3I’invitation
1287-4620/99/032701201 Tous droits r&sew%
S&ie
II
b, p. 1201-1214,
1999
du ComitC de lecture.
0 1999 Acadhie
des sciences&ditions
scientifiques
et mkdicales
Elsevier
SAS.
A bridged
English
Version
After more than three years of operations, SOHO and its twelve instruments continue to gather an impressive amount of data, the intrinsic qualities of which are amplified by the complementarity of the instruments and their combined observations. The initial objectives of this mission operating at the time of solar minimum were to solve the puzzle of coronal heating (in other words the existence of a hot corona, seejgure Z) and to find the mechanism(s) of the acceleration of the solar wind. For both issues, SOHO has proved very successful. Before SOHO, solar physicists were looking for two types of magnetic energy to be converted into heat: waves and direct currents, probably resulting from magnetic reconnection. Parker (1988) had also explained the necessity of a wind whenever one had a corona (thermal expansion). SOHO and its spectra-imagers have allowed for the detection of waves formed at different temperatures in different structures. ‘Chromospheric’ waves (around 200 s) do not seem to persist when one moves up into the transition region between the chromosphere and the corona (TR). The photospheric pressure modes (300 s) also seem to decrease rapidly above a few lo4 K (see$gure 2 from Gouttebroze et al., 1999). Another (average) detection of waves is related to the width of emission lines (provided they remain optically thin). The variation of line width with the temperature of formation of lines shows that it peaks at about 3.10” K and decreases at higher temperatures Ngltre 3). All these results point to the inefficiency of waves heating (at least at these low frequencies). SOHO has provided a large amount of evidence of magnetic reconnection: stochastic emergence of magnetic flux at the boundaries of the network which is completely “refreshed” every 40 h (Schrijver et al., 1998); direct evidence of a single large reconnection event (&ure 4 from Innes et al., 1997) along with the observation of many different transient features detected at TR and coronal temperatures. A promising avenue is given by the on-going statistical analysis of all these classes of event: the distribution of various parameters of these events (line intensity, duration...) shows, on top of a Gaussian (or x2) law, a prevalent power-law (Bocchialini et al., 1998; Krucker et al., 1998; Regnier et al., 1998). This result highlights the importance of micro-events which are reminiscent of the nanoflares first proposed by Parker (1988). The study of the acceleration of the solar wind needs to distinguish between the fast wind (800 kms-‘) formed above coronal holes and the slow wind (400 km s-‘) formed elsewhere. Combining the spectral observations of two instruments and using the roll of the spacecraft, David et al. (1998) provided the first direct measurement of the electron density in a coronal hole. They showed that the temperature peaks at about 8.105 K at an altitude of about 10” km (figure 5). Such a result completely eliminates a Parker model which would need several lo6 K for providing the fast wind. It does not contradict the below-mentioned gyroresonance model which heats and accelerates ions preferentially. Another new result concerns the evidence of a (small) upflow in network boundaries located in coronal holes contrary to the usual downflows observed in other regions (Hassler et al., 1998, 1999). Such a detection in TR lines (6.10” K) shows that the wind begins very low in the atmosphere, preferentially above magnetic regions (figure 6). The divergence with height of the network boundary has been measured for the first time by Patsourakos et al. (1999). Higher in coronal holes, the UV spectrocoronagraph on board SOHO has provided a wealth of results. It has shown that ion temperatures are higher than proton temperatures, themselves higher than electron temperatures. Here the temperature physical quantity is taken as a measurement of the local and nonlocal motions (Antonucci, 1998). Strong velocity anisotropies have been derived which show that motions transverse to the magnetic field are larger than radial ones (parallel to the magnetic held). The prime candidate for such an anisotropy seems to be the ion gyroresonance (Tu and Marsch, 1997). 1202
As far as the slow wind is concerned, the concept has moved from a single permament wind into a system of sporadic and complex winds where the closed magnetic loops in equatorial jets play a major role in blocking or releasing the material underneath. Combined measurements between SOHO coronagraphs and Galileo probe signals (whose scintillations are due to the crossing of the corona) even lead to the picture of a pervasive fast wind which generates the slow wind when blocked by the above loops (Habbal et al., 1997). Finally, with the help of an instrument pointing at the antisolar direction, it has been proved that the wind mass flux is rather constant with latitude, except for a small increase between -20 and +20” (Kyrola et al., 1998). Finally, the combination of disk imager and coronagraphs has allowed Coronal Mass Ejections (CMEs) to be studied in detail. It has been shown that they often start from the eruption of a prominence and that the perturbation affects the whole surface of the Sun (figure 7). Such observations and analysis mark the beginning of the Space Weather era. The mechanisms for coronal heating and wind acceleration pointed out by SOHO deserve confirmation through more joint observations between SOHO and Ground-Based Observatories.
1. Introduction La perte de contact avec le satellite en juin 1998, puis la reprise des communications en septembre, la remise en bonne position du vehicule, le rechargement des batteries et enfin le redemarrage de la douzaine d’instruments en octobre 1998 ont attire l’attention sur la mission solaire SOHO (pour Solar Heliographic Observatory). Sa cXest un veritable exploit technologique, qui ne doit toutefois pas occulter la moisson de resultats scientifiques obtenus avant l’incident : le volume de donnees depasse le Teraoctets. 11ne doit pas occulter non plus la moisson a venir, alors que le Soleil a deja don& des signes de reprise d’activid. Le succes de la mission tient a l’unique combinaison d’instruments qui se completent les uns les autres en termes de techniques de diagnostics, de cibles et d’altitudes solaires vi&es. On trouve en effet, a bord de SOHO, des instruments d’imagerie et coronographie (EIT, LASCO et SWAN), de spectroscopic (CDS, SUMER, UVCS, lequel combine aussi la technique originale <>Doppler avec la coronographie), ainsi que des detecteurs in situ (CELIAS et ERNE). 11 tient aussi a l’envoi, dans l’espace, d’instruments dedies a l’heliosismologie, jeune science qui demarre veritablement dans l’espace avec SOHO. Les instruments concern& sont GOLF, VIRGO et MDI. Ces instruments sont detail& dans diverses publications : The SOHO mission, The first Results from SOHO et les Comptes rendus des Ateliers 5, 7 et 8 de SOHO. Le succbs tient enfin a la nature mCme de la mission : observations ininterrompues depuis le point de Lagrange Ll du systeme Terre-Soleil, possibilites tres &endues de reagir c>a l’etat du Soleil, telemesure substantielle (50 kb/s pour les instruments coronaux, pres du triple pour MDI). Les objectifs originels de la mission sont l’etude de la structure interne (par l’heliosismologie), des processus de chauffage coronal et d’acceleration du vent solaire. Nous nous limiterons ici aux resultats relatifs au chauffage et a l’acceleration du vent solaire. 11est bien Ctabli que la zone convective fournit un flux d’energie mecanique largement superieur au flux de chaleur requis. La question qui est posee est celle du mecanisme de conversion de cette Cnergie mecanique en chaleur, notamment dans la couronne cfigure 1). 1203
Figure 1. Montage de rrois images obtenues respectivement par I’imageur EIT et les deux coronographes Cl et C2 de LAX0 sur SOHO. Le disque central est vu ici dans la raie de rksonance de I’hClium ionis (i = 30.4 nm) formte j une tempkature d’environ 80 000 K. Le premier anneau repkente la basse couronne we en lumitre blanche par Cl. La dernikre et plus grande partie du clichC reprksente la lointaine couronne we en lumitke blanche par C2, jusqu’h une distance de quatre rayons solaires au-dessus du bord. (Montage de Vakry Koulchmy). Figure 1. A montage of three pictures taken by the EIT imager and the two coronagraphs Cl and C2 of LAX0 on board SOHO. The disk is shown here i/r the reronance line of He II (n = 30.4 nm) formed at a temperature of about 80 000 K. The first annulus shows the low white-light corona (Cl). The outer area of the jigure shows the far white-light coronci (C2) up to a distance of four solar radii above the limb. (Courtesy ValPg Koutchmy).
On sait, depuis les annCes 1970, que le chauffage acoustique devient insuffisant d&s que le sommet de la chromosph&re est atteint. On s’est done naturellement tourn vers une conversion d’energie mtcanique en Cnergie magnitique, elle-meme dissipCe dans la couronne solaire. Sont ainsi proposCs deux types de chauffage : le chauffage de type <>(effet Joule) rCsultant notamment de la reconnexion magdtique, qu’elle soit B grande ou a petite Cchelle. Dans ce dernier domaine, on notera le mode de chauffage omniprCsent par nano-kruptions, propos6 en 1988 par E. Parker. Le vent solaire a CtC, pour la premi&e fois, mis en Cvidence par la poussCe ionique qu’il exerce sur les particules dCgazCes par les corn&es B leur approche du Soleil. Apri% de multiples mesures in situ effectuCes dans la banlieue de la Terre et mCme B 30 rayons du Soleil (sonde Helios), on sait que le Soleil perd pr&s d’un million de tonnes d’hydrogkne par seconde et qu’il faudrait lOI anntes pour disperser ainsi la masse du Soleil. On sait aussi que deux types de vents coexistent : le vent lent (400 km.s-‘), prt%ent au voisinage de 1’Ccliptique et le vent rapide (800 km$‘), issu essentiellement de rigions polaires peu denses, appelCes <
Dans les deux domaines du chauffage coronal et de l’acceleration premieres reponses.
2. Chauffage
du vent, SOHO a apporte de
coronal
Dans un milieu aussi perturb6 que l’atmosphere solaire, il est nature1 que se propagent et se dissipent des ondes de nature acoustique et magnetohydrodynamique (MHD). Leurs signatures spectrales sont a rechercher dans les oscillations de vitesses (decalages Doppler) et de densites ou temperatures (intensites de raies). Quand on compare la puissance des oscillations d’intensite dans les raies chromospheriques avec celle des raies de la RT, comme l’ont fait Steffens (1997) et Gouttebroze et al. (1999) avec SUMER, on constate, d’une part, qu’aucune puissance significative n’est presente autour de 3 min et, d’autre part, que la puissance dans la gamme des 5 min decrolt tres rapidement de la chromosphere a la region de transition (figure 2). Les ondes sont-elles reellement absorbees ou reflechies dans la RT, ou simplement transmises par la RT qui se contenterait ainsi de suivre les deformations qu’elles imposent ? Seules des mesures precises de vitesses permettront de repondre.
Si I
LAMBDA=1256
DATE=97/01/10
IO” E
2. Spectres de puissance moyens des variations d’intensitk dans quatre raies du silicium formkes g des temptratures croissant de lo4 i?. &lo4 K. (a) Si I, 125,6 nm. (b) Si II, 126 nm. (c) Si III, 120,6 nm. (d) Si IV, 139,3 nm. La figure est extraite de Gouttebroze et al. (1999).
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FREQUENCY &RDHERTZ) SI III
Figure 2. Average power spectra of intensity variations in four Si lines formed at temperatures increasing from lo4 to 8.104 K. (a) Si I, 125.6 nm. (b) Si II, 126 nm. (c) Si III, 120.6 nm. (d) Si IC: 139.3 nm. The jigure is taken from Gouttebroze et al. (1999).
3
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DATE=9711 l/O9
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FREOUENCY (&RDHERTZ)
1205
Figure 3. Variation de la vitesse s non thermique >> en fonction de la tempkrature Clectronique. La figure est tirCe de Chae et al. (1998).
Signalons aussi que des observations effectuees avec l’imageur EUV EIT (dans des raies de Fe IX et Fe X formees a un million de K) hors du bord semblent indiquer l’existence, dans les plumes polaires (regions de surdensite orientees radialement), d’ondes progressives quasi periodiques avec des vitesses de l’ordre de 80 a 140 km.s-I (DeForest et Gurman, 1998). I1 s’agit la d’ondes MHD qui participent probablement au chauffage coronal mais l’ordre de grandeur de ces vitesses ne permet pas de decider si ce sont des modes lents ou rapides (voir aussi Wikstol et al., 1997 ; Curdt et Heinzel, 1998 ; Doyle et al., 1998) Un autre outil de detection des ondes consiste a mesurer les Clargissements de raies, a en soustraire la composante thermique et a attribuer la largeur i< non thermique >),soit a des mouvements non resolus (turbulence), soit aux effets d’ondes elles aussi non resolues (figure 3). Quand on trace les valeurs des vitesses non thermiques deduites des mesures effectuees avec SUMER et CDS (Brynildsen et al., 1997 ; Chae et al., 1998) en fonction de la temperature, on constate un maximum (30 km+-‘) a 3.105 K. L’existence de ce maximum signifie peut-&tre que le chauffage turbulent est eficace (et suffisant) jusqu’au milieu de la region de transition, mais pas au-dela. L’atmosphere exterieure solaire connait une diminution brutale du rapport des pressions gazeuse et magnetique (le p du plasma), quand on monte de la photosphere vers la couronne. I1 est done nature1 de penser que les lignes de champ soumises seulement aux contraintes imposees par les mouvements photospheriques de leurs pieds arrivent a se rencontrer : quand les champs sont de signes contraires, il y a reconnexion. L’instrument MDI, qui combine la mesure ininterrompue du champ magnetique longitudinal avec celle des champs de vitesses photospheriques, a permis de suivre l’evolution du reseau chromosphhique. Schrijver et al. (1998) ont mis en evidence l’importance de l’emergence de regions bipolaires dans la formation et la c>du reseau. L’energie magnetique, ainsi accumulee puis dissipee par reconnexion magnetique, est considerable ; la duree de vie moyenne du reseau est de l’ordre de 40 h. 1206
Un autre resultat spectaculaire a CtC obtenu dans la raie de Si IV a 139,4 nm formee a 9.104 K avec SUMER (Innes et al., 1997). L’observation consiste en une serie de spectres stigmatiques faits a 5 s d’intervalle et en six positions separees d’une seconde d’art (figure 4). Si l’on se concentre sur le point brillant central le long de la fente, on constate qu’au bout de 45 s, il est l’objet d’un fort decalage Doppler vers le bleu a la position 3. On retrouve ce decalage quelques dizaines de secondes plus tard, mais on constate d’une part qu’un decalage vers le rouge lui est associe et d’autre part que les positions adjacentes subissent, elles aussi, des decalages Doppler mais de signes opposes de part et d’autre. Cet embrillancement localise accompagne de vitesses divergentes est-il le signe d’une reconnexion a grande tchelle (quelques milliers de kilometres), reconnexion qui serait accompagnee de vitesses d’ejections de matiere vers le bas et vers le haut de l’ordre d’une centaine de kilometres par seconde ? SOHO a observe des evenements d’importance et de tailles diverses, qui participent du chauffage coronal du Soleil calme (Harrison, 1997 ; Berghmans et al., 1998). Une autre classe de structures, les points brillants toujours et pat-tout visibles sur les images coronales d’EIT, a CtC Ctudiee avec SUMER et CDS. Leur identification avec de petits dipoles magnetiques situ& pres du reseau chromospherique est bien Ctablie. Leurs proprietes statistiques indiquent une distribution d’intensite qui varie avec la temperature (Bocchialini et al., 1998 ; Regnier et al., 1998). Une fois soustraite en effet la composante de <solaire, on note une distribution en loi de puissance dont l’exposant croit (en module) avec la temperature jusqu’a environ 8.105 K, puis decroit. L’importance de cet exposant, qui atteint jusqu’a 8, est le signe d’une forte dissipation d’energie sous forme probablement turbulente. Ce type d’analyse est Cgalement men6 sur des images du disque entier, obtenues avec EIT. Les exposants sont plutot de l’ordre de 2,6 (Krucker et Benz, 1998), ce qui fait penser a une cascade turbulente de type Kolmogorov. Des modeles mathematiques sont proposes, tels la criticalite autoorganisee (Self Organized Criticality), qui produisent des lois proches des observations (Georgoulis et al., 1998). Mais in fine, c’est bien de la reconnexion a petite Cchelle qu’il s’agit (telle que proposte par Parker) et de la turbulence associee.
3. AccClCration
du vent solaire
L’Ctude du vent solaire est interessante du double point de vue de la physique des plasmas et de la physique stellaire. Ce n’est pas, en effet, la t&s modeste perte de masse qui interesse l’astrophysicien, mais plutot la perte de moment angulaire associee, son evolution avec le temps et son effet sur la distribution de la vitesse angulaire a l’interieur du Soleil. Par ailleurs, les processus d’acceleration non radiatifs semblent Ctre a l’ceuvre, comme dans le Soleil, dans une large gamme de types spectraux. 3.1. Vent rapide
La mission SOHO ayant debut6 en periode de minimum solaire, c’etait le moment ideal pour Ctudier le vent rapide et les regions solaires associees : les trous coronaux, notamment polaires, visibles en permanence. Un des resultats majeurs obtenus a port6 sur la premiere determination de la temperature tlectronique dans la couronne polaire, determination critique pour la validation du modele de Parker. La methode utilisee a consist6 a utiliser le rapport de deux raies partageant un m&me niveau et dont la di@rence d’tnergie est proche de la temperature que l’on veut mesurer. Les raies choisies (17,3 nm : 3d-2p et 103,2 nm : 2~2s) de OVI sont observees par deux instruments differents (respectivement CDS et SUMER) et la mesure qui consiste a deplacer radialement les fentes des spectrographes paralleles au bord solaire a necessitt de faire toumer plusieurs fois SOHO autour de la ligne de vi&e.. . 1207
E-W ___t a
(steps of 1.1”)
Figure 4. SCquence temporelle de spectres stigmatiques obtenus dans la raie de Si IV g 139,4 nm form&e B 9.104 K avec SUMER. Le balayage spatial (et temporel) a lieu de gauche h droite par pas de 5 s et 1 seconde d’art. La Gquence est effectu& six fois. Les ; vers abscisses sent en vitesses (km-’ ; vers la droite : ascendantes la gauche : descendantes). Les ordonnCes sont en secondes d’art. Figure 4. Ternpornl sequences of stigmatic spectra obtained in thr Si IV line at 139.4 nm ,fiwmed at 9.104 K with SUMER. The spatial (and temporcd) Scan is performed from Ieji to right with steps qf 5 s cmd 1 arcsecond. The .seywnce is repeated six times. In to the right: upj?ows; to the lq‘?: abscissar: vrlocitirs (km.s~‘. downflows). Ordinatrs are in nrcsecorzds.
40”
-l---I+
300 km s-1
Malgre la difficulte de la mesure, le resultat est sans appel (David et al., 1998) : la temperature electronique n’atteint pas le million de degres et decroit assez vite avec l’altitude (&we 5). La temperature dans un trou coronal est done tres insuffisante pour expliquer le vent rapide dans le cadre d’un modele <>. Ce resultat est confirm6 par les mesures du rapport des raies 144,5 nm/144,0 nm de Si VIII obtenu avec le seul instrument SUMER (Wilhelm et al., 1998). Est ainsi posCe la question de la source du vent rapide et, en particulier, du role du champ magnetique dans les structures de base de la basse atmosphere : reseau (magnetique) et inter-reseau. Une observation originale (Hassler et al., 1998, 1999) a permis de comparer les decalages Doppler dans les trous coronaux polaires avec ceux dans les autres regions. L’analyse est rendue difficile par l’absence de reference en longueur d’onde absolue a bord de l’instrument, d’une part, et par le fait qu’au voisinage des poles, la composante de vitesse radiale le long de la ligne de visee tend vers zero. On note dans la raie de Si VIII formee 2 8.10” K des decalages vers le bleu dans le reseau des trous coronaux (j&we 6). La vitesse montante associee est de l’ordre de quelques kilometres par seconde : a quelques milliers de kilometres d’altitude seulement, le vent se forme done deja. A plus haute altitude, le spectra-coronographe UV UVCS a detect6 des vitesses radiales et transverses plus fortes dans un trou coronal qu’ailleurs. Les vitesses radiales sont mesurees grace a une technique <
Figure 5. Variation de la temptrature tlectronique (mew&e par rapport de raies) avec l’altitude (exprimke en unit& de rayon solaire). Les deux jeux de points de mesure (losanges : Soleil calme ; Ctoiles : trou coronal) correspondent respectivement a un bord de Soleil calme saris trou et B un bord de trou coronal polaire. La figure est tirie de David et al. (1998).
5 6.0 FL E
Figure 5. Variation of electron fempe’rafure (as measured from lines ratio) with altitude (in units of solar radius). The two sets of measurements (diamonds: quiet Sun; stars: coronal hole) correspond respectively to a quiet Sun limb (no coronal hole) and to a polar coronal hole limb. The figure is taken from David et al. (1998). 1 00
1.05
1.10 R,
1.15 (distance
1 20 h6liocentrique)
1.25
1.30
1.35
troud, a peine un demi-rayon solaire au-dews du bord, de fortes anisotropies dans la distribution de vitesses de l’hydrogene neutre et de l’ion 0 VI, que l’on peut resumer par les relations (Kohl et al., 1998): V transverse
> >
Vthemique
> >
Vradiale
et
vions
> >
Vpr~ton~
Nous avons Ccrit ici Vtransverse,car dans les trous coronaux, le champ est radial (ou super-radial) et les mouvements longitudinaux sont done transverses. On se reportera a l’article d’ Antonucci (1998) et aux nombreuses references qu’elle y donne. Notons que ces travaux ont aussi conduit a un nouveau modele de trou coronal (Cranmer, 1999). On trouve encore, dans les trous coronaux, de fortes heterogtneites de densite et de vitesse. Dans les plumes polaires (structures radiales qui s’etendent sur quelques rayons solaires), les vitesses transverses sont plus faibles que dans les <>(Hassler et al., 1998 ; Wilhelm et al., 1998), un rtsultat obtenu grace a la resolution spectrale exceptionnelle de SUMER. Au contraire, c’est dans les interplumes qu’on trouve les vitesses radiales les plus fortes (Antonucci, 1998) : le vent serait-il issu des regions les moins denses ? Une indication de la structure particuliere des trous coronaux d’ou s’echappe le vent rapide a Ctt trouvee par l’etude minutieuse de la forme du Soleil (Auchere et al., 1998), qui montre que le Soleil est plutot allonge aux poles. L’ensemble de ces resultats confirment bien que le vent rapide se forme trb bas dans une atmosphere ou la temperature et la densite sont plus basses qu’ailleurs. 11s sont en accord avec les modeles d’acceleration de vent les plus recents de McKenzie et al. (1995) et Esser et al. (1997). En particulier, les vitesses transverses Clevees des protons et des ions semblent bien expliquees par la resonance cycle-ionique, dans laquelle l’onde interagit avec l’ion qui tourne autour des lignes de champ magnetique (Tu et Marsch, 1997). 1209
Figure 6. Carte des vitesses radiales mesurCes dans une rCgion est identifiCe sur une image du Soleil obtenue couleur bleue correspond 2 des vitesses ascendantes et la bien le passage de mouvements de mat&e descendants coronal). La figure a Ctt tirke
rkgion frontike entre Soleil calme et trou coronal polaire. La par I’imageur UV EIT dans la raie du Fe XV ?I l9,5 nm. La couleur rouge g des vitesses descendantes. La frontike marque (Soleil calme) h des mouvements de matikre ascendants (trou de Hassler et al. (1999) et modifiCe.
Figure 6. Map of radial velocities measured at the bounda? between the quiet Sun and CI polar coror~al holr. The region is identijied on n ,full disk image obtained by the UV imnger EIT in thr Fe XV line at 19.5 nm. Blur corresponds to upward and red to dounward motinm. The boundary indimtes the change ,from dmwjiow.s in the quiet Sure to upjlows in a coronal hole. The figure hers been taken ,fkm Hnsslrr et al. (1999) and modij?rd.
3.2. Vent lent
La Terre ne rencontre qu’exceptionnellement le vent rapide ; la plupart du temps, la magnCtopause terrestre est soumise aux particules du vent lent (400 kmK’), issues des jets kquatoriaux, ces grandes extensions Cquatoriales de lajgure 1. Son flux de masse et sa grande variabilitk ne sont, g ce jour, gdre mieux expliqds par I’expansion thermique de Parker que ne l’est le vent rapide. Avec UVCS, Noci et al. (1997) ont cornpart? la structure des jets Cquatoriaux (figure 1) dans la raie La de l’hydrogkne neutre avec celle obtenue dans la raie de rCsonance de l’ion OVI & 103,2 nm. 11s trouvent une sous-abondance de l’oxygkne, notamment dans les canaux ouverts entre des mini-jets B 1210
topologie magrktique fermke. Le ralentissement des protons dans ces canaux Ctroits rCduit d’autant la trainCe des ions (via les collisions coulombiennes) et done leur abondance. On en arrive ainsi B un modble, oti le vent lent est issu de rigions ouvertes <entre les regions fermCes que constituent les mini-jets. C’est ce que semblent confirmer des mesures conjointes SOHO-Galileo (Habbal et al., 1997). Les scintillations du signal radio Cmis par la sonde Galileo ont pu en effet &re corrClCes avec les structures traverdes, telles qu’elles sont observkes par UVCS. On trouve m&me du vent rapide dans les jets Cquatoriaux.
ONDE Figure 7. Les quake images obtenues 1 partir d’images quadrant sud-est Figure from
7. The four consecutive
images images
photo
ESA/NASA/Consortium
EIT
representent les differences d’intensitt du disque solaire dans la raie 19,5 nm du Fe XII, constcutives stparees d’environ une vingtaine de minutes. L’tvenement a lieu dans le (en bas 21 gauche) : on observe la propagation d’une perturbation circulaire.
represent the intensity differences of the solar separated by about twenty minutes. The event kft): the propagation of a circular perturbation
disk in the 19.5 nm line of Fe XII, as obtained took place in the South-East quadrant (lower can be observed.
1211
Comme on l’a vu, la mesure de la vitesse dans un plan perpendiculaire a la ligne de visee n’est pas facile quand l’ecoulement est continu. Toutefois, a l’occasion de disruptions magnetiques, de la mat&e est ejectee sous des formes compactes diverses. 11est alors possible d’utiliser les mouvements propres de ces structures comme traceurs de l’ecoulement continu permanent. C’est ce qu’ont fait Sheeley et al. (1997), a partir d’images LASCO du type de celles de la$gure 1 (bulles de plasma dans la structure helicoi’dale). 11s trouvent une acceleration de l’ordre de 4 ms-’ , jusque vers quatre a cinq rayons solaires, qu’ils expliquent par un modele thermique oti la base est a 1,l MK et le point sonique a cinq rayons solaires. Un des lieux privilegies pour l’etude du chauffage coronal et du vent solaire est, assez naturellement, le reseau chromospherique, ou plutot ses front&-es, oti le champ magnetique fort est propice a la reconnexion magnetique. Moore et al. (1999) imaginent l’emergence aleatoire de petits dipoles magnetiques qui, selon les structures avec lesquelles ils vont c(se frotter >>vont donner de la reconnexion faible avec chauffage ou de la reconnexion avec chauffage et, Cventuellement, acceleration de particules. Signalons enfin une mesure SOHO tres recente de l’elargissement de cette frontiere avec la temperature (done avec l’altitude) par Patsourakos et al. (1999) en total accord avec le modele simple d’ouverture des lignes de champ de Gabriel (1976). Enfin, a tres grande Cchelle, l’instrument SWAN, qui fait des cartes du rayonnement La dans la direction antisolaire, a montre que le flux de masse du vent solaire aux confins de l’heliosphbe ne variait que peu avec la latitude, a I’exception d’une bande equatoriale de (-20” a +20”), ou il augmente de quelques dizaines de pourcent (Kyrola et al., 1998). On peut conclure que le flux de masse ejectee par le Soleil est peu sensible aux conditions magnetiques de la couronne solaire.
4. kjections
de masse coronale (Coronal Mass Ejection ou CME)
L’expulsion de quelques lOI g de mat&e dans l’espace interplanetaire avait deja CtC notee par les coronographes a bord des missions spatiales Skylab, SMM et Solwind. Mais il Ctait impossible a l’aide de ces seuls coronographes de localiser et comprendre la soul%e de ces ejections. C’est ce que seul SOHO peut faire, grace a son imageur EIT qui detecte l’evenement, avec CDS et SUMER qui l’analysent, les trois coronographes de LASCO qui suivent sa propagation jusqu’a 30 rayons solaires, et enfin les instruments in situ, tels CELIAS qui voient passer la matibe expulde. Un premier constat : en plein minimum d’activite solaire, le nombre de tels Cvenements detect& peut atteindre trois par semaine. Leur origine n’est done pas necessairement liee a une eruption (phenomene violent associant surbrillance et acceleration de particules), mais plutbt a l’envol d’une protuberance. Par ailleurs, des que EIT a pu, profitant de la telemesure de CDS et SUMER, observer plus frequemment, il a CtC possible de voir un Cvenement complet. Un programme de surveillance systematique a CtC mis sur pied (CME Watch). La jigure 7 donne l’exemple d’une ejection observee initialement par EIT dans la raie 19,5 nm de Fe XII. On remarque sur cette serie de diffkrences d’images, prises a des intervalles de temps de l’ordre de 20 min, que la perturbation initiale est situee dans une region active (champ magnetique fort) et qu’elle est suivie par une sorte d’onde circulaire qui se propage avec une vitesse de I’ordre de 250 km.s-’ et traverse tout I’hemisphere solaire. Est-ce une onde de deflagration ou la <de l’enorme bulle de plasma qui est ejectee (Plunkett et al., 1997 ; Simnett et al., 1997) ? Des observations avec UVCS (Ciaravella et al., 1997) indiquent que ce plasma est <)( lo5 K) et done issu de la mat&e de la protuberance qui est a l’origine de l’ejection. Le profil de variation de l’altitude de la mat&e ejectee avec le temps semble montrer que le mecanisme d’acceleration n’est guere different de celui du vent lent !
1212
Notons que ces phenomenes tres spectaculaires d’ejections coronales peuvent avoir un impact important sur notre Terre. M&me si leur apport Cnergetique est negligeable devant l’apport radiatif permanent du Soleil, l’arrivee massive, dans l’environnement terrestre, de particules chargees Cnergetiques accompagntes d’un champ magnetique extrait du Soleil, peut perturber serieusement la magnetosphere terrestre et, par cascades, la basse atmosphere. On observe alors des orages magnetiques (quand le champ magnetique solaire arrive en opposition avec le champ terrestre) et des perturbations dans les telecommunications. La magnetosphere peut descendre c&C jour et priver ainsi les satellites (et leurs spationautes) d’une protection efficace contre les radiations. C’est ainsi qu’un satellite americain a Cte rendu muet en janvier 1997, a l’occasion d’un tel Cvenement. La modification de la basse atmosphere peut aussi conduire au freinage de satellites sur leur orbite. Enfin, les zones de hautes latitudes (de champ ouvert) sont plus exposees : l’arrivee de tels nuages de plasma peut conduire a des disruptions du reseau d’electricitt a l’echelle d’un pays comme le Quebec. Plus joliment, ces nuages donnent regulierement naissance aux aurores boreales. Comme nous l’avons vu precedemment, SOHO et sa combinaison d’instruments ouvrent la voie a la comprehension et la prediction de tels phenomenes.
5. Conclusions
Nous n’avons donne ici qu’un Cchantillon des resultats obtenus par SOHO dans le domaine d’ttude de l’atmosphere externe et notamment les questions de chauffage coronal et d’acceleration du vent solaire. Les mecanismes mis en avant par SOHO meritent certainement verification grace a de nouvelles observations. Avec le regain d’activite solaire qui s’annonce avec le cycle 23 et la G rkw-rection D de SOHO, les physiciens solaires ont l’occasion unique de tester leurs theories dans des conditions magnetiques solaires nouvelles et avec des outils d’observations exceptionnels. Remerciements.
SOHO est une mission ESANASA.
Les Cquipes francaises ont et6 soutenues par le CNES
et le CNRS. RCfkences
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Article
Sci.
&dig6
Paris,
t. 327,
~3I’invitation
1287-4620/99/032701201 Tous droits r&sew%
S&ie
II
b, p. 1201-1214,
1999
du ComitC de lecture.
0 1999 Acadhie
des sciences&ditions
scientifiques
et mkdicales
Elsevier
SAS.
A bridged
English
Version
After more than three years of operations, SOHO and its twelve instruments continue to gather an impressive amount of data, the intrinsic qualities of which are amplified by the complementarity of the instruments and their combined observations. The initial objectives of this mission operating at the time of solar minimum were to solve the puzzle of coronal heating (in other words the existence of a hot corona, seejgure Z) and to find the mechanism(s) of the acceleration of the solar wind. For both issues, SOHO has proved very successful. Before SOHO, solar physicists were looking for two types of magnetic energy to be converted into heat: waves and direct currents, probably resulting from magnetic reconnection. Parker (1988) had also explained the necessity of a wind whenever one had a corona (thermal expansion). SOHO and its spectra-imagers have allowed for the detection of waves formed at different temperatures in different structures. ‘Chromospheric’ waves (around 200 s) do not seem to persist when one moves up into the transition region between the chromosphere and the corona (TR). The photospheric pressure modes (300 s) also seem to decrease rapidly above a few lo4 K (see$gure 2 from Gouttebroze et al., 1999). Another (average) detection of waves is related to the width of emission lines (provided they remain optically thin). The variation of line width with the temperature of formation of lines shows that it peaks at about 3.10” K and decreases at higher temperatures Ngltre 3). All these results point to the inefficiency of waves heating (at least at these low frequencies). SOHO has provided a large amount of evidence of magnetic reconnection: stochastic emergence of magnetic flux at the boundaries of the network which is completely “refreshed” every 40 h (Schrijver et al., 1998); direct evidence of a single large reconnection event (&ure 4 from Innes et al., 1997) along with the observation of many different transient features detected at TR and coronal temperatures. A promising avenue is given by the on-going statistical analysis of all these classes of event: the distribution of various parameters of these events (line intensity, duration...) shows, on top of a Gaussian (or x2) law, a prevalent power-law (Bocchialini et al., 1998; Krucker et al., 1998; Regnier et al., 1998). This result highlights the importance of micro-events which are reminiscent of the nanoflares first proposed by Parker (1988). The study of the acceleration of the solar wind needs to distinguish between the fast wind (800 kms-‘) formed above coronal holes and the slow wind (400 km s-‘) formed elsewhere. Combining the spectral observations of two instruments and using the roll of the spacecraft, David et al. (1998) provided the first direct measurement of the electron density in a coronal hole. They showed that the temperature peaks at about 8.105 K at an altitude of about 10” km (figure 5). Such a result completely eliminates a Parker model which would need several lo6 K for providing the fast wind. It does not contradict the below-mentioned gyroresonance model which heats and accelerates ions preferentially. Another new result concerns the evidence of a (small) upflow in network boundaries located in coronal holes contrary to the usual downflows observed in other regions (Hassler et al., 1998, 1999). Such a detection in TR lines (6.10” K) shows that the wind begins very low in the atmosphere, preferentially above magnetic regions (figure 6). The divergence with height of the network boundary has been measured for the first time by Patsourakos et al. (1999). Higher in coronal holes, the UV spectrocoronagraph on board SOHO has provided a wealth of results. It has shown that ion temperatures are higher than proton temperatures, themselves higher than electron temperatures. Here the temperature physical quantity is taken as a measurement of the local and nonlocal motions (Antonucci, 1998). Strong velocity anisotropies have been derived which show that motions transverse to the magnetic field are larger than radial ones (parallel to the magnetic held). The prime candidate for such an anisotropy seems to be the ion gyroresonance (Tu and Marsch, 1997). 1202
As far as the slow wind is concerned, the concept has moved from a single permament wind into a system of sporadic and complex winds where the closed magnetic loops in equatorial jets play a major role in blocking or releasing the material underneath. Combined measurements between SOHO coronagraphs and Galileo probe signals (whose scintillations are due to the crossing of the corona) even lead to the picture of a pervasive fast wind which generates the slow wind when blocked by the above loops (Habbal et al., 1997). Finally, with the help of an instrument pointing at the antisolar direction, it has been proved that the wind mass flux is rather constant with latitude, except for a small increase between -20 and +20” (Kyrola et al., 1998). Finally, the combination of disk imager and coronagraphs has allowed Coronal Mass Ejections (CMEs) to be studied in detail. It has been shown that they often start from the eruption of a prominence and that the perturbation affects the whole surface of the Sun (figure 7). Such observations and analysis mark the beginning of the Space Weather era. The mechanisms for coronal heating and wind acceleration pointed out by SOHO deserve confirmation through more joint observations between SOHO and Ground-Based Observatories.
1. Introduction La perte de contact avec le satellite en juin 1998, puis la reprise des communications en septembre, la remise en bonne position du vehicule, le rechargement des batteries et enfin le redemarrage de la douzaine d’instruments en octobre 1998 ont attire l’attention sur la mission solaire SOHO (pour Solar Heliographic Observatory). Sa c
Figure 1. Montage de rrois images obtenues respectivement par I’imageur EIT et les deux coronographes Cl et C2 de LAX0 sur SOHO. Le disque central est vu ici dans la raie de rksonance de I’hClium ionis (i = 30.4 nm) formte j une tempkature d’environ 80 000 K. Le premier anneau repkente la basse couronne we en lumitre blanche par Cl. La dernikre et plus grande partie du clichC reprksente la lointaine couronne we en lumitke blanche par C2, jusqu’h une distance de quatre rayons solaires au-dessus du bord. (Montage de Vakry Koulchmy). Figure 1. A montage of three pictures taken by the EIT imager and the two coronagraphs Cl and C2 of LAX0 on board SOHO. The disk is shown here i/r the reronance line of He II (n = 30.4 nm) formed at a temperature of about 80 000 K. The first annulus shows the low white-light corona (Cl). The outer area of the jigure shows the far white-light coronci (C2) up to a distance of four solar radii above the limb. (Courtesy ValPg Koutchmy).
On sait, depuis les annCes 1970, que le chauffage acoustique devient insuffisant d&s que le sommet de la chromosph&re est atteint. On s’est done naturellement tourn vers une conversion d’energie mtcanique en Cnergie magnitique, elle-meme dissipCe dans la couronne solaire. Sont ainsi proposCs deux types de chauffage : le chauffage de type <
Dans les deux domaines du chauffage coronal et de l’acceleration premieres reponses.
2. Chauffage
du vent, SOHO a apporte de
coronal
Dans un milieu aussi perturb6 que l’atmosphere solaire, il est nature1 que se propagent et se dissipent des ondes de nature acoustique et magnetohydrodynamique (MHD). Leurs signatures spectrales sont a rechercher dans les oscillations de vitesses (decalages Doppler) et de densites ou temperatures (intensites de raies). Quand on compare la puissance des oscillations d’intensite dans les raies chromospheriques avec celle des raies de la RT, comme l’ont fait Steffens (1997) et Gouttebroze et al. (1999) avec SUMER, on constate, d’une part, qu’aucune puissance significative n’est presente autour de 3 min et, d’autre part, que la puissance dans la gamme des 5 min decrolt tres rapidement de la chromosphere a la region de transition (figure 2). Les ondes sont-elles reellement absorbees ou reflechies dans la RT, ou simplement transmises par la RT qui se contenterait ainsi de suivre les deformations qu’elles imposent ? Seules des mesures precises de vitesses permettront de repondre.
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LAMBDA=1256
DATE=97/01/10
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2. Spectres de puissance moyens des variations d’intensitk dans quatre raies du silicium formkes g des temptratures croissant de lo4 i?. &lo4 K. (a) Si I, 125,6 nm. (b) Si II, 126 nm. (c) Si III, 120,6 nm. (d) Si IV, 139,3 nm. La figure est extraite de Gouttebroze et al. (1999).
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Figure 2. Average power spectra of intensity variations in four Si lines formed at temperatures increasing from lo4 to 8.104 K. (a) Si I, 125.6 nm. (b) Si II, 126 nm. (c) Si III, 120.6 nm. (d) Si IC: 139.3 nm. The jigure is taken from Gouttebroze et al. (1999).
3
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1205
Figure 3. Variation de la vitesse s non thermique >> en fonction de la tempkrature Clectronique. La figure est tirCe de Chae et al. (1998).
Signalons aussi que des observations effectuees avec l’imageur EUV EIT (dans des raies de Fe IX et Fe X formees a un million de K) hors du bord semblent indiquer l’existence, dans les plumes polaires (regions de surdensite orientees radialement), d’ondes progressives quasi periodiques avec des vitesses de l’ordre de 80 a 140 km.s-I (DeForest et Gurman, 1998). I1 s’agit la d’ondes MHD qui participent probablement au chauffage coronal mais l’ordre de grandeur de ces vitesses ne permet pas de decider si ce sont des modes lents ou rapides (voir aussi Wikstol et al., 1997 ; Curdt et Heinzel, 1998 ; Doyle et al., 1998) Un autre outil de detection des ondes consiste a mesurer les Clargissements de raies, a en soustraire la composante thermique et a attribuer la largeur i< non thermique >),soit a des mouvements non resolus (turbulence), soit aux effets d’ondes elles aussi non resolues (figure 3). Quand on trace les valeurs des vitesses non thermiques deduites des mesures effectuees avec SUMER et CDS (Brynildsen et al., 1997 ; Chae et al., 1998) en fonction de la temperature, on constate un maximum (30 km+-‘) a 3.105 K. L’existence de ce maximum signifie peut-&tre que le chauffage turbulent est eficace (et suffisant) jusqu’au milieu de la region de transition, mais pas au-dela. L’atmosphere exterieure solaire connait une diminution brutale du rapport des pressions gazeuse et magnetique (le p du plasma), quand on monte de la photosphere vers la couronne. I1 est done nature1 de penser que les lignes de champ soumises seulement aux contraintes imposees par les mouvements photospheriques de leurs pieds arrivent a se rencontrer : quand les champs sont de signes contraires, il y a reconnexion. L’instrument MDI, qui combine la mesure ininterrompue du champ magnetique longitudinal avec celle des champs de vitesses photospheriques, a permis de suivre l’evolution du reseau chromosphhique. Schrijver et al. (1998) ont mis en evidence l’importance de l’emergence de regions bipolaires dans la formation et la c
Un autre resultat spectaculaire a CtC obtenu dans la raie de Si IV a 139,4 nm formee a 9.104 K avec SUMER (Innes et al., 1997). L’observation consiste en une serie de spectres stigmatiques faits a 5 s d’intervalle et en six positions separees d’une seconde d’art (figure 4). Si l’on se concentre sur le point brillant central le long de la fente, on constate qu’au bout de 45 s, il est l’objet d’un fort decalage Doppler vers le bleu a la position 3. On retrouve ce decalage quelques dizaines de secondes plus tard, mais on constate d’une part qu’un decalage vers le rouge lui est associe et d’autre part que les positions adjacentes subissent, elles aussi, des decalages Doppler mais de signes opposes de part et d’autre. Cet embrillancement localise accompagne de vitesses divergentes est-il le signe d’une reconnexion a grande tchelle (quelques milliers de kilometres), reconnexion qui serait accompagnee de vitesses d’ejections de matiere vers le bas et vers le haut de l’ordre d’une centaine de kilometres par seconde ? SOHO a observe des evenements d’importance et de tailles diverses, qui participent du chauffage coronal du Soleil calme (Harrison, 1997 ; Berghmans et al., 1998). Une autre classe de structures, les points brillants toujours et pat-tout visibles sur les images coronales d’EIT, a CtC Ctudiee avec SUMER et CDS. Leur identification avec de petits dipoles magnetiques situ& pres du reseau chromospherique est bien Ctablie. Leurs proprietes statistiques indiquent une distribution d’intensite qui varie avec la temperature (Bocchialini et al., 1998 ; Regnier et al., 1998). Une fois soustraite en effet la composante de <
3. AccClCration
du vent solaire
L’Ctude du vent solaire est interessante du double point de vue de la physique des plasmas et de la physique stellaire. Ce n’est pas, en effet, la t&s modeste perte de masse qui interesse l’astrophysicien, mais plutot la perte de moment angulaire associee, son evolution avec le temps et son effet sur la distribution de la vitesse angulaire a l’interieur du Soleil. Par ailleurs, les processus d’acceleration non radiatifs semblent Ctre a l’ceuvre, comme dans le Soleil, dans une large gamme de types spectraux. 3.1. Vent rapide
La mission SOHO ayant debut6 en periode de minimum solaire, c’etait le moment ideal pour Ctudier le vent rapide et les regions solaires associees : les trous coronaux, notamment polaires, visibles en permanence. Un des resultats majeurs obtenus a port6 sur la premiere determination de la temperature tlectronique dans la couronne polaire, determination critique pour la validation du modele de Parker. La methode utilisee a consist6 a utiliser le rapport de deux raies partageant un m&me niveau et dont la di@rence d’tnergie est proche de la temperature que l’on veut mesurer. Les raies choisies (17,3 nm : 3d-2p et 103,2 nm : 2~2s) de OVI sont observees par deux instruments differents (respectivement CDS et SUMER) et la mesure qui consiste a deplacer radialement les fentes des spectrographes paralleles au bord solaire a necessitt de faire toumer plusieurs fois SOHO autour de la ligne de vi&e.. . 1207
E-W ___t a
(steps of 1.1”)
Figure 4. SCquence temporelle de spectres stigmatiques obtenus dans la raie de Si IV g 139,4 nm form&e B 9.104 K avec SUMER. Le balayage spatial (et temporel) a lieu de gauche h droite par pas de 5 s et 1 seconde d’art. La Gquence est effectu& six fois. Les ; vers abscisses sent en vitesses (km-’ ; vers la droite : ascendantes la gauche : descendantes). Les ordonnCes sont en secondes d’art. Figure 4. Ternpornl sequences of stigmatic spectra obtained in thr Si IV line at 139.4 nm ,fiwmed at 9.104 K with SUMER. The spatial (and temporcd) Scan is performed from Ieji to right with steps qf 5 s cmd 1 arcsecond. The .seywnce is repeated six times. In to the right: upj?ows; to the lq‘?: abscissar: vrlocitirs (km.s~‘. downflows). Ordinatrs are in nrcsecorzds.
40”
-l---I+
300 km s-1
Malgre la difficulte de la mesure, le resultat est sans appel (David et al., 1998) : la temperature electronique n’atteint pas le million de degres et decroit assez vite avec l’altitude (&we 5). La temperature dans un trou coronal est done tres insuffisante pour expliquer le vent rapide dans le cadre d’un modele <
Figure 5. Variation de la temptrature tlectronique (mew&e par rapport de raies) avec l’altitude (exprimke en unit& de rayon solaire). Les deux jeux de points de mesure (losanges : Soleil calme ; Ctoiles : trou coronal) correspondent respectivement a un bord de Soleil calme saris trou et B un bord de trou coronal polaire. La figure est tirie de David et al. (1998).
5 6.0 FL E
Figure 5. Variation of electron fempe’rafure (as measured from lines ratio) with altitude (in units of solar radius). The two sets of measurements (diamonds: quiet Sun; stars: coronal hole) correspond respectively to a quiet Sun limb (no coronal hole) and to a polar coronal hole limb. The figure is taken from David et al. (1998). 1 00
1.05
1.10 R,
1.15 (distance
1 20 h6liocentrique)
1.25
1.30
1.35
troud, a peine un demi-rayon solaire au-dews du bord, de fortes anisotropies dans la distribution de vitesses de l’hydrogene neutre et de l’ion 0 VI, que l’on peut resumer par les relations (Kohl et al., 1998): V transverse
> >
Vthemique
> >
Vradiale
et
vions
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Vpr~ton~
Nous avons Ccrit ici Vtransverse,car dans les trous coronaux, le champ est radial (ou super-radial) et les mouvements longitudinaux sont done transverses. On se reportera a l’article d’ Antonucci (1998) et aux nombreuses references qu’elle y donne. Notons que ces travaux ont aussi conduit a un nouveau modele de trou coronal (Cranmer, 1999). On trouve encore, dans les trous coronaux, de fortes heterogtneites de densite et de vitesse. Dans les plumes polaires (structures radiales qui s’etendent sur quelques rayons solaires), les vitesses transverses sont plus faibles que dans les <
Figure 6. Carte des vitesses radiales mesurCes dans une rCgion est identifiCe sur une image du Soleil obtenue couleur bleue correspond 2 des vitesses ascendantes et la bien le passage de mouvements de mat&e descendants coronal). La figure a Ctt tirke
rkgion frontike entre Soleil calme et trou coronal polaire. La par I’imageur UV EIT dans la raie du Fe XV ?I l9,5 nm. La couleur rouge g des vitesses descendantes. La frontike marque (Soleil calme) h des mouvements de matikre ascendants (trou de Hassler et al. (1999) et modifiCe.
Figure 6. Map of radial velocities measured at the bounda? between the quiet Sun and CI polar coror~al holr. The region is identijied on n ,full disk image obtained by the UV imnger EIT in thr Fe XV line at 19.5 nm. Blur corresponds to upward and red to dounward motinm. The boundary indimtes the change ,from dmwjiow.s in the quiet Sure to upjlows in a coronal hole. The figure hers been taken ,fkm Hnsslrr et al. (1999) and modij?rd.
3.2. Vent lent
La Terre ne rencontre qu’exceptionnellement le vent rapide ; la plupart du temps, la magnCtopause terrestre est soumise aux particules du vent lent (400 kmK’), issues des jets kquatoriaux, ces grandes extensions Cquatoriales de lajgure 1. Son flux de masse et sa grande variabilitk ne sont, g ce jour, gdre mieux expliqds par I’expansion thermique de Parker que ne l’est le vent rapide. Avec UVCS, Noci et al. (1997) ont cornpart? la structure des jets Cquatoriaux (figure 1) dans la raie La de l’hydrogkne neutre avec celle obtenue dans la raie de rCsonance de l’ion OVI & 103,2 nm. 11s trouvent une sous-abondance de l’oxygkne, notamment dans les canaux ouverts entre des mini-jets B 1210
topologie magrktique fermke. Le ralentissement des protons dans ces canaux Ctroits rCduit d’autant la trainCe des ions (via les collisions coulombiennes) et done leur abondance. On en arrive ainsi B un modble, oti le vent lent est issu de rigions ouvertes <
ONDE Figure 7. Les quake images obtenues 1 partir d’images quadrant sud-est Figure from
7. The four consecutive
images images
photo
ESA/NASA/Consortium
EIT
representent les differences d’intensitt du disque solaire dans la raie 19,5 nm du Fe XII, constcutives stparees d’environ une vingtaine de minutes. L’tvenement a lieu dans le (en bas 21 gauche) : on observe la propagation d’une perturbation circulaire.
represent the intensity differences of the solar separated by about twenty minutes. The event kft): the propagation of a circular perturbation
disk in the 19.5 nm line of Fe XII, as obtained took place in the South-East quadrant (lower can be observed.
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Comme on l’a vu, la mesure de la vitesse dans un plan perpendiculaire a la ligne de visee n’est pas facile quand l’ecoulement est continu. Toutefois, a l’occasion de disruptions magnetiques, de la mat&e est ejectee sous des formes compactes diverses. 11est alors possible d’utiliser les mouvements propres de ces structures comme traceurs de l’ecoulement continu permanent. C’est ce qu’ont fait Sheeley et al. (1997), a partir d’images LASCO du type de celles de la$gure 1 (bulles de plasma dans la structure helicoi’dale). 11s trouvent une acceleration de l’ordre de 4 ms-’ , jusque vers quatre a cinq rayons solaires, qu’ils expliquent par un modele thermique oti la base est a 1,l MK et le point sonique a cinq rayons solaires. Un des lieux privilegies pour l’etude du chauffage coronal et du vent solaire est, assez naturellement, le reseau chromospherique, ou plutot ses front&-es, oti le champ magnetique fort est propice a la reconnexion magnetique. Moore et al. (1999) imaginent l’emergence aleatoire de petits dipoles magnetiques qui, selon les structures avec lesquelles ils vont c(se frotter >>vont donner de la reconnexion faible avec chauffage ou de la reconnexion avec chauffage et, Cventuellement, acceleration de particules. Signalons enfin une mesure SOHO tres recente de l’elargissement de cette frontiere avec la temperature (done avec l’altitude) par Patsourakos et al. (1999) en total accord avec le modele simple d’ouverture des lignes de champ de Gabriel (1976). Enfin, a tres grande Cchelle, l’instrument SWAN, qui fait des cartes du rayonnement La dans la direction antisolaire, a montre que le flux de masse du vent solaire aux confins de l’heliosphbe ne variait que peu avec la latitude, a I’exception d’une bande equatoriale de (-20” a +20”), ou il augmente de quelques dizaines de pourcent (Kyrola et al., 1998). On peut conclure que le flux de masse ejectee par le Soleil est peu sensible aux conditions magnetiques de la couronne solaire.
4. kjections
de masse coronale (Coronal Mass Ejection ou CME)
L’expulsion de quelques lOI g de mat&e dans l’espace interplanetaire avait deja CtC notee par les coronographes a bord des missions spatiales Skylab, SMM et Solwind. Mais il Ctait impossible a l’aide de ces seuls coronographes de localiser et comprendre la soul%e de ces ejections. C’est ce que seul SOHO peut faire, grace a son imageur EIT qui detecte l’evenement, avec CDS et SUMER qui l’analysent, les trois coronographes de LASCO qui suivent sa propagation jusqu’a 30 rayons solaires, et enfin les instruments in situ, tels CELIAS qui voient passer la matibe expulde. Un premier constat : en plein minimum d’activite solaire, le nombre de tels Cvenements detect& peut atteindre trois par semaine. Leur origine n’est done pas necessairement liee a une eruption (phenomene violent associant surbrillance et acceleration de particules), mais plutbt a l’envol d’une protuberance. Par ailleurs, des que EIT a pu, profitant de la telemesure de CDS et SUMER, observer plus frequemment, il a CtC possible de voir un Cvenement complet. Un programme de surveillance systematique a CtC mis sur pied (CME Watch). La jigure 7 donne l’exemple d’une ejection observee initialement par EIT dans la raie 19,5 nm de Fe XII. On remarque sur cette serie de diffkrences d’images, prises a des intervalles de temps de l’ordre de 20 min, que la perturbation initiale est situee dans une region active (champ magnetique fort) et qu’elle est suivie par une sorte d’onde circulaire qui se propage avec une vitesse de I’ordre de 250 km.s-’ et traverse tout I’hemisphere solaire. Est-ce une onde de deflagration ou la <
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Notons que ces phenomenes tres spectaculaires d’ejections coronales peuvent avoir un impact important sur notre Terre. M&me si leur apport Cnergetique est negligeable devant l’apport radiatif permanent du Soleil, l’arrivee massive, dans l’environnement terrestre, de particules chargees Cnergetiques accompagntes d’un champ magnetique extrait du Soleil, peut perturber serieusement la magnetosphere terrestre et, par cascades, la basse atmosphere. On observe alors des orages magnetiques (quand le champ magnetique solaire arrive en opposition avec le champ terrestre) et des perturbations dans les telecommunications. La magnetosphere peut descendre c&C jour et priver ainsi les satellites (et leurs spationautes) d’une protection efficace contre les radiations. C’est ainsi qu’un satellite americain a Cte rendu muet en janvier 1997, a l’occasion d’un tel Cvenement. La modification de la basse atmosphere peut aussi conduire au freinage de satellites sur leur orbite. Enfin, les zones de hautes latitudes (de champ ouvert) sont plus exposees : l’arrivee de tels nuages de plasma peut conduire a des disruptions du reseau d’electricitt a l’echelle d’un pays comme le Quebec. Plus joliment, ces nuages donnent regulierement naissance aux aurores boreales. Comme nous l’avons vu precedemment, SOHO et sa combinaison d’instruments ouvrent la voie a la comprehension et la prediction de tels phenomenes.
5. Conclusions
Nous n’avons donne ici qu’un Cchantillon des resultats obtenus par SOHO dans le domaine d’ttude de l’atmosphere externe et notamment les questions de chauffage coronal et d’acceleration du vent solaire. Les mecanismes mis en avant par SOHO meritent certainement verification grace a de nouvelles observations. Avec le regain d’activite solaire qui s’annonce avec le cycle 23 et la G rkw-rection D de SOHO, les physiciens solaires ont l’occasion unique de tester leurs theories dans des conditions magnetiques solaires nouvelles et avec des outils d’observations exceptionnels. Remerciements.
SOHO est une mission ESANASA.
Les Cquipes francaises ont et6 soutenues par le CNES
et le CNRS. RCfkences
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