Figure 1 Le filament-cible est encadré sur l’image ISOON. Sur les images DOT et THÉMIS, en haut àgauche, il a été tourné vers l’horizontale. Sur les autres images il a sa direction originelle. Ces images sont du 6 octobre 2004, sauf celles de la Tour solaire de Meudon qui sont du 7 octobre tout en étant pointées sur le même filament. Le filament est comme un "mur" de matière debout dans la Couronne Solaire, relié àla surface par des "pieds". Vu "sur le disque" comme ici, il absorbe le rayonnement du disque àcertaines longueurs d’onde, en particulier dans la raie Halpha de l’hydrogène où il apparaît donc en sombre (images DOT-THÉMIS-Meudon-DST). Au contraire, il n’absorbe pas le continu (image DOT), où l’on ne voit donc que la granulation. Il n’absorbe pas non plus la raie H du Calcium ionisé (image DOT), mais celle-ci montre bien les plages d’activité voisines, que l’on aperçoit seulement en Halpha. Dans l’UV (TRACE et SOHO-EIT), la place du filament apparaît comme un couloir sombre, plus large que lui. L’image THÉMIS donne le champ magnétique en-dessous et au voisinage du filament, et les images DPSM(2) l’intensité au centre et dans les ailes de la raie Halpha, ainsi que le champ de vitesses radiales.

Figure 2 Carte THÉMIS du champ magnétique en-dessous et au voisinage du même filament, le 8 octobre. On distingue : la composante verticale (ou "longitudinale"), le champ sortant du disque en couleurs chaudes (jaune, rouge), le champ entrant dans le disque en couleurs froides (bleu, vert), et la composante horizontale (ou "transverse") représentée par des tirets donnant son intensité et sa direction. En principe un filament sépare deux "polarités" opposées (les "verts" des "rouges"), mais on a pu distinguer quelques polarités "parasites" (des "verts" dans les "rouges" et vice-versa), au voisinage des "pieds" du filament (vus comme des épines sur le disque), prédites par la théorie.

Le filament, absorbant du rayonnement solaire lorsqu’il est vu "sur le disque", apparaît au contraire en émission (lumineux) lorsque, sous l’effet de la rotation solaire, il "passe au bord". Comme il devient alors visible au-dessus du bord, on l’appelle alors "protubérance". Protubérance et filament ne sont qu’un même objet vu sous deux angles différents, qui est constitué de matière froide et dense en suspension par des champs magnétiques contre la gravité dans la Couronne Solaire, typiquement 100 fois plus chaude et plus ténue. Un modèle magnétohydrodynamique récent (Aulanier G. & Démoulin P., 1998, Astronomy & Astrophysics 329, 1125) montre que les polarités parasites sont essentielles pour expliquer la formation de la structure magnétique qui soutient le filament. Elles jouent donc un rôle fondamental dans la formation et la stabilité d’un filament, qui peut évoluer en "éjection de matière coronale", au cours de laquelle des particules chargées (électrons, protons) sont projetées dans l’espace interplanétaire. La prévision de tels événements est une science encore dans l’enfance, la "météo de l’espace".

Figure 3 Carte THÉMIS du champ magnétique au-dessous et au voisinage d’un autre filament (16 octobre). Le plateau supérieur montre la composante longitudinale avec le même code de couleurs que sur l’autre carte. Le plateau inférieur est une vision en perspective des vecteurs champ magnétique superposés àl’image Halpha qui montre le filament en sombre.

Ces cartes de champ magnétique vectoriel consistent en la superposition rigoureuse de cartes Halpha montrant l’absorbant (le filament), et de cartes de champ magnétique vectoriel (longitudinal et transverse) obtenues dans la photosphère (sous le filament, donc) avec la raie 6302 A du fer neutre. Une telle superposition rigoureuse, qui permet de voir les polarités parasites aux pieds du filament prédites par la théorie, n’est rendue possible que parce que les deux raies Halpha et 6302 A sont observées en même temps, une facilité de THEMIS unique au monde et pour longtemps encore. Cette campagne est le fruit d’une idée de Thierry Roudier (CNRS-UMR5572/LAT), qui l’a organisée et dirigée, avec la collaboration de Sylvain Rondi (CNRS-UMR5572/LAT) au DOT, Jean-Marie Malherbe et Christian Coutard (CNRS-UMR8109/LESIA) à Meudon, Véronique Bommier (CNRS-UMR8112/LERMA) à THÉMIS (5-11 octobre), Brigitte Schmieder (CNRS-UMR8109/LESIA) à THÉMIS (12-19 octobre), Arturo López Ariste (CNRS-UPS-THÉMIS) à THÉMIS, Guillaume Molodij (CNRS-UMR8109/LESIA) à Sac Peak, de tout le personnel de la société THÉMIS S.L., en particulier Alberto Sainz Dalda, ainsi que d’autres collaborations internationales : Pit Sütterlin & R. Rutten (DOT, La Palma), Steve Keil (DST, Sac Peak), Carl Henney & Ruth Kneale (SOLIS, Kitt Peak), Tin Henry (ISOON, Sac Peak), Emily Stein (SOHO/SOC), S.E. Gregory (SOHO-MDI), Stein Vidar Hagfors Haugan & Joe Gurman (SOHO-EIT), Andrzej Fludra (SOHO-CDS), Karel Schrijver (TRACE), Sara Martin. Les cibles ont été déterminées à partir des images "soleil entier" fournies par l’Observatoire de Meudon, l’Observatoire de Big Bear (USA), l’Observatoire Solaire de Kanzelhöhe (Autriche), l’Observatoire Astrophysique de Catania (Italie). Plus d’images et d’infos sur le site : http://bass2000.bagn.obs-mip.fr/jop178/index.html (1) Télescope Héliographique pour l’Etude du Magnétisme et des Instabilités Solaires (2) Double Passage Soustractif Multicanal Contacts Véronique Bommier (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 22 février 2013

Figure 1 The target filament is framed on the ISOON image. In the DOT and THÉMIS images at the upper left corner, it has been rotated to horizontal. In the other images, it has his primary orientation. These images are of 2004 October 6, except the ones from the Meudon Solar Tower that are of 2004 October 7, though pointed on the same filament. The filament is like a matter "wall" standing in the Solar Corona, anchored in the surface by "feet". When seen "on the disk" as here, it absorbs the disk radiation at certain wavelengths, in particular in the Ha hydrogen line where it then appears in dark (DOT-THÉMIS-Meudon-DST images). On the contrary, it does not absorb the continuum (DOT image), where only the granulation appears. It does not absorb also the H line of ionized calcium (DOT image), but this image shows clearly the neighbor activity plages that are poorly visible only in the Ha image. In the UV images (TRACE and SOHO-EIT), the filament location appears as a dark channel, broader than it. The THÉMIS image provides the magnetic field below and around the filament, and the MSDP images display the Ha line center and wings intensity, and the radial velocity field.

Figure 2 THEMIS map of the magnetic field below and around the same filament, on October 8. One has : the vertical component (or "longitudinal"), with the outgoing field in hot colors (yellow, red), and the incoming field in cold colors (blue, green), and the horizontal component (or "transverse") represented by dashes proportional to its intensity and giving its direction. In principle, a filament separates two opposite "polarities" (the "green" from the "red"), but some "parasitic polarities" are visible ("green" in "red" and vice versa) at the filament feet (appearing like thorns on the disk) as predicted by theory.

The filament that absorbs the solar radiation when observed "on the disk", appears on the contrary in emission (radiating) when it "passes at the limb" under the effect of the solar rotation. As it becomes visible above the limb, it is then called "prominence", but prominence and filament are nothing else than the same object seen under two different angles. This object is composed of cold and dense matter hanging againts gravity by the magnetic field and embedded in the Solar Corona that is 100 times hotter and thinner. A recent magnetohydrodynamical model (Aulanier G. & Démoulin P., 1998, Astronomy & Astrophysics 329, 1125) shows that the parasitic polarities are essential for explaining the formation of the magnetic structure that supports the filament. They play a fundamental role in the formation and stability of a filament that may evolve in "Coronal Mass Ejection" where charged particles (electrons, ions) are ejected in the interplanetary space. The prevision of such events is a science still very much in limbo, the "space weather forecast".

Figure 3 THEMIS map below and around another filament (October 16). The upper layer displays the longitudinal component using the same color scale as on the previous map. The lower layer is a 3D plot of the magnetic field vectors superimposed to the Ha map that shows the filament in dark.

These vector magnetic field maps are the exact superimposition of Ha maps showing the absorbing filament and of vector magnetic field maps obtained at the photospheric level (below the filament) by using the photospheric line of neutral iron at 6302 Å. Such an exact superimposition, that enables to see the parasitic polarities at the filament feet, has been possible only because the two lines Ha and 6302 Å are simultneously observed, a THÉMIS facility unique in the world still for a long time This campaign has been initiated by Thierry Roudier (CNRS-UMR5572/LAT), who has organized and managed it, with the collaboration of Sylvain Rondi (CNRS-UMR5572/LAT) at DOT, Jean-Marie Malherbe and Christian Coutard (CNRS-UMR8109/LESIA) at Meudon, Véronique Bommier (CNRS-UMR8112/LERMA) at THÉMIS (October 5-11), Brigitte Schmieder (CNRS-UMR8109/LESIA) at THÉMIS (October 12-19), Arturo López Ariste (CNRS-UPS-THÉMIS) at THÉMIS, Guillaume Molodij (CNRS-UMR8109/LESIA) at Sac Peak, of all the THÉMIS S.L. staff, in particular Alberto Sainz Dalda, and of other international collaborations : Pit Sütterlin & R. Rutten (DOT, La Palma), Steve Keil (DST, Sac Peak), Carl Henney & Ruth Kneale (SOLIS, Kitt Peak), Tin Henry (ISOON, Sac Peak), Emily Stein (SOHO/SOC), S.E. Gregory (SOHO-MDI), Stein Vidar Hagfors Haugan & Joe Gurman (SOHO-EIT), Andrzej Fludra (SOHO-CDS), Karel Schrijver (TRACE), Sara Martin. The targets have been determined by using the full sun Ha observations of Meudon Observatory (France), Big Bear Observatory (USA), Kanzelhöhe Solar Observatory (Austria), Catania Astrophysical Observatory (Italy). More information and images at : http://bass2000.bagn.obs-mip.fr/jop178/index.html (1) Télescope Héliographique pour l’Etude du Magnétisme et des Instabilités Solaires (2) Double Passage Soustractif Multicanal Contacts Véronique Bommier (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 4 mars 2013