Le problème de la polarisation de la lumière du Soleil calme : l’apport de THEMIS C’est un problème connu depuis longtemps : les mesures de polarisation à la surface du Soleil calme, tout près du bord solaire, ne sont pas compatibles avec les modèles théoriques. Comme le champ magnétique agit sur cette polarisation, ce serait pourtant un bon moyen de mesurer le champ magnétique à la surface du Soleil. Mais le mystère de la polarisation doit d’abord être élucidé. C’est ce qu’ont entrepris Véronique Bommier et Guillaume Molodij, de l’Observatoire de Paris, en observant avec une extrême sensibilité la polarisation avec le télescope solaire franco-italien THEMIS pendant sa troisième campagne d’observations, en août 2000. THEMIS est installé sur le site du volcan du Teide, de l’Institut d’Astrophysique des Canaries (IAC), sur l’île de Tenerife (Canaries, Espagne). C’est un télescope dédié à l’observation du soleil et qui a été conçu pour la mesure de polarisation même : la polarisation d’origine instrumentale a été réduite au minimum, en plaçant l’analyseur de polarisation avant toute réflexion oblique. On appelle ce montage un télescope "sans polarisation".
Figure 1 : THEMIS, construit en cofinancement par le CNRS/INSU (80%) et le CNR italien (20%), a été inauguré en 1995, et sa première campagne d’observations a eu lieu en 1998.
La polarisation de la lumière est sensible au champ magnétique : ainsi, l’objectif scientifique de THEMIS est la mesure du champ magnétique par interprétation des mesures de polarisation. La polarisation circulaire est plutôt sensible au champ "longitudinal", c’est-à-dire le long de la ligne de visée, tandis que la polarisation linéaire est plutôt sensible au champ "transverse", c’est-à-dire perpendiculaire à la ligne de visée. THEMIS mesure les deux états de polarisation, circulaire et linéaire (4 paramètres de Stokes) dans le but de reconstituer des cartes du vecteur champ magnétique à la surface du soleil, à haute résolution spatiale.Les observations présentées ici ont pour but d’atteindre la plus haute sensibilité polarimétrique possible avec THEMIS : pour cela, la résolution spatiale est dégradée en moyennant le long de la fente du spectrographe et un grand nombre d’images sont additionnées dans le temps. Ainsi a pu être atteinte une sensibilité polarimétrique de quelques 10-5. La haute résolution polarimétrique permet d’observer ce qu’on appelle le "second spectre solaire", qui est le spectre de la polarisation linéaire formée par diffusion tout près du bord solaire. Cette polarisation est faible, comme on peut le voir sur la figure 2. Ces observations ont été faites en plaçant la fente du spectrographe parallèlement au bord solaire, à 4 secondes d’arc vers l’intérieur du disque, dans une région solaire calme : le pôle Nord solaire. Lorsque l’on observe près du bord solaire, les raies sont polarisées linéairement, à cause de la diffusion du rayonnement anisotrope. Cette anisotropie est due au transfert de rayonnement à la surface du Soleil, là où se forment les raies. Les raies observées sont les raies D1 (à droite) et D2 (à gauche) du sodium, qui sont deux raies d’absorption très profondes dans le spectre en intensité (en violet sur la figure). Très semblables dans le spectre en intensité, elles sont très différentes dans le spectre en polarisation (en blanc), car la raie D2 (à gauche) est polarisable, tandis que la raie D1 (à droite) ne l’est pas. Les résultats des observations montrent un spectre de polarisation différent de celui prédit par les modèles, en particulier dans la composante D1 qui est réputée non polarisable, alors que l’on y observe des pics de polarisation. Quant à la composante D2, la polarisation peut avoir été modifiée par un champ magnétique faible, qui peut dépolariser les raies (par effet Hanle). Mais alors, la polarisation devrait tourner, changer de direction, ce qui n’est pas le cas. Le champ magnétique serait-il alors turbulent, sans direction précise ? Là encore, les conséquences de cette hypothèse ne sont pas compatibles avec tous les résultats de polarisation observés, pour toutes les raies, de tous les atomes (comme strontium ou baryum) qui sont autant de contraintes sur les modèles. Certains pensent que le spectre observé dans ces raies du sodium est essentiellement dû à la polarisation des niveaux atomiques inférieurs (avec structure hyperfine), ainsi qu’à la diffusion cohérente du rayonnement, d’autres pensent que la polarisation des niveaux inférieurs explique peut-être le spectre de D1, mais n’est pas nécessaire pour comprendre celui de D2 : en effet, on peut penser, comme tendent à le montrer certains calculs en cours à l’Observatoire de Paris (thèse de B. Kerkeni, dirigée par N. Feautrier et A. Spielfiedel), que les collisions des atomes de sodium avec les atomes d’hydrogène environnants détruisent cette polarisation des niveaux inférieurs. Pour progresser dans la compréhension de ce spectre et des effets du champ magnétique, il faudrait donc modéliser la formation de la raie polarisée, en résolvant les équations couplées du transfert de rayonnement et de l’équilibre statistique des niveaux atomiques multiples, en tenant compte de la diffusion cohérente, ce qui n’a encore jamais été complètement fait. ----
Référence : Bommier V., Molodij G. : 2001, "Some THEMIS-MTR observations of the second solar spectrum", Il Nuovo Cimento, voir une version postscript ici. Bommier V., Molodij G. : 2001, "Some THEMIS-MTR observations of the second solar spectrum (2000 campaign), Astronomy and Astrophysics, soumis. Contact : Véronique Bommier (UMR 8588-DAMAp, Observatoire de Paris) email : V.Bommier obspm.fr
Dernière modification le 22 février 2013
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The problem of the light polarization on the quiet Sun : the contribution of THEMIS
1er septembre 2001
The problem of the light polarization on the quiet Sun : the contribution of THEMIS It has been known for a long time that the polarization measured at the surface of the quiet Sun near the limb, is not compatible with theoretical expectations. As the magnetic field acts on this polarization, it would be a good means of measuring the magnetic field at the surface of the Sun. But the mystery of the polarization should first be elucidated. This is what undertook Véronique Bommier and Guillaume Molodij, of Paris-Meudon Observatory, while observing with an extreme sensitivity the polarization with the Franco-Italian solar telescope THEMIS during its third observing campaign, in august 2000. THEMIS is settled on the site of the Teide volcano, of the "Instituto de Astrofísica de Canarias" (IAC), on the Tenerife Island (Canarias, Spain). It is a telescope devoted to solar observation, and which has been especially designed for polarization measurements : the instrumental polarization has been reduced to a minimum by setting the polarization analyzer before any oblique reflection. Such a telescope is called a "polarization free" telescope.
Figure 1 :
THEMIS, which has been financed by the french CNRS/INSU (80%) and the italian CNR (20%), has been inaugurated in 1995, and the first observation campaign occured in 1998. The radiation polarization is sensitive to the magnetic field : thus, the scientific objective of THEMIS is the magnetic field measurement, by interpretation of the polarization measurements. The circular polarization is rather sensitive to the "longitudinal" field, i.e., the field component along the line-of-sight, whereas the linear polarization is rather sensitive to the "transverse" field, i.e., the field components perpendicular to the line-of-sight. THEMIS measures both polarizations, circular and linear (4 Stokes parameters), aiming to derive maps of the vector magnetic field of the Sun’s surface, with a high spatial resolution.The observations presented here aim to reach the highest possible polarimetric sensitivity with THEMIS : to this purpose, the spatial resolution is degraded by averaging along the spectrograph entrance slit and a large number of images are added in time. Thus has been reached a polarimetric sensitivity of a few 10-5.A high polarimetric sensitivity is required to observe the so-called "second solar spectrum", which is the spectrum of the polarization formed by scattering very close to the solar limb. This polarization is weak, as it can be seen in Figure 2. These observations have been made with the spectrograph entrance slit parallel to the solar limb, 4 arcsec inside the disk, in a quiet solar region : the solar North Pole. When observing near the solar limb, the lines are linearly polarized, due to the scattering of the underlying anisotropic radiation. This anisotropy results from the radiative transfer near the surface of the Sun, where the lines are formed. The observed lines are the Sodium D1 (right hand-side) and D2 (left hand-side ) lines, which are two very deep absorption lines of the intensity spectrum (in purple in the Figur e). Very similar in the intensity spectrum, these two lines are on the contrary very different in the po larization spectrum (in white in the Figure), because the D2 (left hand-side) line is polarizable, w hereas the D1 (right hand-side) line is unpolarizable. The observational results show a polarization spectrum that differs from those predicted by the recent theoretical models, in particular in the D1 component which is known as unpolarizable, whereas polarization peaks are observed. As for the D2 component, the polarization may have been modified by a weak magnetic field, which can depolarize the line (through what is called Hanle effect). But then, the polarization should rotate, i.e. it should change direction, which is not observed. A solution might be that the magnetic field is turbulent, with no precise orientation. But here too, the implications of this hypothesis are not compatible with all polarisation measurements, for all lines, and all atoms (such as strontium or baryum) which are as many constraints on models. Some authors propose that the observed spectrum in the sodium lines is mainly due to the lower levels atomic polarization (with hyperfine structure), coupled to coherent scattering ; Others estimate that the lower levels atomic polarization may explain the D1 spectrum, but that the D2 spectrum can be interpreted by coherent scattering only : indeed, some calculations in progress at Paris Observatory (PhD thesis of B. Kerkeni, managed by N. Feautrier and A. Sielpfiedel), show that the collisions of the Sodium atom with the surrounding Hydrogen atoms could destroy the lower levels atomic polarization. In order to progress in the understanding and interpretation of this spectrum and of the magnetic field effects, it would then be necessary to achieve a better modelization of the line polarization formation, by solving the coupled equations of polarized radiative transfer and statistical equilibrium of the multilevel atom, taking also into account coherent scattering, which has never been completely achieved for the moment.
Reference : Bommier V., Molodij G. : 2001, "Some THEMIS-MTR observations of the second solar spectrum", Il Nuovo Cimento, see a version in postscript here. Bommier V., Molodij G. : 2001, "Some THEMIS-MTR observations of the second solar spectrum (2000 campaign), Astronomy and Astrophysics, submitted. Contact : Véronique Bommier (UMR 8588-DAMAp, Observatoire de Paris) email : V.Bommier obspm.fr
Dernière modification le 4 mars 2013
