Étalonnage de la mesure d’altitudes Guy ARTZNER Institut d’Astrophysique Spatiale Bâtiment 121 F Orsay ftp://ftp.ias.u-psud.fr/gartzner/ftp_projet/SECCHI UMR8617 CNRS - Université Paris XI Orsay The STEREO/SECCHI data used here are produced by an international consortium of the Naval Research Laboratory (USA), Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab (USA), NASA Goddard Space Flight Center (USA) Rutherford Appleton Laboratory (UK), University of Birmingham (UK), Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung(Germany), Centre Spatiale de Liege (Belgium), Institut d'Optique Théorique et Appliqueé (France), Institut d'Astrophysique Spatiale (France). The USA institutions were funded by NASA; the UK institutions by Particle Physics and Astronomy Research Council (PPARC); the German institutions by Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR); the Belgian institutions by Belgian Science Policy Office; the French institutions by Centre National d’Etudes Spatiales (CNES) and the Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS). The NRL effort was also supported by the USAF Space Test Program and the Office of Naval Research. 30 novembre 2007

Images solaires STEREO Secchi EUVI Étalonnage de la mesure d’altitudes Mode: images chromosphériques 304Å 2048x2048 avec un diamètre solaire de l’ordre de 1300 photosites, nord vers le haut, est vers la gauche 1 er mai couples, dont deux couples aberrants: Couple 51 à 08 h 31 m (images EUVI sur deux canaux différents) Couple 52 à 08 h 41 m (image 304Ǻ et image d’un des imageurs héliosphériques). 2° étage Travaux STEREO_Secchi_Euvi 30 novembre 2007

Méthode de mesure des altitudes (I) L’altitude des montagnes de Vénus a été mesurée à distance, depuis la Terre, en analysant finement des échos radar ayant traversé la couverture nuageuse de Vénus. Pour mesurer l’altitude des structures solaires, on jouera sur deux faits. Premièrement, la position des deux engins STEREO-A et STEREO-B dans le système solaire est connue précisément. Deuxièmement, les deux engins sont dans des condition thermiques rudes, mais stables, de sorte que leurs paramètres astrométriques doivent être bien stables au cours du temps, comme ceci a été démontré pour SoHO par le dépouillement de deux passages de Mercure. Pour STEREO-B, on bénéficie d’un étalonnage par le passage de la Lune dans le champ de vue. Les progrès de l’informatique font que tout internaute moyennement équipé peut, en butinant deux logiciels gratuits et une base de données en libre accès, obtenir des couples stéréoscopiques solaires, comme celui présenté sur la dia suivante. La procédure ad hoc est décrite en annexe. Qualitativement, l’examen de cette vue permet, si c’était nécessaire, de se convaincre, à condition de bénéficier de la vision binoculaire, que les structures solaires sont en relief au dessus d’une sphère. On distingue surtout d’une part un croissant brillant situé au dessus d’une région active, et d’autre part un immense filament. Quantitativement, nous ne connaissons pas de procédure disponible pour passer à la mesure de l’altitude de ces structures. C’est pourquoi nous avons imaginé et mis au point une procédure faisant appel à la notion de « sphère d’impact » pour faire ces mesures. Cette procédure présente deux avantages: d’une part, elle donne effectivement des mesures d’altitudes, en km au dessus d’une sphère de référence; d’autre part, les cartes de décalages en colonnes fournies sont des cartes ordinaires, à examiner en vision monoscopique (et non en vision binoculaire).

STEREO Secchi EUVI canal 304Ǻ 1 er mai h 51 m “STEREo nasa science” +”SteroPhotoMaker’’ +’’Autopano”

Méthode de mesure des altitudes (II) Le logiciel libre « StereoPhotomaker » dû au japonais Masuji Suto a été francisé par un membre du Stéréo Club Français, Pierre Meindre. Ce logiciel sert à pour ajuster des couples d’images stéréoscopiques enregistrées à main levée, avec un faible décalage entre les deux vues. StereoPhotomaker fait appel à « Autopano », autre logiciel, américain, écrit à l’origine pour rabouter plusieurs vues de manière à obtenir un panorama. Les mathématiques derrière ces deux logiciels sont assez puissantes pour que les couples STEREO, présentant de fortes disparités, soient cependant correctement et automatiquement ajustés, au moins jusqu’au mois de juin. Après, la séparation entre les deux engins continuant d’augmenter, il arrive un moment où le logiciel n’arrive plus à ajuster simultanément les cinq paramètres, deux translations, deux rotations, une homothétie. En revanche, en introduisant des informations a priori sur la scène observée (il s’agit quasiment d’une sphère), notre procédure permet d’extraire l’information d’altitude, au moins jusqu’à fin octobre 2007.

Méthode de mesure des altitudes (III) En bref, notre procédure projette sur la texture de l’image de STEREO-B sur l’image de STEREO-A. En détails, la procédure prend un à un les points (x,y) de l’image originale de STEREO-A. Pour chaque point, en faisant des hypothèses indiquées plus loin, on calcule, dans un repère héliocentrique ayant un axe dirigé vers STEREO-A, les trois coordonnées de l’intersection de la ligne de visée avec une « sphère d’impact » de rayon arbitraire, voisin du rayon solaire, centrée sur le centre de la sphère solaire, de coordonnées [0,0,0]. Connaissant les positions des deux engins dans le système solaire, on calcule alors pour STEREO-B les deux coordonnées de la ligne de visée correspondante, de manière à aller chercher l’intensité lumineuse correspondante par interpolation dans l’image brute simultanée vue de STEREO-B. Une fois cette intensité reportée à la position courante (x,y) poutr tous les ponts courants, on obtient une deuxième vue, celle de la texture de STEREO-B collée dans le champ de STEREO-A. Si les hypothèses sont correctes, les deux vues, A originale et B collé sur A, doivent être identique. En présentant les deux vues en couple anaglyphique, dia suivante, on constate que c’est bien au moins approximativement, le cas.

STEREO Secchi EUVI canal 304Ǻ 1 er mai h 51 m “couple plat”

Comparaison des résultats de deux méthodes Nous avons donc évoqué deux procédures pour produire des couples anaglyphiques, une première procédure utilisant des logiciels libres, appliquée à des fichiers JPEG disponibles sur un site de la NASA, et une autre procédure appliquée à l’IAS sur les images FITS originales. Comme ces images font 1320 kignes x 1320 colonnes, les vues précédantes ne sont que des réductions. Les vues suivantes permettent une meilleure comparaison. SPM désigne ce qui est obtenu avec StereoPhotoMaker à partir de fichiers libres JPEG; Projection désigne le résultat d’une projection d’une vue sur l’autre.

1 er mai SPM (600,750) (1000,1300) Projection (350,500) (750,1100)

Méthode de mesure des altitudes (IV) En continuant de détailler la procédure d’étalonnage pour passer des décalages en colonnes aux altitudes en km, examinons les rôles respectifs de deux paramètres de la procédure, le rayon de sphère d’impact, R, mesuré en km, et le facteur d’échelle, E, mesuré en photosites par radian. Pour un télescope ayant un petit champ, ces deux paramètres jouent des rôles similaires, mais opposés. Nous avons vérifié que des couples (R,E) tels que le produit RE reste constant donnent des résultats certes numériquement différents,en calculant avec 8 chiffres, mais en pratique quasiment indiscernables. En l’absence d’un étalon, comme le passage de la Lune dans le champ de STEREO-B, il est vain de compter sur l’effet de la différence de perspective pour obtenir une valeur précise du facteur d’échelle. Prenons donc une valeur du rayon de la sphère d’impact raisonnable, correspondant à une hauteur de chromosphère de 4 000km, ce qui donne une valeur ronde, km, pour R, essayons trois valeurs du facteur d’échelle E, photosites/radian, et , et regardons d’une part les coupes méridiennes globales obtenues, et d’autre part les moyennes des décalages mesurés sur un disque central calme de rayon 100 photosites: Facteur d’échelle: photosites / radianDécalage moyen:+0,35 photosite Facteur d’échelle: photosites / radianDécalage moyen:-0,26 photosite Facteur d’échelle: photosites / radianDécalage moyen:-0,68 photosite

Facteurs d’échelle: , , , de haut en bas

Mesure des altitudes (I) On voit donc que pour un rayon de sphère d’impact de km, un facteur d’échelle de photosites par radian donne des décalages en colonne raisonnablement voisins de zéro sur toute la surface commune observée par STEREO-A et par STEREO-B. L’examen des cartes de décalages montre que les décalages correspondant à la zone du phénomène transitoire et à la zone filamenteuse sont positifs. Reprenons les mêmes calculs, en prenant un rayon de sphère d’impact R successivement égal à km, km, km, km et km, et regardons les moyennes des décalages mesurés sur un disque central calme de rayon 100 photosites: Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-0,363 photosite Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-1,334 photosite-0,970 Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-2,301 photosite Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-3,270 photosite -0,969 Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-4,232 photosite -0,962 Les différences premières dans la colonne de droite sont quasiment constantes. En chiffres ronds, un photosite fait un peu plus de dix mille kilomètres; de manière plus précise, un photosite fait /0,97 =10 300km, ce qui est voisin de la valeur km obtenue de manière plus expéditive en sachant que le décalage au centre du disque, déterminé visuellement, est de 64 ±1 photosites pour km. En examinant sur la dia suivante les coupes Y passant par la trace du phénomène transitoire, on trouve que l’altitude de la zone émissive du phénomène transitoire est un peu inférieure à quarante mille km.

Rayons de sphère d’impact: km, km, et km

Mesure des altitudes (II) En appliquant la même méthode à la zone filamenteuse dans le quadrant haut droit, on se rend numériquement compte de ce qui était visuellement flagrant: les altitudes en jeu dans le filament sont bien supérieures à l’altitude de la zone émissive du phénomène éruptif. On reprend donc tous les calculs. D’une part, on passe d’une fenêtre d’exploration de 17 photosites à une fenêtre de 21 photosites (c’est ce qui prend le plus grand temps de calcul) ; d’autre part, on passe à un à jeu de valeurs plus élevées pour le rayon de sphère d’impact. Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-0,255 photosite Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-4,143 photosites-3,888 Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen: photosites-3,854 Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-11,850 photosites-3,853 Rayon de sphère d’impact: kmDécalage moyen:-15,726 photosites -3,876 Un photosite fait /3,86 =10 363km, ce qui est voisin de la valeur obtenue précedemment. Les cartes et les coupes obtenues pour les diverses valeurs du rayon de la sphère d’impact montrant que les altitudes atteignent, et même dépassent localement, cent soixante mille kilomètres.

Rayon de sphère d’impact: km Coupe « verticale » passant par le filament

Rayon de sphère d’impact: km Coupe « verticale » passant par le filament

Rayon de sphère d’impact: km Coupe « verticale » passant par le filament

Rayon de sphère d’impact: km échelle: -30 à +30 photosites vignette: 11 photosites zone d’exploration: 7 lignes 21 colonnes décalage au centre: 64 photosites

6 octobre SPM Projection

6 octobre 2007 B+A projeté (200,50) (1100,650)

6 octobre 2007 A + B projeté

6 octobre

6 octobre STEREO-A

6 octobre STEREO-B