Altitudes statiques et dynamiques de structures solaires, mesurées géométriquement avec les télescopes SECCHI des engins STEREO-A et STEREO-B SOHO 20 GAND août 2007 une version longue de ce document est disponible (42 dias) an abridged english version of this presentation is underway 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.

a1 15 juillet h 56m STEREO_A Extrait 1320x1320 sur 2048x2048 compression 27

a2 15 juillet h 56m STEREO_B Extrait 1320x1320 sur 2048x2048 compression 27

b Mesure des décalages par colonne de A vers B; La barre d’étalonnage va de -5 à photosites; les calculs sont effectués pour un point sur deux sur chaque axe, ce qui fait une matrice résultante de taille 660x660. La fenêtre de corrélation fait 7x7 photosites Secchi, le domaine d’exploration fait 5 x 15 photosites Secchi. La qualité de corrélation exigée est meilleure que 0,5

c Coupe dans la vue précédente

d Mesure des décalages par colonne de A vers B, puis retrait des décalages correspondant à un modèle sphérique. La barre d’étalonnage va de - 10 à + 10 photosites.

e Mesure des décalages par colonne de A vers B; Moyenne sur 18 couples de 0h06mn à 02h56mn La barre d’étalonnage va de +1,5 à +2,5 photosites Secchi.

f Coupe dans la vue précédente

Evaluation de la précision des mesures d’altitudes par une méthode géométrique : résultats En comparant alternativement images originales, vues a1 et a2, avec la carte d’altitudes brutes, vue b, on constate que si les structures filamenteuses apparaissent bien immédiatement en cartes d’altitudes brutes, altitudes mesurées par rapport au plan perpendiculaire à la ligne de visée et passant par le centre du Soleil, en revanche les zones actives n’apparaissent pas en cartes d’altitudes brutes. En retranchant une convexité solaire moyenne, vue d, on met en évidence les structures filamenteuses, En passant à la moyenne sur 18 couples de 0h06mn à 02h56mn, la barre d’étalonnage allant de +1,5 à +2,5 photosites Secchi, vue e, les structures filamenteuses sont gommées alors que trois structures en bleu apparaissent clairement. La coupe de la vue f montre que le décalage résiduel de la structure centrale est de 0,3 photosite, à comparer aux 200 photosites de convexité globale lisibles sur la vue c. Il s’avère que ces structures suivent la rotation solaire du 14 au 15 juillet, ce qui élimine la possibilité d’un problème lié à la distorsion résiduelle différentielle des deux télescopes de EUVI. Il reste à étudier d’éventuels effets de fantôme dans le traitement des images, fantômes apparaissant au voisinage des zones actives, avant de considérer un phénomène localisé à la surface solaire. Dans ce dernier cas, la profondeur estimée, par rapport à une surface moyenne, est de l’ordre de km (rayon solaire) x 0,3 photosite / 200 photosites = mille kilomètres. Dans le cas où ces structures en creux sont d’origine solaire il reste à voir leur implication dans les phénomènes transitoires objet de ce colloque.

Mesure de l’évolution temporelle d’altitudes : validations La cadence de prise de vues est très régulière. En comparant sur deux zones calmes les décalages en colonne, vue h, on constate une grande stabilité des valeurs mesurées au cours du temps. L’écart-type des mesures se chiffre en millièmes de photosite, alors que la convexité solaire, retranchée aux mesures brutes pour obtenir la vue g, donne un décalage en colonnes de 80 photosites au centre du disque. Les valeurs moyennes des deux zones de la vue h présentent un écart significatif respectif 0,009 et 0,019 photosite par rapport de à la valeur nulle attendue. Une explication de cet écart est proposée ci-dessous. Les essais d’ajustement fin sur les paramètres grandissement et roulis d’ajustement entre STEREO-A et STEREO-B n’ont pas permis de réduire l’écart. Il reste aussi à voir si cet écart peut venir d’une légère différence entre les caractéristiques optiques des deux télescopes EUVI, ou bien d’une maladresse de traitement, avant d’incriminer une asphéricité de la surface solaire. En revanche, les décalages en ligne sont plus faciles à considérer puisque, en négligeant le petit effet de perspective venant des différences de distance au Soleil des deux engins, le modèle de ces décalages est identiquement nul. La procédure de coalignement en X et en Y des images des deux télescopes se fait par translation d’un nombre entier de photosites, c’est-à-dire à mieux que un demi-photosite, de manière à éviter tout effet d’interpolation. En comparant deux zones différentes sur les mêmes couples, on devrait en principe trouver des valeurs moyennes identiques. En pratique, on trouve pour les décalages en colonnes, sur zones calmes, des différences de zone à zone de l’ordre de 0,01 photosite,. Pour les décalages en lignes, la différence typique, 0,001 photosite, est dix fois plus petite. Nous attribuons ces différences de valeurs moyennes entre zones calmes au fait que la procédure de coalignement fait intervenir des interpolations pour faire tourner les images.

Mesure de l’évolution temporelle d’altitudes de structures solaires par une méthode géométrique avec STEREO-A et STEREO-B: résultats pour les décalages en colonnes En comparant sur l’extrémité ouest d’un filament et sur une zone calme voisine l’évolution temporelle de la moyenne des décalages en colonne sur chacune des zones, vue i, on observe que: - la surface de la zone de référence reste calme, à altitude constante, par rapport à l’ensemble de l’hémisphère considéré; le fait que cette altitude constante ne soit pas nulle est attribué, au moins dans un premier temps, à de petites imperfections du traitement des images; - le filament est non seulement au dessus de la surface solaire moyennée sur un hémisphère, mais aussi au dessus de la zone de référence voisine; - l’altitude de la partie considérée du filament évolue de manière nette, avec en particulier un pic entre et secondes après le début de la séquence. Avec une résolution temporelle de 40 secondes, on observe des intervalles de mille à trois mille secondes entre maxima consécutifs. -En effectuant la même étude sur une zone filamenteuse proche du plan contenant les deux satellites et le centre du Soleil, on obtient des résultats similaires, vue k.

Mesure de l’évolution temporelle d’altitudes de structures solaires par une méthode géométrique avec STEREO-A et STEREO-B: résultats pour les décalages en lignes: En comparant l’évolution temporelle de la moyenne des décalages en ligne sur l’extrémité ouest d’un filament et sur une zone calme voisine, vue j, on observe que la moyenne des décalages de la zone calme est très proche de zéro et que la moyenne des décalages de la zone filamenteuse évolue de manière nette, avec en particulier un creux entre et secondes après le début de la séquence. En comparant les résidus des décalages en lignes et les résidus des décalages en colonne, vues i et j, on constate une forte anticorrélation entre ces résidus. Ceci vient de ce que sur la petite zone étudiée se trouve sous le plan passant par le centre du Soleil et par les deux satellites. -En effectuant la même étude sur une zone filamenteuse proche du plan contenant les deux satellites et le centre du Soleil, on obtient une anticorrélation moins marquée, vue l. Ceci est conforme à la géométrie du problème. Le dépouillement des décalages en colonnes, demandant le calcul et la soustraction d’un modèle, est plus long que le dépouillement des décalages en lignes. Il est donc judicieux de réserver les décalages en colonnes à l’étude des structures proches du plan des satellites et du centre du Soleil, et d’utiliser les décalages en ligne pour les structures situées loin de ce plan. Il reste à poursuivre ces travaux pour arriver à étudier ces évolutions temporelles immédiatement avant une disparition de filament.

g Une des 4094 cartes de décalages en colonnes calculées sur la séquence à cadence élevée enregistrée les mai 2007 A cette date, le décalage atteint 80 photosites au centre du disque. Sur cette vue, la convexité solaire a été retranchée; la barre d’étalonnage va de -5 à +5 photosites Secchi.

h ordonnée (photosites): décalage moyen par colonnes, sur deux petites zones calmes 50x20, coins inférieurs gauches [?,?] et [??] Abscisse: temps en secondes, de 0 à (9 mai 2007, 0h06 à 9h42?)

i ordonnée (photosites): décalage moyen par colonnes, zones 50x20, calme et filament, coins inférieurs gauches [?,?] et [420,180] Abscisse: temps en secondes, de 0 à (9 mai 2007, 0h06 à 9h42?)

j ordonnée (photosites): décalage moyen par lignes, zones 50x20, calme et filament, coins inférieurs gauches [?,?] et [420,180] Abscisse: temps en secondes, de 0 à (9 mai 2007, 0h06 à 9h42?)

k ordonnée (photosites): décalage moyen par colonnes, zones 50x20, calme et filament, coins: (520,260) et (420,260). Abscisse: temps en secondes, de 0 à (9 mai 2007, 0h06 à 9h42?)

l ordonnée (photosites): décalage moyen par lignes, zones 50x20, calme et filament, coins: (520,260) et (420,260). Abscisse: temps en secondes, de 0 à (9 mai 2007, 0h06 à 9h42?)