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 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.

Evaluation de la précision des mesures d’altitudes des structures solaires par une méthode géométrique avec STEREO-A et STEREO-B: méthode On dispose de couples d’images solaires obtenues quasi-simultanément avec les engins STEREO-A et STEREO-B. On utilise le logiciel MEDICIS du CNES pour déterminer les vecteurs joignant les points homologues des deux images. La convexité de la surface solaire apparaît clairement. En ajustant aux mesures un modèle de ce qui est attendu pour une surface solaire sphérique, on obtient des résidus. Un contrôle de la validité du traitement consiste à examiner le signe de ces résidus. On constate en général un excès de résidus positifs, ce qui est attendu dans le cas où les écarts à la sphère correspondent à des structures solaires situées au dessus d’une surface moyenne sphérique. Nous présentons ici un contrôle poussé, effectué sur la journée du 15 juillet 2007, où la séparation des deux engins était assez grande pour induire un décalage de 200 photosites au centre des images, de diamètre voisin de 1300 photosites.

Description des dix vues suivantes 15 juillet 2007 Extraits 1320x1320 sur couples 2048x2048, compression 27 a1) STEREO_A, 03h 56m; a1) STEREO_B, 03h 56m; Couple anaglyphique individuel; 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 résultatnte 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 carte précédente: d) Comme b) retrait des décalages correspondant à un modèle sphérique: carte des résultats La barre d’étalonnage va de -10 à +10 photosites Secchi. e) Même carte que d) La barre d’étalonnage va de 0 à +4 photosites Secchi. En allant de A vers B, la géométrie des observations fait que les cartes de mesures de décalages ne sont pas déterminées sur une petite zone au limbe à droite de l’image. f) Même carte que d) Moyenne sur 18 couples de 0h06mn à 02h56mn La barre d’étalonnage va de +1,5 à +2,5 photosites Secchi. g) Même carte que f) en mesurant les décalages entre points homologues de STEREO-B vers STEREO-A h) Coupe dans f

a1

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a

b

c

d

e

f

g

h

Evaluation de la précision des mesures d’altitudes par une méthode géométrique : résultats En comparant les résultats de calculs de A vers B, f, ou bien de B vers A, vue g, il s’avère que la comparaison des images de STEREO-A et de STEREO-B demande une grande précision dans le choix des trois paramètres indispensables pour passer des images brutes à des images de taille et d’orientation comparables. En comparant alternativement anaglyphe, vue a et 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 changeant d’échelle, vue d de-10 à +10, à vue e, de 0 à 4, on « sature » les structures filamenteuses, alors que trois structures bleues, en creux par rapport à la surface moyenne, apparaissent. 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 f, les structures filamenteuses sont gommées alors que les trois « fossettes » apparaissent plus clairement. La coupe de la vue h 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. Cette structure est localisée sur la zone active au centre de la vue droite, vue a1. 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 de structures solaires par une méthode géométrique avec STEREO-A et STEREO-B: méthode On dispose de couples d’images solaires obtenues quasi-simultanément avec les engins STEREO-A et STEREO-B. On utilise le logiciel MEDICIS du CNES pour déterminer les vecteurs joignant les points homologues des deux images. La convexité de la surface solaire apparaît clairement. En ajustant aux mesures, sur toute la surface observée, un modèle de ce qui est attendu pour une surface solaire sphérique, on obtient des vecteurs résidus. Ces vecteurs résidus sont en principe nuls pour une surface à la fois sphérique et lisse. Pour des structures situées au dessus de la surface moyenne, on attend, pour les résidus dans la direction joignant les deux engins, des résidus positifs, importants au centre moyen du disque solaire. Pour les résidus dans la direction perpendiculaire, on attend des résidus faibles le long du diamètre parallèle à la direction épipolaire, élevés loin de ce diamètre, de sens opposés entre les deux hémisphères au dessus et au dessous de ce diamètre. Le champ global d’observation couvre tout le disque solaire. En se restreignant à une petite zone, on étudie la variation temporelle du vecteur décalage moyen mesuré sur la zone considérée. Nous présentons ici les premiers réultats obtenus sur une séquence d’observations à cadence élevée, 4094 couples en deux jours, les 9-10 mai La séparation des deux engins était assez grande pour induire un décalage de 80 photosites au centre des images, de diamètre voisin de 1300 photosites.

Données STEREO Secchi EUVI utilisées et traitement 9-10 mai 2007 Mode: couples d’images chromosphériques 304Å 2048x2048 avec un diamètre solaire de l’ordre de 1300 photosites, nord vers le haut, est vers la gauche 2° étage Travaux STEREO_Secchi_Euvi 22 août 2007

Description des trois vues suivantes 9 mai 2007 Extrait 1320x1320 sur couple 2048x2048 i1) STEREO-A, 0h 07m; i2) STEREO-B, 0h 07m; i) Couple anaglyphique; j) Mesure des décalages par colonne de A vers B; La barre d’étalonnage va de -5 à +80 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 15x 7 photosites Secchi. La qualité de corrélation exigée est meilleure que 0,5 k) Mesure des décalages par colonne de A vers B, puis retrait des décalages correspondant à un modèle sphérique: à gauche disque entier, à droite extrait 50x20, coin inférieur gauche 420,180 dans une grille 660x660. La barre d’étalonnage va de -5 à +5 photosites Secchi. En allant de A vers B, la géométrie des observations fait que les cartes de mesures de décalages ne sont pas déterminées sur une petite zone au limbe à droite de l’image.

i1

i2

i

j

k

Description des trois vues suivantes 9 mai h à 10h 42 (les mille premiers couples) Extrait 50x20, coin inférieur gauche 420,180 L1) Filament et premiere zone calme: évolution temporelle du décalage moyen par COLONNES; Abscisses: indices L2) Filament et premiere zone calme: évolution temporelle du décalage moyen par COLONNES; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence. m) Premiere et deuxième zones calmes: évolution temporelle du décalage par COLONNES; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence. L’unité est le photosite. Le décalage par colonnes au centre du disque est de l’ordre de octante photosites à cette date.

L1

L2

m

Description des deux vues suivantes 9 mai h à 10h 42 (les mille premiers couples) Extrait 50x20, coin inférieur gauche 420,180 n) Filament et premiere zone calme: évolution temporelle du décalage par LIGNES; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence. o) Premiere et deuxième zones calmes: évolution temporelle du décalage par LIGNES; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence. L’unité est le photosite. Le décalage par colonnes au centre du disque est de l’ordre de octante photosites à cette date.

n

o

Description de la vue suivante, p 9 mai h à 10h 42 (les mille premiers couples) Extrait 50x20, coin inférieur gauche 420,180 Première zone active: évolution temporelle du décalage par LIGNES (carrés) et par COLONNES (X). Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence. L’unité est le photosite. Le décalage par colonnes au centre du disque est de l’ordre de octante photosites à cette date.Le décalage par ligne est en principe nul. La géométrie de l’altitude des zones observées fait que les décalages mesurés en lignes et en colonnes sont de signes opposés.

p

Description des deux vues suivantes 9 mai h à 10h 42 (les mille premiers couples) Extrait 50x30 q ) Première et deuxième zones calmes au voisinage d’une zone filamenteuse: évolution temporelle du décalage moyen par COLONNES ; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence Coins: (420,260) et (370,260). r ) Zone filamenteuse et premiere zone calme: évolution temporelle du décalage moyen par COLONNES ; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence Coins: (520,260) et (420,260). L’unité est le photosite. Le décalage par colonnes au centre du disque est de l’ordre de octante photosites à cette date.

q

r

Description des deux vues suivantes 9 mai h à 10h 42 (les mille premiers couples) Extrait 50x30 s ) Première et deuxième zones calmes au voisinage d’une zone filamenteuse: évolution temporelle de la différence des décalages moyens par LIGNES; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence Coins: (420,260) et (370,260). Ordonnée: milliphotosites. t ) Zone filamenteuse et première zone calme: évolution temporelle du décalage moyen par LIGNES; Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence Coins: (520,260) et (420,260). Ordonnée: photosite.

s

t

Description de la vue suivante u 9 mai h à 10h 42 (les mille premiers couples) Extrait 50x30, coin inférieur gauche 520,260 Zone filamenteuse: évolution temporelle du décalage par LIGNES (carrés) et par COLONNES (X). Abscisses: secondes de temps depuis le début de la séquence. L’unité est le photosite. Le décalage par colonnes au centre du disque est de l’ordre de octante photosites à cette date.Le décalage par ligne est en principe nul. La géométrie de l’altitude des zones observées au voisinage de la ligne épipolaire fait que les décalages mesurés en lignes et en colonnes restent de signes opposés, même si l’effet sur les décalages en ligne diminue au voisinage de la ligne épipolaire.

u

Mesure de l’évolution temporelle d’altitudes : validations La cadence de prise de vues est très régulière, comme le montre la comparaison des vues L1 et L2. En comparant sur deux zones calmes les décalages en colonne, vues m et q, comme les décalages par lignes, vue o, 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 donne sur la vue j un décalage en colonnes de 80 photosites au centre du disque. Un écart de 0,005 photosite, clairement différent de zéro, est mesuré à entre les valeurs moyennes, dans le temps et dans l’espace, obtenues sur la vue q. Une explication de cet écart significatif à la valeur nulle attendue 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, comme le montre l’inclinaison des résidus de la vue k. 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 entiers 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, sur la vue o, on trouve des décalages moyens, sur zone calme, à 0,011 et 0,021 photosite, significativement différents de 0.01 photosite. Nous attribuons cette différence au fait que la procédure de coalignement fait intervenir des interpolations pour faire tourner les images. Sur la vue s, on trouve des valeurs moyennes identiques à un millième de photosite près. Le fait que cette valeur soit dix fois plus petite que la valeur précédente peut venir de ce que la comparaison entre zones se fait à même distance ou bien à distance différentes du plan contenant satellites et Soleil.

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 L2, 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 r.

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 n, 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, vue p, 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, comme indiqué sur la vue k. -En effectuant la même étude sur une zone filamenteuse proche du plan contenant les deux satellites et le centre du Soleil, on obtient des évolutions temporelles moins marquées, vue r. 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.