Évolution temporelle de l’altitude de structures solaires

Évolution temporelle de l’altitude de structures solaires
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 Évolution temporelle de l’altitude de structures solaires
Mode: images chromosphériques 304Å 2048x2048 avec un diamètre solaire de l’ordre de 1300 photosites, nord vers le haut, est vers la gauche 1er mai couples, dont deux couples aberrants: Couple 51 à 08h31m (images EUVI sur deux canaux différents) Couple 52 à 08h41m (image 304Ǻ et image d’un des imageurs héliosphériques) . 2° étage Travaux STEREO_Secchi_Euvi 29 novembre 2007

Couple aberrant 8h 31m L’anaglyphe présenté ici est une réduction échelle ½ du document original.

Couple aberrant 8h 41m L’anaglyphe présenté ici est une réduction échelle ½ du document original.

Anaglyphe ajusté avec cinq parametres deux translations, deux rotations et une homothétie. La boule solaire est présentée « derrière la fenêtre ».

Anaglyphe plat vue B « projetée » sur la vue A La surface solaire est vue approximativement plate, un peu derrière la fenêtre. Il reste à améliorer la procédure pour diminuer l’effet de bord et pour mieux placer la surface au niveau de la fenêtre.

Carte de décalages en colonnes Cette carte a été obtenue en appliquant la procédure MEDICIS aux deux vues du couple « plat » de la dia précédente.

Anaglyphe plat: détail vue B « projetée » sur la vue A L’échelle est de un photosite PPT =1 photosite Secchi.

Repérage d’une zone calme
Le carré est situé exactement au milieu du disque solaire, vu de STEREO-A. La zone de mesure est délimitée par le carré; la zone de référence est située sur le bord droit du champ. La vue à gauche (droite) est celle au début (à la fin) de la séquence étudiée, à 03h11m (06h11m). La rotation solaire n’est pas compensée.

Évolution temporelle: zone calme
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. Il reste à étalonner la relation entre décalage en colonne et altitude géométrique. Ceci est en cours, en utilisant des « sphères d’impact » de rayon croissant,sur lesquelles sont projetées les lignes de visée correspondantes aux points del’image vue de STEREO-A. Indiquons simplement, pour l’instant, que le décalage venant de la rotondité solaire atteint 85 photosites au centre du disque. On remarque, en fin de séquence, l’effet de l’arrivée d’une zone active dans la zone visée.

Repérage d’une zone filamenteuse
La zone de mesure est délimitée par le carré; la zone de référence est située sur le bord gauche du champ. La vue à gauche (milieu, droite) est celle au début (intermédiaire à la fin) de la séquence étudiée, à 03h11m (03h31m h11m)

Évolution temporelle: zone filamenteuse
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. Il reste à étalonner la relation entre décalage en colonne et altitude géométrique. Indiquons simplement, pour l’instant, que le décalage venant de la rotondité solaire atteint 85 photosites au centre du disque. On note que l’échelle des ordonnées fait 8 photosites, contre 1,2 photosite pour la zone calme.

Évolution temporelle: phénomène impulsif
Le logiciel de corrélation MEDICIS fourni par le CNES donne non seulement la valeur du décalage en ligne et en colonne entre points homologues, mais aussi une valeur de la qualité de la corrélation obtenue. Cette valeur est comprise entre zéro, aucune corrélation, et 1, excellente corrélation. Dans les cinq vues suivantes, cartes du décalage en colonne obtenues à cinq instants successifs, les zones noires sont celles où corrélation est moins bonne que 95%. On constate qu’un phénomène impulsif, évident à l’examen d’une animation des images brutes, est bien mesuré par le logiciel de corrélation. On remarquera que le niveau moyen des cartes présente, de temps à autre, des discontinuités. Il se trouve que la procédure de calcul des corrélations fait intervenir des opérations avec une précision meilleure qu’une fraction de photosite (pour un décalage pouvant atteindre deux cents photosites) et qu’il subsiste dans cette procédure au moins une maladresse. Ceci a pour effet de donner des discontinuités temporelles ne venant clairement pas du Soleil. En revanche, l’altitude de la surface solaire, nominalement nulle, est mesurée effectivement constante avec une bonne précision. C’est pourquoi les courbes d’évolution temporelle sont obtenues par différence entre une zone étudiée et une zone de référence. Les vues de cette présentation PPT ont été réduites à 660 lignes x 660 colonnes à partir d’originaux de 1320 lignes e t1320 colonnes. Le logiciel MEDICIS a été utilisé avec une vignette de 11 photosites pour une zone d’exploration de 7 lignes et 17 colonnes.

1 mai 2007 STEREO EUVI 304Ǻ 03h41m corrélation meilleure que 95% décalages en colonne Échelle: -5 à +10 photosites

Repérage d’un phénomène impulsif
La zone de mesure est délimitée par le carré; la zone de référence est située sur le bord inférieur du champ. La vue à gauche (milieu, droite) est celle au début (intermédiaire à la fin) de la séquence étudiée, à 03h11m (03h51m h11m) Les trois échantillons montrés ci-dessous font partie d’un « cube » de 144 cartes. Au cours de la préparation de ce document, l’examen en animation de ce cube montre que les petits accidents qui se détachent sur un fond quasi uniforme, se déplacent de gauche à droite à vitesse constante. C’est un argument fort indiquant que ces petites structures ne sont pas du bruit de mesure, mais de petites structures solaires. Il reste à faire en sorte de suivre par programme une rotation solaire moyenne.

On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. Il reste à étalonner la relation entre décalage en colonne et altitude géométrique. Indiquons simplement, pour l’instant, que le décalage venant de la rotondité solaire atteint 85 photosites au centre du disque. On note que l’échelle des ordonnées fait 4 photosites, contre 1,2 photosite pour la zone calme.

Le logiciel de corrélation MEDICIS fourni par le CNES donne non seulement la valeur du décalage en ligne et en colonne entre points homologues, mais aussi une valeur de la qualité de la corrélation obtenue. Cette valeur est comprise entre zéro, aucune corrélation, et 1, excellente corrélation. Dans les neuf vues suivantes, cartes du décalage en colonne obtenues neuf instants successifs, les zones noires sont celles où corrélation est moins bonne que 95%. On constate que les phénomènes impulsifs sautent d’une vue à l’autre. On remarquera que le niveau moyen des cartes reste bien stable sur cette séquence. Les vues de cette présentation PPT sur les événements impulsifs du 1er mai 2007ont été réduites à 660 lignes x 660 colonnes à partir d’originaux de 1320 lignes et 1320 colonnes, calculés donc avec le pas d’échantillonnage le plus fin possible. Le logiciel MEDICIS a été utilisé avec une Vignette de 11 photosites pour une zone d’exploration de 7 Lignes et 17 Colonnes; les cartes de résultats obtenues avec MEDICIS se trouvent dans un répertoire intitulé « 1mai_fin_V11_L7xC17 ». Les « copier-coller » pour obtenir les dias de cette présentation ont été effectués de manière à ce que, d’une dia à la suivante, les cadres des images solaires ne bougent pas. Ceci permet de suivre les fluctuations réelles de position des zones impulsives.

Repérage d’un deuxième phénomène impulsif
La zone de mesure est délimitée par le carré; la zone de référence est située sur le bord inférieur du champ. La vue à gauche (milieu, droite) est celle au début (intermédiaire à la fin) de la séquence étudiée, à 15h01m (16h21m h21m)

Évolution temporelle: deuxième phénomène impulsif
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. Il reste à étalonner la relation entre décalage en colonne et altitude géométrique. Indiquons simplement, pour l’instant, que le décalage venant de la rotondité solaire atteint 85 photosites au centre du disque. On note que l’échelle des ordonnées fait 2,5 photosites, contre 1,2 photosite pour la zone calme.

Évolution temporelle: première validation
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. On prend une zone d’étude au centre du disque, vu de STEREO-A, et une zone de référence à gauche du carré de 300 photosites. On note que la valeur moyenne des décalages en colonnes obtenue est quasiment nulle, ce qui est attendu pour un ajustement correct d’une sphère.

Évolution temporelle: deuxième validation
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. On prend la même zone d’étude au centre du disque, vu de STEREO-A,, et une zone de référence à droite du carré de 300 photosites. Le point aberrant vient d’un des deux couples aberrants repérés en début de présentation. On note que la valeur moyenne des décalages en colonnes obtenue n’est pas rigoureusement nulle, mais voisine de moins un dixième de photosite. Ceci indique que l’ajustement d’une sphère aux mesures peut être amélioré.

Évolution temporelle: troisième validation
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. On prend une zone d’étude à droite du disque, vu de STEREO-A, et une zone de référence à gauche du carré de 300 photosites. Le point aberrant vient d’un des deux couples aberrants repérés en début de présentation. On note que la valeur moyenne des décalages en colonnes obtenue n’est pas rigoureusement nulle, mais voisine de moins deux dixièmes de photosite. Ceci indique que l’ajustement d’une sphère aux mesures peut être amélioré.

Évolution temporelle: quatrième validation
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. On prend une zone d’étude à gauche du disque, vu de STEREO-A, et une zone de référence à droite du carré de 300 photosites. Les deux points aberrants viennent des deux couples aberrants repérés en début de présentation. On note que la valeur moyenne des décalages en colonnes obtenue n’est pas rigoureusement nulle, mais voisine de moins un dixième de photosite. Ceci indique que l’ajustement d’une sphère aux mesures peut être amélioré, ou bien que l’hypothèse d’une émissivité égale vers STEREO-A et vers STEREO-B n’est pas correcte.

Évolution temporelle: cinquième validation
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. On prend une zone d’étude en bas du disque, vu de STEREO-A, et une zone de référence en haut du carré de 300 photosites. Les deux points aberrants viennent des deux couples aberrants repérés en début de présentation. On note que la valeur moyenne des décalages en colonnes obtenue n’est pas rigoureusement nulle, mais voisine de moins un dixième de photosite. Ceci indique que l’ajustement d’une sphère aux mesures peut être amélioré, ou bien que l’hypothèse d’une émissivité égale vers STEREO-A et vers STEREO-B n’est pas correcte.

Évolution temporelle: sixième validation
On trace, en fonction du temps, la différence des valeurs moyennes des décalages en colonnes, différence entre la zone étudiée et la zone de référence. La rotation solaire n’est pas compensée. Abscisses: temps en secondes au début de la séquence, mêmes valeurs que pour la zone calme. Ordonnées: décalage en colonne, unité photosite EIT. On prend une zone d’étude en haut du disque, vu de STEREO-A, et une zone de référence en bas du carré de 300 photosites. On note que la valeur moyenne des décalages en colonnes obtenue n’est pas rigoureusement nulle, mais voisine de moins deux dixièmes de photosite. Ceci indique que l’ajustement d’une sphère aux mesures peut être amélioré, ou bien que l’hypothèse d’une émissivité égale vers STEREO-A et vers STEREO-B n’est pas correcte.

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