Nous venons de voir dans la section 5.2.1 que la prise en compte de la non-uniformit´e de la chromosph`ere nous permettait de calculer avec une erreur pratiquement nulle l’illumination de la couronne par la chromosph`ere. L’analyse du facteur de profil faite dans les sections 5.2.2 et 5.2.2 montre que compte tenu des incertitudes sur les param`etres empiriques du mod`ele, le processus de diffusion r´esonante peut ˆetre ´evalu´e `a 20% pr`es. La source d’erreur majeure dans le calcul de l’intensit´e de la raie de r´esonance de l’He+ provient de l’incertitude sur la d´etermination de la densit´e d’ions He+. Si l’on accepte l’hypoth`ese de l’´equilibre d’ionisation coronal, les param`etres atomiques ´etant connus `a quelques pourcents pr`es, l’erreur faite sur la fraction d’ionisation ne d´epasse pas 5%. Nous avons vu de mˆeme au paragraphe 4.6 que l’erreur sur la densit´e ´electronique est de l’ordre de 5%. L’incertitude principale provient de la forte d´ependance de la fraction d’ionisation avec la temp´erature combin´ee avec l’incertitude ´elev´ee sur cette derni`ere, ´evalu´ee `a 0.1 MK au paragraphe 4.7. La figure 5.7 montre l’incertitude relative totale sur la faction d’ionisation en fonction de la temp´erature. Aux basses temp´eratures l’ind´etermination peut atteindre 50%, mais est comprise entre 20% et 10% au-dessus de 1 MK. En conclusion, en cumulant toutes les sources d’incertitude possibles, nous arrivons `a une erreur de 100% environ, soit un facteur 2. Cette valeur d´efinit l’amplitude `a partir de laquelle une diff´erence entre le mod`ele et les observations de EIT pourra ˆetre consid´er´ee comme significative.
Quatri`eme partie
— 1 —
Comparaison entre les observations de EIT
et les pr´edictions du mod`ele
L
a deuxi`eme partie de ce m´emoire a ´et´e consacr´ee `a la description de la mesure de l’intensit´e de la raie de r´esonance `a 30.378 nm de l’He+ dans la couronne `a l’aide des images obtenues par EIT dans sa bande passante `a 30.4 nm. Puis nous avons pr´esent´e dans la deuxi`eme partie un mod`ele pr´edictif de l’intensit´e de cette raie devant aider `a interpr´eter les observations de EIT. Dans cette quatri`eme et derni`ere partie, nous allons proc´eder `a la comparaison entre les observations de la raie de l’He+et les pr´edictions du mod`ele. Nous verrons que le mod`ele et les observations sont en bon accord g´en´eral mais que dans les r´egions polaires, l’intensit´e observ´ee semble syst´ematiquement plus ´elev´ee que ce qui est pr´edit. Nous analyserons alors les diff´erentes interpr´etations possibles de cet ´ecart, et nous verrons quelles pourraient en ˆetre les implications pour la compr´ehension de la physique de l’h´elium dans la couronne et dans le vent solaire. Dans le chapitre 2, nous r´esumerons les r´esultats de nos travaux et finalement, nous d´ecrirons dans le chapitre 3 quels moyens observationnels pr´esents et `a venir permettraient d’am´eliorer les observations de la raie de r´esonance de l’He+ effectu´ees avec EIT.1.1 Comparaison entre les observations et les pr´edictions
La figure 1.1 permet de comparer les observations de la raie de r´esonance de l’He+ (colonne de gauche) avec les intensit´es calcul´ees correspondantes (colonne de droite). Comme nous avons montr´e que les r´esultats obtenus par la m´ethode d’analyse par DEM et par la m´ethode de soustraction sont pratiquement identiques (voir la section 4.3), nous ne reprenons dans la colonne de gauche que les trois images des figures 4.5 et 4.6 obtenues par la m´ethode de soustraction. L’image du haut a ´et´e obtenue `a partir de donn´ees du 30 mai 1996, l’image du milieu est une moyenne sur une rotation solaire entre le 20 janvier et le 17 f´evrier 1996, et l’image du bas est une moyenne sur une rotation solaire entre le 30 mai 1996 et le 26 juin 1996. Les intensit´es moyennes mod´elis´ees (colonne de droite) sont obtenues de fa¸con rigoureusement similaire aux intensit´es moyennes observ´ees (colonne de gauche). Nous avons calcul´e ind´ependamment une image par jour pendant une rotation solaire en utilisant pour chaque jour les grandeurs physiques correspondantes d´etermin´ees par les m´ethodes d´ecrites au cours du chapitre 4, puis nous en avons effectu´e la moyenne arithm´etique. Les images simul´ees ont ´et´e calcul´ees pour une vitesse nulle des ions He+. Notre mod`ele est con¸cu pour calculer l’intensit´e de la raie de l’He+ dans la couronne, mais pas sur le disque. Afin de faciliter la comparaison visuelle entre les observations de EIT et les images mod´elis´ees, nous avons report´e le disque chromosph´erique des images de la colonne de gauche (observations) dans les images de la colonne de droite (mod`ele). Le disque
Fig. 1.1 – Comparaison entre les cartes d’intensit´e de la raie de r´esonance de l’He+ obtenues `
a partir des observations de EIT `a 30.4 nm (colonne de gauche) et les pr´edictions du mod`ele correspondantes (colonne de droite). En haut : donn´ees obtenues le 30 mai 1996, au milieu : moyenne sur une rotation solaire entre le 20 janvier et le 17 f´evrier 1996, en bas : moyenne sur une rotation solaire entre le 30 mai et le 26 juin 1996.
1.1. Comparaison entre les observations et les pr´edictions 177
0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Distance au centre du disque (Ro) 0.0001 0.0010 0.0100 0.1000 1.0000 10.0000 Intensit ´e (W.m -2 .str -1 ) ´equateurs 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Distance au centre du disque (Ro) 0.0001 0.0010 0.0100 0.1000 1.0000 10.0000 Intensit ´e (W.m -2 .str -1 ) pˆoles
Fig. 1.2 – Coupes radiales d’intensit´e correspondant aux images de la figure 1.1 pour le 30 mai 1996. Les ◦ correspondent aux intensit´e observ´ees, et les courbes en trait plein, pointill´e court et pointill´e long correspondent aux pr´edictions du mod`ele pour trois profils de vitesse amenant les ions He+ respectivement `a 0 km.s−1, 100 km.s−1 et 300 km.s−1 `a 2 R .
chromosph´erique est donc identique pour chaque couple d’images des colonnes de gauche et de droite. Notre analyse ne portera bien entendu que sur l’intensit´e observ´ee dans la couronne au-dessus du limbe. Dans le cas des observations comme des mod´elisations, les isophotes sont s´epar´es d’un facteur 0.7 en intensit´e.
Comme nous l’avons d´ej`a remarqu´e dans la section 4.4, les isophotes des images de la colonne de gauche sont `a peu pr`es circulaires. L’absence de structures est dˆu `a la faible activit´e solaire `a
0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 Distance au centre du disque (Ro)
0.0001 0.0010 0.0100 0.1000 1.0000 10.0000 Intensit ´e (W.m -2 .str -1 ) ´equateurs 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Distance au centre du disque (Ro) 0.0001 0.0010 0.0100 0.1000 1.0000 10.0000 Intensit ´e (W.m -2 .str -1 ) pˆoles
Fig. 1.3 – Identique `a la figure 1.2 pour des donn´ees moyenn´ees sur une rotation solaire en du 20 janvier 1996 au 16 f´evrier 1996.
cette date proche du minimum et se retrouve dans les images simul´ees. Les isophotes des images simul´ees sont syst´ematiquement ovalis´es dans le sens Est/Ouest car leur aspect est domin´e par le comportement de la densit´e ´electronique (comparer par exemple avec la figure 4.10). On remarque que dans les r´egions ´equatoriales, la s´eparation des isophotes est semblable dans les images observ´ees et simul´ees, mais que dans les r´egions polaires, les isophotes des images simul´ees sont plus resserr´ees. Ceci montre que les gradients d’intensit´e observ´es dans les trous coronaux polaires sont plus faibles que les gradients calcul´es. Les trois figures 1.2, 1.3 et 1.4 montrent les coupes radiales ´equatoriales et polaires correspondant `a chacun des trois couples
1.1. Comparaison entre les observations et les pr´edictions 179
0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Distance au centre du disque (Ro) 0.0001 0.0010 0.0100 0.1000 1.0000 10.0000 Intensit ´e (W.m -2 .str -1 ) ´equateurs 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Distance au centre du disque (Ro) 0.0001 0.0010 0.0100 0.1000 1.0000 10.0000 Intensit ´e (W.m -2 .str -1 ) pˆoles
Fig. 1.4 – Identique `a la figure 1.2 pour des donn´ees moyenn´ees sur une rotation solaire du 30 mai 1996 au 26 juin 1996.
observations/mod`ele de la figure 1.1. A chaque fois, le panneau du haut montre les coupes ´equatoriales et le panneau du bas les coupes polaires. Les ◦ correspondent aux observations de EIT. Nous reportons `a chaque fois trois profils d’intensit´e calcul´es correspondant `a trois profils de vitesse diff´erents des ions He+ (voir le paragraphe 4.5) caract´eris´es par la vitesse `a 2 R . Les courbes en trait plein correspondent `a une vitesse de 0 km.s−1 `a 2 R , les courbes en trait pointill´e court `a une vitesse de 100 km.s−1 et les courbes en trait pointill´e long `a 300 km.s−1.
Dans le cas des coupes ´equatoriales, les intensit´es mesur´ees et calcul´ees sont en accord `a un facteur 2 pr`es environ, quel que soit le profil de vitesse. Le facteur 2 correspond `a l’estimation
d’erreur que nous avions faite dans le chapitre 5. A ces altitudes au-dessus du limbe, les vitesses sont trop faibles pour provoquer une att´enuation Doppler vraiment sensible. Il semble toutefois que les pentes observ´ees s’ajustent l´eg`erement mieux avec les intensit´es calcul´ees pour le profil de vitesses correspondant `a 300 km.s−1 `a 2 R . L’examen des coupes polaires r´ev`ele une diff´erence syst´ematique entre les intensit´es observ´ees et les intensit´e calcul´ees. Les deux sont en accord pr`es du limbe jusqu`a 1.1 R , mais au-dessus, la pente des intensit´es calcul´ees est plus forte que celle des intensit´es observ´ees. L’´ecart entre les intensit´es mesur´ees et calcul´ees augmente avec la distance au limbe pour atteindre un facteur 5 environ `a 1.5 R (voir la figure 1.3). Le fait que cet effet se retrouve dans les trois cas et en particulier dans les moyennes indique qu’il n’est pas dˆu `a une mauvaise ´evaluation locale d’un des param`etres du mod`ele (temp´erature, densit´e ´electronique, etc...), mais est probablement la signature d’un effet syst´ematique. Remarquons qu’il est possible que le bon ajustement global entre les observations et les pr´edictions dans les r´egions ´equatoriales soit un co¨ıncidence. En effet, il se peut que des modifications futures de l’´etalonnage de EIT modifient les intensit´es observ´ees. Mais, et nous y reviendrons dans les sections suivantes, si une modification de l’´etalonnage peut modifier globalement les valeurs absolues des intensit´es observ´ees, il est en revanche peu probable que les gradients d’intensit´e soient modifi´es. En restreignant l’analyse comparative aux gradients d’intensit´e, les commen-taires que nous venons de faire resteraient ainsi a priori valables dans le cas d’une modification de l’´etalonnage de EIT.