et les observations au sol
Le transit de V´enus des 5-6 juin 2012 a eu l’opportunit´e d’ˆetre suivi par deux t´eles- copes spatiaux d´edi´es `a l’observation du Soleil, le satellite Solar Dynamics Observatory (SDO) et le satellite Hinode. Ces deux instruments ont donc pu prendre des clich´es `a haute r´esolution du passage de la plan`ete devant notre astre dans diff´erents spectres de lumi`ere.
4.2.1
SDO
Solar Dynamics Observatory (SDO) [Pesnell et al. (2012)], est un satellite envoy´e par la NASA et d´edi´e `a la compr´ehension des causes de la variabilit´e solaire et leurs
impacts sur la Terre. Les diff´erents instruments `a son bord ´etudient les variations locales et temporelles de l’atmosph`ere du Soleil aux tr`es petites ´echelles.
SDO a ´et´e lanc´e le 11 f´evrier 2010 de Cap Canaveral et est toujours en activit´e `a ce jour. Il a `a son bord trois exp´eriences scientifiques : Atmospheric Imaging Assembly (AIA) [Lemen et al. (2012)], EUV Variability Experiment (EVE) [Woods et al. (2012)] et Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) [Schou et al. (2012)].
HMI : L’instrument permet d’obtenir de mani`ere continue une image du disque complet avec une haute r´esolution spatiale du champ de vitesse et du champ magn´e- tique. Il mesure le d´eplacement de la ligne spectrale du Fe I `a 6173±0.6254Å afin de mesurer la vitesse de la surface photosph´erique du Soleil. Sa r´esolution spatiale est de
1 arcseconde avec un niveau de bruit de 25 m.s≠1 il prend une image (Dopplergram)
toutes les 45 sec. Cette bande spectrale est ´egalement utilis´ee avec l’effet Zeeman pour mesurer le champ magn´etique en longitude.
EVE : L’Extreme Ultraviolet Variability Experiment mesure l’irradiance du Soleil dans l’ultraviolet extrˆeme (de 0.1 `a 105 nm) avec une tr`es bonne r´esolution spectrale (0.1 nm). Ces mesures permettent une meilleure compr´ehension des ´echelles de temps qui influencent le climat terrestre ainsi que l’espace proche.
AIA : L’Atmospheric Imaging Assembly prend des images de la surface et de l’at- mosph`ere solaire avec une r´esolution de deux pixels pour 1.2 arcseconde. Les images sont prises en dix longueurs d’onde (7 en ultraviolet extrˆeme, deux en ultraviolet et une en visible) ce qui permet de r´ev´eler les aspects clefs de la surface du Soleil. Ce choix de longueur d’onde a ´et´e ´etabli afin de pouvoir couvrir un intervalle de temp´erature allant de 6000 K `a 3 ◊ 106 K (surface - couronne solaire).
Pour comparaison avec les autres satellites solaires : SDO prend une image par se- conde (tous instruments confondus) alors que STEREO (Solar TErrestrial RElations
Observatory1
, mission de st´ereoscopie du Soleil pour comprendre les m´ecanismes des ´ejectas de masse coronale) prend au mieux une image toutes les trois minutes et SOHO (SOlar & Heliospheric Observatory2
) ne prenait qu’une image toutes les 12 minutes. Les dimensions du satellite sont : 4.5 x 2 x 2 m (hauteur, longueur et largeur) pour un poids de 3.1 tonnes. Il a une trajectoire g´eosynchrone inclin´ee afin d’observer le Soleil de fa¸con continue. Le flux de donn´ees re¸cues est de 130Mb (M´ega Bits) par seconde (taille d’une image brute prise par les instruments et transmise au sol).
4.2.2
Hinode
Hinode [Kosugi et al. (2007)] est un satellite de l’agence spatiale japonaise JAXA3
de 700 kg d´edi´e `a l’´etude de la photosph`ere solaire et l’impact de cette derni`ere sur la couronne solaire (en particulier la dynamique via le X-ray Telescope). La question principale est comment le champ magn´etique interagit avec l’atmosph`ere ionis´ee pour produire la variabilit´e solaire. La couronne solaire est compos´ee de plasma `a haute ´energie (≥1 million de degr´es Kelvin) qui sont contraints et chauff´es par le champ ma- gn´etique local ainsi que les ondes ´emises par la surface.
1. Lanc´e le 25 octobre 2006, toujours en activit´e 2. Lancement le 2 d´ecembre 1995
Le satellite pr´esente trois instruments `a son bord : le Solar Optical Telescope (SOT) [Tsuneta et al. (2008); Suematsu et al. (2008); Ichimoto et al. (2008); Shimizu et al. (2008); Lites et al. (2013); Lites and Ichimoto (2013)], le Extreme ultraviolet Imaging Spectrometer (EIS) [Culhane et al. (2007)], et le X-Ray Telescope (XRT) [Golub et al. (2007); Kano et al. (2008); Narukage et al. (2011)].
SOT : Ce t´elescope `a tr`es haute r´esolution (≥0.02 arcsec) a ´et´e con¸cu pour ´etudier le champ magn´etique de la photosph`ere en utilisant des observations de lumi`ere blanche. Il est constitu´e de trois instruments, Broadband Filter Instrument (BFI) qui poss`ede 6 filtres `a des longueurs d’onde diff´erentes : 3883.0Å (CN I), 3968.5Å (Ca II), 4305.0Å (CH I), 4504.5Å (bleu), 5550.5Å (vert) et 6684.0Å (rouge). Avec une taille d’image de 218”x109” et une r´esolution par pixel de 0.053”. Le Narrowband Filter Instrument NFI) qui lui poss`ede 9 longueurs d’onde : 5172.7Å (Mg Ib), 5250.2-5247.1-5250.6Å (Fe I), 5576.1Å (Fe I), 5895.9Å (Ns I), 6302.5-6301.5Å (Fe I) et 6562.8Å (H I). La taille des images est de 328”x164” avec une r´esolution par pixel de 0.08”. Il y a ´egalement un spectro-polarim`etre (SP) qui mesure `a : 6302.5-6301.5Å (Fe I) la taille des images est de 320”x164” pour une r´esolution de 0.16”. SOT prend des images toutes les 10 secondes pour des portions du Soleil selon un vecteur magn´etique particulier ou toutes les heures pour une image du disque complet.
EIS : Observe la couronne et la r´egion de transition des plasmas afin de contraindre leur temp´erature et leur vitesse, en particulier au niveau des reconnexions magn´etiques. Il observe dans deux bandes spectrales 170-210Å et 250-290Å avec une r´esolution Dop- pler de 3km.s≠1 et de 20km.s≠1 pour la largeur du pic. Le temps d’exposition peut aller
de quelques millisecondes pour les flares `a 10 sec dans les zones actives. Les images sont plus importantes que SOT avec une taille de 590”x512” pour une r´esolution de 0.1 arcseconde.
XRT : T´elescope `a rayons X `a haute r´esolution (≥1 arcsec) qui prend des images
de la partie `a tr`es haute temp´erature de la couronne afin de suivre le mouvement, le stockage et la dissipation de l’´energie magn´etique dans l’atmosph`ere solaire. Sa lon- gueur d’onde dans les rayons X est de 2-200Å et dans le visible 4305Å (Bande G) avec un temps d’exposition de 4 ms `a 10 sec. XRT pouvant g´en´erer une image du disque complet la taille de l’image con¸cue est de 2048”x2048” avec une r´esolution de 1”.
Les images utilis´ees durant cette ´etude proviennent des archives d’Hinode [Matsu- zaki et al. (2007)] disponible sur le site4
de la mission. La Fig. 4.1 repr´esente une image du XRT lors du transit. Le contraste de l’image a ´et´e ajust´e afin de mettre en ´evidence les jets de plasmas ainsi que l’aur´eole (arc lumineux autour de la plan`ete).