3.2.1 Observations d’´eruptions intenses
Un effet ´evident de la lumi`ere diffus´ee instrumentale apparaˆıt lorsqu’une ´eruption intense est enregistr´ee par EIT. Une image d’une des ´eruptions les plus intenses observ´ees `a ce jour par EIT a ´et´e enregistr´ee le 6 novembre 1997 `a 12h 01m 20s T.U. Afin d’isoler le signal li´e `a l’´eruption, l’image de la figure 3.2 a ´et´e obtenue en effectuant la diff´erence entre l’image prise au moment de l’´eruption et l’image pr´ec´edente, en compensant la rotation du disque solaire d’une image `a l’autre afin de diminuer le bruit au maximum. La r´egion la plus intense de l’´eruption a satur´e le CCD, ce qui a provoqu´e le blooming (diffusion des ´electrons d’un pixel `a l’autre) responsable de la barre blanche horizontale. Les structures visibles sont dues `a l’´evolution de la couronne solaire entre les deux images d’origine. En particulier, le d´ebut d’une ´ejection de masse coronale visible sur l’image prise durant l’´eruption forme la large plage sombre au nord de l’´eruption. Cependant, on remarque autour de la zˆone de l’´eruption un halo diffus s’´etendant dans pratiquement la moiti´e du champ. Ce halo pr´esente une asym´etrie de r´evolution. Il est plus intense dans la direction Sud-Est/Nord-Ouest que dans la direction Nord-Est/Sud-Ouest. Il se pourrait que ce halo soit li´e physiquement `a l’´eruption, mais il est plus probablement la manifestation de la lumi`ere diffus´ee instrumentale. En effet, une telle ´eruption se produit dans une r´egion de dimensions relativement r´eduites. La partie la plus intense de l’´eruption de la figure 3.2 couvre une r´egion `a peu pr`es circulaire d’environ 4 pixels de rayon seulement qui
3.2. Effets notables de la lumi`ere diffus´ee sur les images 45
17.1 nm 19.5 nm
28.4 nm 30.4 nm
Fig. 3.1 – Observations de EIT dans les quatre bandes passantes, moyenn´ees sur une rotation solaire entre le 1er et le 27 juin 1996. Les isophotes sont s´epar´es d’un facteur deux. Les isophotes mettent en ´evidence l’ovalisation syst´ematique de la couronne solaire suivant un grand axe Nord-Est/Sud-Ouest `a 17.1 nm et 19.5 nm et Nord-Ouest/Sud-est `a 28.4 nm et 30.4 nm.
peut ˆetre assimil´ee `a un disque source. Or la convolution d’un disque source avec une PSF typique doit justement donner un halo diffus tel que celui observ´e autour des ´eruptions intenses comme celui que montre la figure 3.2. Le panneau de droite de cette mˆeme figure montre une coupe d’intensit´e selon la direction indiqu´ee sur l’image du panneau de gauche. La d´ecroissance d’intensit´e avec la distance au centre de l’´eruption est compatible avec ce que notre connaissance de la PSF nous permet d’attendre de la convolution avec un disque source [7]. Sur la base de ces constatations, nous verrons dans la section 3.3 comment utiliser les observations d’´eruptions
11/06/1997 12:01:20 -300 -200 -100 0 100 200 300 Distance `a l’´eruption (secondes d’arc) 1 10 100 1000 10000 Signal (DN.s -1 )
Fig. 3.2 – Panneau de gauche : diff´erence d’images mettant en ´evidence une ´eruption intense observ´ee par EIT `a 19.5 nm pr`es du limbe Sud-Ouest. Le halo diffus s’´etendant autour de la zˆone de l’´eruption dans pratiquement la moiti´e du champ est une signature de la lumi`ere dif-fus´ee instrumentale. Panneau de droite : coupe horizontale d’intensit´e au niveau du centre de l’´eruption. Le profil obtenu est typique d’un fonction de r´eponse impulsionnelle.
intenses pour d´eduire la PSF de EIT.
3.2.2 Asym´etrie de r´evolution syst´ematique
La lumi`ere diffus´ee instrumentale ne se manifeste pas que lors d’une ´eruption intense. Un effet de la lumi`ere diffus´ee est nettement visible dans les images prises en p´eriode de Soleil clame et ne montrant pas de structures particuli`erement intenses. Les quatre images de la figure 3.1ont ´et´e obtenues en moyennant sur une rotation solaire (27 jours) les observations de EIT dans les quatre bandes passantes, `a raison de une image par jour. Les isophotes superpos´es `a ces images marquent des variations d’intensit´e d’un facteur 2. La caract´eristique principale de ces isophotes est qu’ils pr´esentent une ovalisation g´en´erale. Cet effet est particuli`erement visible en observant l’isophote marqu´e en trait pointill´e. Les isophotes sont allong´es dans le sens Sud-Est/Nord-Ouest `a 17.1 nm et 19.5 nm, et dans le sens Nord-Est/Sud-Ouest `a 28.4 nm et 30.4 nm. L’effet est moins marqu´e `a 28.4 nm. ´Etant donn´e qu’il n’y a a priori aucune raison pour que la couronne solaire pr´esente en moyenne un telle ovalisation (et suivant un axe diff´erent en fonction de la longueur d’onde d’observation), il est probable que cette caract´eristique soit un artefact instrumental. On pourrait penser que cet effet est dˆu `a la fonction de vignettage, mais celle-ci a ´et´e calcul´ee par la m´ethode de trac´e de rayons (ray tracing) [4], et n’introduit dans les images que des variations d’intensit´e de quelques pourcents. Or l’examen des isophotes de la figure 3.1 montre qu’il existe un facteur 2 environ entre l’intensit´e de deux coins successifs. Supposons, comme nous le soup¸connons depuis les observations d’´eruptions brillantes, que la PSF de EIT pr´esente un asym´etrie de r´evolution. Alors la convolution du signal incident par cette