Les instruments embarqu´ es sur SOHO

Une information d´etaill´ee pour chaque instrument peut ˆetre trouv´e dans une s´erie d’articles dans le mˆeme volume de Solar Physics que Domingo et al. (1995), ainsi qu’`a partir des sites http://soho.nascom.nasa.gov et http://www.medoc-ias.u-psud.fr/. Pour la position des instruments sur la sonde, voir Fig. 5.3.

cou-5.2. Les instruments embarqu´es sur SOHO 109

Fig. 5.2: Trajectoire de transfert et orbite de halo de la sonde SOHO autour du point de Lagrange L1. Les demi-axes mesurent 200 000 km dans le plan de l’´ecliptique sur l’axe Soleil-Terre, 650 000 km dans le plan de l’´ecliptique, perpendiculaire `a l’axe Soleil-Terre, et 200 000 km en dehors de l’´ecliptique (tir´e de Domingo et al. (1995)).

vrant des champs de vue diff´erents (depuis le disque solaire jusqu’`a l’ensemble de l’h´eliosph`ere), des domaines de longueur d’onde diff´erents (depuis l’EUV lointain jusqu’au domaine visible), et associant des spectrom`etres, des imageurs et des mesures in situ.

Les imageurs permettent de suivre sur de grandes r´egions des ph´enom`enes tr`es dynamiques (e.g. ´ejections de masse coronale), fournissent des images de contextes pour les spectrom`etres, et sont parfois mˆeme utilis´es (e.g. EIT) pour le calcul de la Mesure Diff´erentielle d’Emission (DEM, en anglais), qui ´evalue la quantit´e de mati`ere `a une temp´erature donn´ee, dans la ligne de vis´ee observ´ee (utilisation des 4 bandes de longueur d’onde pour reconstruire la DEM). Les spectrom`etres, pour leur part, permettent des diagnostics plus fins de temp´erature, densit´e, et des champs de vitesse (effet Doppler) ; mais ils sont souvent handicap´es par un champ de vue plus restreint, du fait de la pr´esence d’une fente. Ce probl`eme peut-ˆetre compens´e par un balayage de la r´egion observ´ee avec la fente, au prix alors d’une perte de l’information temporelle : il s’agit donc d’op´erer le meilleur compromis en fonction des caract´eristiques du ph´enom`ene que l’on observe.

Enfin, l’association des mesures `a distance et des mesures in situ permet de suivre le vent solaire depuis sa naissance jusqu’au niveau de la Terre, o`u il a d´ej`a atteint sa vitesse “de croisi`ere”. Certains de ces instruments sont pass´es par l’Institut d’Astrophysique Spatiale (IAS) et le Campus d’Orsay avant de s’envoler pour L1 :

– L’Institut d’Optique ´etait en charge de la fabrication et du revˆetement des miroirs de EIT. L’´etalonnage `a ensuite ´et´e r´ealis´e `a la station d’´etalonnage de l’IAS, en utilisant le

110 Chapitre 5. Instrumentation

Fig. 5.3: Vue sch´ematique de la sonde SOHO et de ses instruments (tir´e de Domingo et al. (1995)).

rayonnement du LURE. (PI IAS).

– GOLF `a ´et´e con¸cu et largement r´ealis´es `a l’IAS. (PI IAS).

– SUMER a ´et´e r´ealis´e en partie `a l’IAS. (PI au Max-Planck-Institut f¨ur Sonnensystemfor-schung, Lindau (Allemagne)⁴. )

5.2.1 Instruments pour l’h´eliosismologie

Trois instruments permettent un usage en h´eliosismologie. Ils sont con¸cus en particulier pour les observations difficiles voir impossibles depuis le sol.

Les deux instruments suivants ´etudient les modes p (pression), et cherchent les fameux modes g (gravit´e) (cf. p. 16). Ceci pour de relativement basses fr´equences (0.1 µHz `a 6 mHz), afin d’´etudier des modes qui p´en`etrent jusqu’au coeur du Soleil. Les techniques utilis´ees sont compl´ementaires :

GOLF (Global Oscillation at Low Frequencies) : mesure les oscillations en vitesse (le long de la ligne de vis´ee)

VIRGO (Variability of Solar IRradiance and Gravity Oscillations) : mesure les oscillations en intensit´e.

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5.2. Les instruments embarqu´es sur SOHO 111 L’instrument suivant permet entre autre d’´etudier les modes p de grands degr´es l (harmo-niques sph´eriques).

MDI (Michelson Doppler Imager) : fournit `a haute r´esolution spatiale, en mesurant la raies du Ni I `a 676.8 nm, la vitesse le long de la ligne de vis´ee, l’intensit´e de la raie, l’intensit´e du continu, et le champ magn´etique longitudinal.

5.2.2 Instruments pour observer l’atmosph`ere solaire

Les spectrom`etres et imageurs suivant ´etudient principalement la chromosph`ere, la r´egion de transition et la couronne, en fournissant en particulier des mesures de temp´erature, densit´e, et vitesse.

EIT (Extreme-ultraviolet Imaging Telescope) : images du Soleil entier (ou r´egion plus petite, `a plus haute cadence) dans 4 bandes, chacune ´etant associ´ee `a une raie dominante, donc `a une temp´erature donn´ee (celle de formation de la raie). Chaque bande permet de distinguer diff´erentes structures solaires :

– 171 ˚A (Fe ix/x, ∼ 1.3 × 10⁶ K) : boucles, plumes polaires, et trous coronaux

– 195 ˚A (Fe xii, ∼ 1.6 × 106 K) : trous coronaux (dans cette bande, la couronne apparaˆıt plus diffuse qu’avec le canal 171 ˚A, on discerne moins bien les boucles et plumes) – 284 ˚A (Fe xv, ∼ 2 × 10⁶ K) : r´egions actives, trous coronaux

– 304 ˚A (He ii, ∼ 80 000 K) : couloirs de filaments (en absorption), spicules et macrospi-cules, protub´erances, et parfois des boucles (du fait de la pr´esence d’une raie du Si XI dans le voisinage de 304 ˚A)

Les trois premier canaux permettent de visualiser la couronne, le dernier la chromosph`ere et la base de la r´egion de transition. Le choix entre ces canaux se fait `a l’aide d’un obtura-teur tournant devant le miroir principal, chacun des deux miroirs du t´elescope (hors-axe) ´etant s´epar´e en quatre quadrants recouverts de traitement multi-couches diff´erents, pour s´electionner une bande de longueur d’onde donn´ee. La r´esolution est de 2.5 ou 5 arcsec selon le taux de t´el´emesure accord´e `a cet instrument, avec une image toutes les 12 minutes. Depuis quelques temps, l’utilisation en mode “sans cache”5 permet une image du quart du disque solaire toutes les 68 secondes (ce programme est g´er´e par l’´equipe du Royal Observa-tory of Belgium, voir http://sol.oma.be/High-cadence/). J’ai utilis´e les images d’EIT principalement pour identifier le contexte de mes observations, et en d´eterminer le poin-tage. Bien entendu, cela s’av`ere tr`es r´educteur vis-a-vis des possibilit´es de cet instrument. Pour plus de d´etail sur EIT : Delaboudiniere et al. (1995).

UVCS (UltraViolet Coronagraph Spectrometer) : il s’agit d’un instrument (`a occulteur interne) pour observer la couronne solaire entre 2.5 et 12 R⊙(distances `a partir du centre du Soleil). Il permet de faire de la polarim´etrie dans le domaine visible, et de la spectroscopie UV, pour diagnostiquer la temp´erature et la densit´e, et ´evaluer la vitesse du vent solaire par la m´ethode du “Doppler dimming” (Kohl et al., 1995). On lui doit aussi des observations des raies de l’O vi et Lyman α qui ont ´et´e interpr´et´ees en termes d’anisotropies des distribu-tions, et de chauffage cyclotronique ionique (Cranmer et al. (1999b) ; cf. Sec. 2.2.2, ainsi que p. 98).

LASCO (Large Angle and Spectrometric COronograph) : originellement, il s’agissait d’un triple coronographe en lumi`ere visible :

5

Mode “shutterless” : sans cacher le d´etecteur pendant la lecture de l’information, ce qui ´epargne le temps d’op´eration du m´ecanisme du cache, mais demande un traitement suppl´ementaire des donn´ees pour tenir compte de l’exposition qui continue pendant le temps de lecture du CCD.

112 Chapitre 5. Instrumentation – C1 : de 1.1 `a 3 R<sub>⊙</sub>, tomb´e en panne apr`es quelques mois d’observation, et qui avait aussi

des possibilit´e spectroscopiques (Fabry-Perot) – C2 : 1.5 `a 6 R_⊙

– C3 : 3 `a 30 R_⊙

Cet instrument me sert pour des images de contexte de la couronne (trous coronaux), mais il sert aussi, entre autres choses, `a l’´etude des CME (mesures de densit´e ´electronique). SWAN (Solar Wind ANisotropies) : mesure la distribution en latitude du flux de vent solaire

(densit´e), en obtenant une carte de l’intensit´e en Lymanα de toute l’h´eliosph`ere.

Les spectrom`etres CDS et SUMER permettent d’observer l’ensemble des couches de l’atmo-sph`ere solaire, selon les raies utilis´ees :

SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) : spectrom`etre EUV en inci-dence normale, couvrant un domaine de longueur d’onde entre 500 (au 2<sup>e</sup>ordre) et 1600 ˚A. Il mesure le profil complet des raies (d’o`u l’on peut tirer intensit´e, position et largeurs), avec une tr`es grande r´esolution spectrale, et permet des diagnostics du mouvement du plasma, de temp´erature, de densit´e, et d’´etudier les mouvements dus aux ondes. La r´eso-lution spatiale est th´eoriquement d’environ 1^′′. Voir Sec. 5.5 pour plus de d´etails.

CDS (Coronal Diagnostic Spectrometer) : T´elescope `a incidence rasante (Wolter II), il com-prend 2 spectrom`etres (un `a incidence normale (NIS) et un `a incidence rasante (GIS)). Il couvre un domaine spectral de 150 `a 800 ˚A, et permet des diagnostics de temp´erature, de densit´e, et des mesures de vitesse. La largeur instrumentale est importante, si bien que du point de vue quantitatif, on doit se contenter d’observer les variations spatiales de la largeur : il est tr`es difficile d’en retirer une information quantitative sur les processus qui ´elargissent la raie (temp´erature ou vitesse non-r´esolue). La r´esolution spatiale est comprise entre 2 et 4^′′. Le pouvoir de r´esolution λ/∆λ varie entre 2 000 et 10 000.

Tous ces instruments sont compl´ementaires dans leur champs de vue et leurs capacit´es de diagnostic.

5.2.3 Instruments de mesures in situ du vent solaire

Trois exp´eriences mesurent in situ les abondances ´el´ementaires et isotopiques, l’´etat d’ioni-sation, et la distribution en vitesse des ions du vent solaire, ainsi que l’´energie des ´electrons : CELIAS (Charge, Element and Isotope Analysis System) : comprend trois d´etecteurs

discri-minant la masse et la charge (par mesure du temps de vol), et mesurant l’´energie des vents lents et rapides (coeur des distributions), des ions suprathermiques, et des particules de basse ´energie. S’y ajoute SEM (Solar Extreme-Ultraviolet Monitor), un spectrom`etre `a photodiode qui mesure le flux total du disque solaire dans la raie de l’He ii `a 304 ˚A, et le flux total dans la bande 170–700 ˚A.

COSTEP (COmprehensive SupraThermal and Energetic Particle analyser) : mesure les spectres d’´electrons jusqu’`a 5 MeV, des protons et des noyaux d’h´elium jusqu’`a 53 MeV/nucl´eon. ERNE (Energetic and Relativistic Nuclei and Electrons experiment) : mesure les spectres

d’´energie d’´el´ements dans le domaine Z=1 `a 30 (jusqu’`a 540 MeV/nucl´eon), les rapports d’abondances des isotopes, et les anisotropies du flux des particules.

L’ensemble de ces deux derniers instruments est aussi appel´e CEPAC (COSTEP-ERNE Particle Analyser Collaboration).