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Dépôt Institutionnel de l’Université libre de Bruxelles / Université libre de Bruxelles Institutional Repository
Thèse de doctorat/ PhD Thesis Citation APA:
Clette, F. L. (1989). Application de la photométrie solaire depuis le sol à l'observation des modes acoustiques globaux en intensité (Unpublished doctoral dissertation). Université libre de Bruxelles, Faculté des sciences, Bruxelles.
Disponible à / Available at permalink : https://dipot.ulb.ac.be/dspace/bitstream/2013/213222/3/73f44d28-df51-4dfc-b3a0-89b445e9336e.txt
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UNIVERSITE LIBRE DE BRUXELLES Faculté des Sciences
APPLICATION DE LA PHOTOMETRE SOLAIRE DEPUIS LE SOL A L’OBSERVATION
DES MODES ACOUSTIQUES GLOBAUX EN INTENSITE
Thèse présentée pour
l’obtention du grade légal de Frédéric CLETTE Docteur en Sciences Physiques
Novembre 1989
J)
UNIVERSITE LIBRE DE BRUXELLES Faculté des Sciences
APPLICATION DE LA PHOTOMETRE SOLAIRE DEPUIS LE SOL A L’OBSERVATION
DES MODES ACOUSTIQUES GLOBAUX EN INTENSITE
Thèse présentée pour
l’obtention du grade légal de Frédéric CLETTE Docteur en Sciences Physiques
Novembre 1989
UNIVERSITE LIBRE DE BRUXELLES Faculté des Sciences
Thèse annexe
Une modélisation hydrodynamique de la phase T Tauri des étoiles de masse faible, incluant une description détaillée de la nucléosynthèse et de l'atmosphère, fournit une représenta
tion plus fiable de l’évolution de la structure et de la compo sition chimique de ces étoiles jusqu'à la séquence principale.
F. CLETTE
RESUME
Dans le présent travail, nous introduisons une nouvelle approche à l'observation des oscillations solaires, comple
mentaire aux mesures spectroscopiques habituelles : la détection, par la photométrie à haute résolution depuis le sol, des variations de l'éclairement solaire (intensité intégrée sur le disque visible) produites par les modes acoustiques globaux. Pour reculer les limites de cette nouvelle technique et tenter de résoudre les principaux problèmes qui surgissent lors de son application pratique, nous avons réalisé, en 1935 et 1986, un grand nombre de séries temporelles d'observations simultanément en deux
sites (Observatoire du Pic-du-Midi, Station du Jungfraujoch) à l'aide de photomètres solaires à faible bruit et d'un équipement d'acquisition automatique réalisés spécialement pour cette étude.
En adaptant le processus de mesure et de traitement des données échantillonnées aux caractéristiques particulières du phénomène observé, nous parvenons finalement à réduire l'écart-type des observations de flux jusqu'à 10 “*^ en inten
sité relative, pour .quelques séquences diurnes bénéficiant des meilleures conditions atmosphériques. Le fond continu des spectres de puissance correspondants descend quant à lui sous la barre de 10 ~®/H 2 , dans le domaine de fréquence des modes p. Grâce à cette très grande stabilité, nous arri
vons à identifier, dans des séries d'une durée de moins de 12 heures, les principaux modes p globaux, vers 3,1 mHz, avec des amplitudes relatives comprises entre 1 et 5 . 10 ~ 5 . D'après les niveaux très bas de la perturbation atmosphé
rique atteints au cours de cette expérience, nous concluons que la photométrie au sol donne effectivement accès aux oscillations solaires, en dépit de leur très faible ampli
tude, et surtout que la photométrie stellaire à l'aide de grands télescopes terrestres constitue une alternative sé
rieuse à la spectroscopie pour la recherche des oscillations d'autres étoiles.
L'instabilité de l'extinction atmosphérique s'étant révé
lée l'obstacle principal à l'identification des modes p solaires, nous proposons en outre une méthode originale qui permet de distinguer avec certitude un signal périodique d'origine solaire (ou astronomique) des autres phénomènes produits localement par l'atmosphère terrestre, grâce à des mesures simultanées recueillies en deux sites géographiques distincts. Les essais de cette méthode sur des données réelles nous ont aussi inspiré une technique supplémentaire par laquelle nous pouvons évaluer expérimentalement la
distance de cohérence des fluctuations atmosphériques.
Enfin, pour établir la nature exacte des fluctuations induites par l'atmosphère terrestre dans nos observations photométriques, nous avons appliqué à certaines de nos
séries temporelles les principes de la théorie des systèmes
dynamiques. Nous révélons de cette manière l'existence d'un
attracteur atmosphérique de faible dimension, comprise entre
4 et 5, montrant ainsi que l'évolution temporelle du milieu
troposphérique est déterministe et probablement chaotique.
REMERCIEMENTS
Je tiens à adresser avant tout mes plus vifs remerciements à Monsieur André Koeckelenbergh pour le soutien moral, maté
riel et logistique qu'il m'a apporté tout au long de cette recherche et pour les observations qu'il a bien voulu réali
ser à la station du Jungfraujoch. Je lui suis en outre personnellement reconnaissant de m'avoir ouvert avec enthou
siasme la route vers l'astrophysique expérimentale.
Je me dois également de remercier tous ceux et celles qui ont contribué à l'accomplissement de cette thèse. En parti
culier ,
Monsieur D. Crommelynck de l'Institut Royal Météorologique, pour avoir été l’initiateur de ce projet et avoir mis a
notre disposition le matériel instrumental de base.
Madame C. Nicolis-Rouvas de l'Institut d'Aéronomie
Spatiale, pour l'aide attentive qu'elle m'a apportée dans la réalisation de l'étude de la dynamique atmosphérique.
Monsieur F. De Meyer de l'Institut Royal Météorologique, pour la réalisation de nombreuses analyses spectrales et pour l'introduction qu'il m'a donnée à ces techniques.
Je remercie aussi Monsieur L. Delbouille et Mademoiselle G. Roland de l'Université de Liège, et Monsieur P. Cugnon de l'Observatoire Royal de Belgique, pour leurs conseils et les échanges fructueux que nous avons eus, et également Monsieur B. Andersen, qui m'a aimablement communiqué les observations photométriques de l'ESTEC.
J'exprime toute ma gratitude à Messieurs P. Melchior, Directeur de l'Observatoire Royal de Belgique, et R. Gonze, Chef du Département de Radioastronomie et Physique Solaire, pour avoir accueilli et soutenu la présente recherche, en me permettant de bénéficier de l’infrastructure et des ressour
ces de cette Institution.
Un grand merci aussi au personnel de l'Observatoire pour son aide pratique, et en particulier. Monsieur
Jean-Luc Dufond, Mademoiselle Caroline Melchers et Monsieur Guy Wijnendaele. Enfin, que Madame S. Clette-Tuytten et Mademoiselle A. Herman soient remerciées pour la relecture détaillée du manuscrit.
Rappelons encore que j'ai bénéficié, au cours de la premi
ère année de ce travail, d'une bourse de spécialisation (n° 83343) de l'IRSIA, et plus tard, de deux crédits pour bref séjour d'étude à l'étranger du FNRS, qui ont couvert une partie des missions d'observation. Que ces institutions vitales pour la recherche en Belgique soient ici remerciées.
Enfin, la préparation de la thèse annexe a été facilitée par l’accueil et les conseils de Monsieur M. Arnould,
Directeur de l’Institut d'Astrophysique de l'Université
Libre de Bruxelles, et grâce à la collaboration dynamique et
amicale de Monsieur Manuel Forestini qui m'a fait pénétrer
dans les arcanes du calcul d'évolution stellaire.
TABLE DES MATIERES
ABREVIATIONS
INTRODUCTION GENERALE 1
PREMIERE PARTIE : 7
OSCILLATIONS SOLAIRES ET PHOTOMETRIE : Les fondements
CHAPITRE 1 : HISTORIQUE : L’Hélioséismologie des
origines à nos jours 9
1.1) Des modes de résonance 9
1.2) Les modes de degré 1 élevé 11
1.3) Les modes de degré 1 faible 12
1.4) Les modes de gravité 14
1.5) La structure dynamique du Soleil 15
1.6) Perspectives futures 18
CHAPITRE 2 : LES OBSERVATIONS DE L'INTENSITE 21 2.1) Les modes acoustiques de degré 1 élevé 21
2.2) Les modes globaux 25
2.2.1) Synthèse des observations disponibles 25 2.2.2) Motivation des observations de l'intensité
totale 28
2.2.3) Le spectre des modes acoustiques globaux
du Soleil 29
2.2.4) Extension à 1 ' astéroséismologie 33 2.2.5) Observations terrestres ou spatiales 38 2.3) Turbulence et ondes dans l'atmosphère terrestre 41 CONCLUSION DE LA PREMIERE PARTIE : Les objectifs 45
DEUXIEME PARTIE : 47
LE DISPOSITIF INSTRUMENTAL
1) LE PROGRAMME D'OBSERVATION 47
2) LE PHOTOMETRE 49
2.1) La cellule : structure et fonctionnement 49 2.1.1) Caractéristiques mécaniques 49
2.1.2) Caractéristiques optiques 50
2.1.3) Caractéristiques électroniques 53 2.1.3.1) Amplification du signal de la
photodiode 53
2.1.3.2) Régulation en température 55
2.2) Pointage des photomètres 58
2.2.1) Tolérance sur le pointage 58
2.2.2) La monture 58
3) LE SYSTEME D'ACQUISITION DES DONNEES 63 3.1) Caractéristiques générales du périphérique 63 3.2) Structure générale du périphérique de mesure 65
3.2.1) Mesure en tension 65
3.2.1.1) Principe de la mesure 65 3.2.1.2) Influence de l'intégration sur l'enve
loppe du spectre : réponse en fréquence 66 3.2.1.3) Fonctionnement de la carte 67
3.2.2) Mesure de la température 68
3.2.3) L'horloge ’ 69
3.2.3.1) Le générateur d’impulsions 69
3.2.3.2) Le garde-temps 71
3.2.3.3) La remise à zéro 71
3.2.4) Section d'entrée/sortie et procédure "poignée
de main" 72
3.2.5) Alimentations 73
3.2.6) Réalisation pratique 73
3.3) Les programmes d'acquisition des données 76
4) LES SITES D’OBSERVATION 79
5) CHOIX DE LA LONGUEUR D’ONDE D’OBSERVATION 83
TROISIEME PARTIE : 87
LES RESULTATS
CHAPITRE 1 : LES OBSERVATIONS 87
1.1) Chronologie des observations 87
1.2) Préparation des données 93
CHAPITRE 2 : ANALYSE D’ENSEMBLE 95
2.1) Calcul des résidus 95
2.1.1) Compensation des dérives lentes 95 2.1.2) Caractéristiques des résidus 98 2.2) Spectre de puissance : séries individuelles 101
2.2.1) Les méthodes 101
2.2.1.1) Le périodogramme 101
2.2.1.2) Autocovariance et spectre de puissance 102
2.2.2) Les résultats 103
2.2.2.1) Spectres 103
2.2.2.2) Profil du spectre et niveau du bruit
de fond 108
2.2.3) Nature et origine du bruit 110
2.2.3.1) Autocorrélation 110
2.2.3.2) Le profil 1/f 112
2.3) Intercorrélation et spectre croisé 114
2.3.1) Mode de calcul 114
2.3.2) Test par la correspondance des phases 117 2.4) Bruit instrumental et coefficient de température 122
2.4.1) Bruit d’obscurité 122
2.4.2) Les fluctuations de la température 124
2.4.3) Estimation du coefficient de température 126
2.5) Conclusion de l’analyse globale 128
CHAPITRE 3 : LES OSCILLATIONS SOLAIRES EN INTENSITE 131
3.1) Le calcul du spectre 131
3.2) Le mode de filtrage 135
3.3) L'apodisation des données 139
3.4) Analyse des fichiers individuels 142 3.5) Analyses sur plusieurs jours 147
3.5.1) Données concaténées 147
3.5.2) Périodogrammes sommés 150
3.6) Différence entre les flux dans le rouge et le bleu 153
3.6.1) Principe de la méthode 153
3.6.2) Le choix du facteur multiplicatif 154
3.6.3) Périodogrammes 155
3.7) Conclusion 161
3.7.1) Synthèse des résultats 161
3.7.2) Discussion : perspectives futures 162 CHAPITRE 4 : OBSERVATIONS SIMULTANEES ET INTERSPECTRE 171
4.1) Introduction 171
4.2) Calcul des résidus 175
4.2.1) Données JFJ-PDM 175
4.2.2) Données ESTEC 176
4.2.3) Les résidus : comparaison des sites 178 4.3) Spectre croisé ou interspectre 179
4.3.1) Méthode de calcul 179
4.3.2) Le diagnostic 181
4.3.3) Analyse croisée JFJ-PDM/ESTEC 184
4.4) Simulation 189
4.5) Conclusions 193
QUATRIEME PARTIE : 195
FLUCTUATIONS DE TRANSPARENCE ET DYNAMIQUE ATMOSPHERIQUE
INTRODUCTION 195
CHAPITRE 1 : THEORIE DES SYSTEMES DYNAMIQUES 199
1.1) L’espace des phases 199
1.2) Les types d'attracteurs 200
1.3) Attracteurs multiples et théorie des bifurcations 204 CHAPITRE 2 : ANALYSE DYNAMIQUE APPLIQUEE AUX MESURES
PHOTOMETRIQUES SOLAIRES AU SQL 207 2.1) Reconstruction de l’espace des phases 207 2.2) Application aux mesures du flux solaire 210
2.2.1) Les données 211
2.2.2) Calcul de l’exposant de corrélation d 213 2.3) Synthèse et interprétation des résultats 223
2.3.1) Composante variable 223
2.3.2) Composante permanente 225
2.4) Une représentation approchée de la composante colo
rée du spectre des mesures de l’éclairement solaire 225
CHAPITRE 3 : COHERENCE A LONGUE DISTANCE 229
3.1) Méthode 229
3.2) Les données 229
3.3) Intercorrélation 230
3.4) Les résultats 233
3.5) Longueur de décorrélation et implications
pour la photométrie 236
CONCLUSION DE LA QUATRIEME PARTIE 243
CONCLUSION GENERALE 245
- Appendice A : Effet sur le spectre de l'intégration des mesures individuelles sur At : réponse
en fréquence A-1
1®) Transformée de Fourier de x(t) A-1 2®) Spectre de puissance de x{t) A-2
3®) L’échantillonnage A-4
- Appendice B : Programmes d'acquisition des mesures et
d’émulation de terminal B-1
REFERENCES R-1
ABREVIATIONS
ACRIM Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor
ASCII American Standard Code for Information Interchange ESTEC European Space and TEchnology Center (ESA)
ETL Equilibre thermodynamique local FFT Fast Fourier transform
GONG Global Oscillation Network Group H-R Hertzsprung-Russell (diagramme de) JFJ Jungfraujoch (Station Scientifique du) NEDL Nombre équivalent de degrés de liberté ORB Observatoire Royal de Belgique
FDM Pic-du-Midi (Observatoire du) SMM Solar Maximum Mission Satellite TF Transformée de Fourier
TFD Transformée de Fourier discrète TTL Transistor-Transistor Logic UV Ultra-violet
V/F Tension-fréquence (convertisseur)
INTRODUCTION
1
INTRODUCTION GENERALE
L'étude du Soleil, l'étoile la plus proche et la seule dont les détails de surface nous soient accessibles, est cruciale pour notre compréhension de la structure interne des étoiles et de l'évolution temporelle de celles-ci.
L'essentiel des informations dont nous disposons sur le Soleil provient de sa surface visible, la photosphère, épaisse d'à peine quelques centaines de kilomètres. Ainsi connaissons-nous la rotation différentielle des taches solaires, la granulation liée à la convection turbulente présente en profondeur, les différentes formes de l'activité solaire associée à de grands mouvements de circulation
situés à des milliers de kilomètres sous la surface et enfin les cycles d'activité undécennal et de Haie, de période
double. Ces phénomènes ne représentent cependant que des manifestations superficielles et indirectes de processus qui se déroulent profondément au coeur de l'étoile. De ce fait, la perception que nous avons de ces mécanismes internes
s'avère bien souvent incomplète car il nous faut extrapoler à partir des données en surface.
Pour ce faire, le principal outil d'investigation est la théorie de la structure et de l'évolution stellaire.
Partant de modèles numériques basés sur les équations fondamentales qui décrivent les mécanismes physiques à l'intérieur d'une étoile, il est possible de faire évoluer mathématiquement une hypothétique étoile d'âge zéro jusqu'à l'âge actuel du Soleil, de manière à faire coïncider le rayon, la masse et la luminosité à ceux qui sont réellement observés. C'est ainsi qu'à été obtenu le "modèle solaire standard". qui propose des valeurs pour la pression, la densité, la température et la composition chimique des différentes couches internes du Soleil, ainsi que pour les profondeurs respectives des zones radiative et convective.
Ce modèle standard fut cependant remis en question dès les premières observations donnant directement accès au coeur du Soleil, siège des réactions nucléaires : la détection des neutrinos solaires réalisée par R. Davis, Jr. et al. (1968).
Ces neutrinos, qui émanent directement des processus de nucléosynthèse mis en jeu au centre du Soleil, donnent une mesure immédiate des conditions physiques qui y régnent.
Or, le flux neutrinique mesuré par Davis s'est avéré environ trois fois plus faible que celui prédit dans le cadre du modèle standard. Pour combler ce profond désaccord,
différentes variantes du modèle ont alors été avancées, sans qu'aucune ne résolve jusqu'ici le problème. La plupart
d'entre elles visent à réduire la température centrale du
Soleil par des modifications de sa composition chimique, en
particulier l'abondance de l'hélium. Une autre approche
consiste à attribuer une masse non-nulle au neutrino, qui
changerait alors spontanément d'état, réduisant par là le
nombre de neutrinos détectables au moment où ils atteignent la Terre (*).
Telle était la situation avant la naissance d'une nouvelle voie d’investigation totalement différente des précédentes : l'analyse des mouvements oscillatoires qui animent
l'intérieur du Soleil. L'existence de telles oscillations, visibles en surface, offre en effet un outil unique et
puissant pour sonder les couches internes du Soleil, d'une manière un peu analogue à l'étude des ondes séismiques en géophysique. Ceci explique l’appellation
d'"hélioséismologie". désormais adoptée pour désigner cette nouvelle discipline. Comme le Soleil est entièrement
gazeux, deux types d'ondes peuvent se propager â l'intérieur de celui-ci : les ondes de pression et les ondes de gravité.
Les premières, aussi appelées ondes acoustiques ou "ondes p", ont pour force de rappel la pression, alors que les
secondes, les "ondes g", sont entretenues par la gravité (la poussée d'Archimède). Leur vitesse et leur direction de propagation dépendent de la température et de la composition du milieu traversé. Elles sont donc susceptibles de nous fournir des indications précises sur les conditions
physiques internes du Soleil.
Lorsque ces ondes parviennent à la surface, elles forcent la photosphère à monter et descendre périodiquement,
induisant ainsi des compressions et décompressions
successives qui modulent la température du gaz de surface.
Il est alors possible de les détecter par le décalage Doppler périodique de la longueur d'onde des raies d'absorption du spectre solaire ou par la modulation
périodique de l'intensité émise. L’importance de ces ondes est limitée, dans le cas du Soleil, à de faibles amplitudes.
Néanmoins, par l'observation Doppler des vitesses radiales, un spectre d'oscillations très riche en composantes a pu être détecté, rendant possible l’étude de la structure statique et dynamique de notre étoile.
Dès lors, 1'hélioséismologie est en mesure de tester à partir d'observations directes les prédictions apportées par le modèle solaire standard et d'élucider le problème des neutrinos solaires en donnant une image de la structure intérieure du Soleil, indépendamment des modèles théoriques classiques.
{*) Note : Tout récemment, la détection de neutrinos
originaires de la supernova SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan, après un temps de parcours de l'ordre de 100.000 ans, semble fortement compromettre la valeur de cette
dernière hypothèse.
3
Plus récemment encore, le développement parallèle de
l’étude des pulsations d’étoiles lointaines montre déjà que ce nouvel outil pourra fournir une mesure nouvelle et
indépendante de paramètres aussi fondamentaux que la masse, le diamètre, la composition chimique, l’âge et la vitesse de rotation d’astres trop éloignés pour nous révéler le moindre détail de surface. Pouvant ainsi, pour la première fois, évaluer avec précision les paramètres physiques d’un très large éventail d’étoiles de type solaire ou autre, nous serons en mesure de généraliser les processus révélés en détail sur notre étoile. Cette perspective de comprendre le Soleil par les autres étoiles, et réciproquement, illustre parfaitement les vastes potentialités de cette technique encore insoupçonnée il y a seulement 15 ans.
Le travail expérimental que nous présentons ici a pour objectif d’ouvrir une nouvelle voie d’accès aux modes de pulsation du Soleil : l’observation des oscillations
acoustiques globales par la photométrie depuis la surface terrestre. Comme nous aurons l’occasion de le montrer, la principale difficulté de cette approche provient de
l'amplitude très faible de la modulation de flux recherchée.
Le caractère extrêmement ténu du phénomène pose en fait un véritable défi à l’observation, d’autant plus qu'au sol 1 ’atmosphère terrestre impose une perturbation
supplémentaire difficile à maîtriser. C’est pourquoi, parralèlement à notre motivation de nature astrophysique, nous serons amenés à traiter à la fois des problèmes
techniques rencontrés par la photométrie à haute résolution depuis le sol, des méthodes de traitement des données,
adaptées à la recherche d’un signal noyé dans du bruit, et de l’évolution complexe de l’atmosphère terrestre à
l’échelle locale.
Dans la première partie, nous rassemblons les notions de base concernant 1’hélioséismologie. Au cours du chapitre 1, nous situons, en un bref résumé, les acquis et les objectifs principaux de cette nouvelle discipline. Dans le deuxième chapitre, il est question spécifiquement des quelques
expériences réalisées jusqu'ici à l’aide de la photométrie solaire. Nous y recensons les difficultés et les nombreux échecs rencontrés au cours de ces diverses tentatives, pour établir d’après cette synthèse les axes principaux de notre programme d’observation.
La deuxième partie est consacrée à 1’instrumentation mise
en oeuvre pour notre campagne d’observations. Après avoir
précisé les contraintes observationnelles, nous présentons,
sous la forme d’une fiche technique, les différents éléments
intervenant dans la mesure. Le point 2 décrit le photomètre
solaire et son dispositif de guidage, alors qu’au point 3,
c’est le système d’acquisition automatique des données qui
est décomposé en détail. Enfin, les points 4 et 5 traitent
des motifs qui ont présidé au choix délicat des sites
4
d’observation et de la bande du spectre optique utilisée par les photomètres.
Dans la troisième partie, nous abordons les résultats proprement dits et, en particulier, ceux qui se rapportent au Soleil lui-même. Au chapitre 1, nous effectuons tout d'abord une évaluation statistique du rendement de nos missions d’observation, menées en parallèle depuis la Station Scientifique du Jungfraujoch et l’Observatoire du Pic-du-Midi, en 1985 et 1986. Nous présentons ensuite, au chapitre 2 , une analyse d’ensemble portant sur toutes les séries d’observations exploitables. Le calcul systématique du périodogramme, de la fonction d’autocorrélation et du spectre de puissance nous permet d’établir les
caractéristiques principales de ces séries et des spectres correspondants. C’est sur la base de ces premières
indications que sera orientée toute la suite de notre investigation.
Dans le chapitre 3. nous passons au processus même de
détection des modes solaires. Nous reconsidérons d’abord le choix du mode de calcul du spectre, du filtrage et de
l'apodisation des données, pour adapter parfaitement le
traitement numérique au type particulier de signal rencontré dans cette expérience. Après avoir ainsi construit une
procédure d’analyse originale, nous l’appliquons à nos
meilleures séries individuelles, ainsi qu’à quelques séries de données particulières, construites soit par
l’accumulation de plusieurs séries individuelles soit par la soustraction des éclairements solaires mesurés simultanément à deux longueurs d’onde différentes. Dans quelques séries d’observations parmi les plus stables, nous parvenons
effectivement à identifier les modes p globaux, avec
cependant un rapport signal/bruit sensiblement plus faible que pour les observations Doppler des vitesses de pulsation.
Disposant ainsi d’une valeur expérimentale du niveau de stabilité nécessaire à la détection des modes p solaires en intensité, nous examinons au cours d’une discussion si la photométrie au sol constitue une véritable alternative à la spectroscopie et, en particulier, si elle peut contribuer efficacement à l’exploration future des oscillations
stellaires.
Ayant constaté le rôle dominant de l’instabilité atmosphérique par rapport aux autres sources de bruit rencontrées, nous proposons au chapitre 4 une méthode originale qui a pour but de mieux séparer le signal
périodique d’origine solaire des fluctuations désordonnées associées à l’atmosphère terrestre. Elle repose sur le spectre croisé entre les mesures d’éclairement solaire réalisées en deux sites géographiques distincts. Par des essais sur des données réelles ou simulées, nous évaluons la capacité de discrimination de cette technique, qui peut
d’ailleurs s’appliquer à divers signaux astronomiques autres
que les oscillations solaires. Au cours de ces essais, nous
avons pu aussi corréler et comparer les données récoltées en
5
nos deux stations à celles d'une troisième station indépendante.
La quatrième et dernière partie complète l'exploitation de nos mesures d'éclairement spectral solaire au sol par une étude de la dynamique de l'atmosphère terrestre fondée sur les fluctuations de la transparence, qui constituent
l'essentiel des variations de flux que nous enregistrons.
Après une brève présentation des notions fondamentales de la théorie des systèmes dynamiques au cours du premier
chapitre, nous appliquons celles-ci à quelques-unes de nos séries d'observations dans le chapitre 2. Grâce à une procédure permettant d'établir le type de dynamique d'un système à partir de la connaissance d'une seule observable, nous parvenons à déduire si l'évolution locale de
l'atmosphère est déterministe ou stochastique. L'impact du filtrage des données brutes sur la dynamique résultante est également étudié. A partir des informations accumulées au terme de toutes les analyses, nous formons finalement une interprétation cohérente de la composante continue présente dans l'ensemble de nos spectres.
Enfin, dans le troisième chapitre, nous quittons
1 'approche purement dynamique pour suggérer une méthode d'intérêt pratique, complémentaire de celle présentée à la fin de la troisième partie, qui permet d'évaluer
quantitativement la distance de cohérence des fluctuations internes de l'atmosphère. En utilisant de nouvelles
observations du flux solaire réalisées dans ce but depuis le plateau d'Uccle, nous explorons dans cette ultime expérience la possibilité intéressante de mettre en relation les
échelles spatiale et temporelle des phénomènes locaux dans
la troposphère.
PREMIERE PARTIE
7
PREMIERE PARTIE
OSCILLATIONS SOLAIRES ET PHOTOMETRIE : Les Fondements
Au cours de cette section, nous allons tout d'abord évoquer les acquis et les perspectives de
1'hélioséismologie. Nous nous limiterons à un rappel
général des modèles de base de la théorie des oscillations non-radiales (un traitement détaillé dépasse le cadre de notre propos) pour nous concentrer sur les apports
spécifiques des diverses techniques d'observation, qui ont été créées puis perfectionnées au fil des découvertes qui ont jalonné ces dernières années.
Nous allons ensuite nous intéresser spécifiquement aux expériences destinées à l'observation des faibles pulsations de l'intensité solaire. Cette voie d’investigation, dont nous révélerons des aspects originaux, a été marquée
jusqu’ici par une succession d'échecs. En étudiant les procédés utilisés pour cette application particulière de la photométrie à 1 'hélioséismologie, nous tenterons de situer les limitations sur lesquelles bute la photométrie en
général, lorsque celle-ci est réalisée depuis le sol.
Enfin, sur cette base, nous définirons les objectifs de l’expérience nouvelle que nous avons élaborée. Nous
pourrons alors aborder, en deuxième partie, la description
proprement dite de cette expérience.
9
CHAPITRE 1 : HISTORIQUE : L’hélioséismologie des origines à nos jours
C'est au début des années soixante que Leighton, Noyés et Simon (1962) ont mis pour la première fois en évidence des oscillations périodiques à la surface du Soleil, au cours d'une étude des champs de vitesse du gaz photosphérique par
la méthode du "Dopplergramme". Celle-ci consiste à cartographier le décalage par effet Doppler d'une raie d'absorption du spectre solaire par voie photographique, à l'aide d'un filtre à bande passante très étroite.
Les mouvements observés, au lieu d'être chaotiques, se révélèrent périodiques avec une période dominante voisine de 5 minutes, d'où l'appellation d'"oscillations de 5 minutes".
Cette découverte inattendue est restée sans explication durant plus de dix ans. La conception de l'époque était en effet celle d'un Soleil globalement stable. En outre, comme
la distribution générale de ces oscillations, telles qu'on les observait à l'origine, était en apparence désordonnée et que les oscillations apparaissaient par trains d'onde de courte durée (< 30 minutes), le phénomène fut assimilé à la réponse locale de l'atmosphère solaire aux mouvements
aléatoires de la convection sous-jacente.
1.1) Des modes de résonance
C'est en 1970 qu'une explication vraisemblable fut avancée indépendamment par Ulrich (1970) et par Leibacher et Stein
(1971). Ils appliquèrent au Soleil des modèles théoriques dont les fondements remontent aux études de stabilité des modes non-radiaux animant, entre autres, les étoiles
variables Céphéides (Cowling, 1941; Ledoux et Walraven, 1958).
Leurs conclusions montraient que l'intérieur du Soleil peut se comporter comme une cavité résonnante pour les ondes acoustiques (fig. 1.1). La limite supérieure de la cavité est située juste sous la surface visible, où la diminution brutale de la densité a pour effet de réfléchir les ondes acoustiques. Lorsqu'une telle onde se propage vers
l'intérieur, elle rencontre des couches de température
croissante. Ceci entraîne un accroissement de la vitesse du son en profondeur. Par conséquent, l'onde est réfractée et suit un arc intérieur pour finalement remonter en surface.
Le point le plus profond atteint par l'onde acoustique définit la limite inférieure de la cavité.
La connaissance de la période de l'onde et de sa longueur
d'onde horizontale permettent de déduire la vitesse du son
dans la cavité subphotosphérique. En effet, les ondes
acoustiques confinées dans une cavité, vont subir des
résonances et former des ondes stationnaires. Celles-ci
seront appelées "modes acoustiques" où "modes p". Etant
donné la symétrie sphérique de la cavité, un mode devra
subir un nombre entier de réflexions le long d'un grand
cercle. De même, entre deux reflexions successives à la
surface, il faudra un nombre entier de cycles le long de
10
* -l’arc parcouru. Ces deux conditions doivent être
satisfaites afin que l’onde retrouve sa phase initiale après avoir parcouru une circonférence. Elles déterminent une longueur d’onde horizontale spécifique à chaque mode.
Compte tenu de la vitesse du son dans la cavité associée à ce mode, il correspond à cette longueur d’onde horizontale une période bien précise.
Figure 1.1 : La propagation des ondes acoustiques à
l’intérieur du Soleil : au-dessus, une représentation
schématique du mécanisme de réfraction (les traits
représentent des surfaces de phase constante); en
dessous, les trajectoires de deux modes différents,
pénétrant à des profondeurs différentes sous la surface
solaire.
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Les modèles avancés prévoyaient donc qu'un spectre de
puissance à deux dimensions, donnant l'amplitude en fonction de la période et de la longueur d'onde horizontale, devrait montrer les modes d'oscillations comme une série de bandes étroites, représentant les combinaisons engendrant une résonance.
1.2) Les modes de degré 1 élevé
En 1975, F.L. Deubner réussit les premières observations dont la résolution était suffisante pour faire apparaître dans le spectre de puissance la structure en bandes
attendue. Le spectre ainsi obtenu apporta une confirmation définitive de la théorie des oscillations acoustiques, d'où l'appellation de "diagramme de diagnostic" {aussi appelé diagramme k-a>) .
Les observations ultérieures ont révélé l'existence de centaines de milliers de modes acoustiques différents. En se superposant, ces modes produisent en surface des
mouvements oscillants apparemment sans cohérence globale, tels qu'ils furent détectés par les premiers observateurs vers 1960. Ces modes ont des périodes s'étendant de 3 à 6 minutes et des longueurs d'onde allant de 1000 km jusqu'à la circonférence même du Soleil {4,5.10® km). L'amplitude en vitesse d'un mode isolé s'élève à peine à 15 cm/sec.
Etant donné que la cavité résonnante se trouve dans un Soleil sphérique, la structure spatiale d'un mode individuel peut être représentée simplement à l'aide d'harmoniques
sphériques, pour la configuration en surface, multipliées par une fonction propre radiale. Dès lors, chaque mode peut être identifié à l'aide de trois valeurs propres {n,l,m) :
- n est l'ordre radial et définit le nombre de noeuds le long d'un rayon.
- le degré 1 donne le nombre de lignes de noeuds superfi
cielles .
- l'ordre azimutal m indique le nombre de lignes de noeuds croisant l'équateur solaire.
Cette classification est très semblable à celle des
orbitales électroniques dans les modèles atomiques. Etant donné que la profondeur de la cavité résonnante s'accroît avec la longueur d'onde horizontale et avec l'inverse de la période, ce sont les modes de degré 1 petit et d'ordre n grand qui pénétrent le plus profondément dans le Soleil.
Pour 1=0, l'onde de pression atteint le centre même du
Soleil. Les modes existent pour des degrés 1 pouvant
atteindre 1000. Ils sont alors confinés dans les couches
superficielles de la photosphère.
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Figure 1.2 : Diagramme k -
ckobtenu par Deubner et al.
(1979) : les contours correspondent à des niveaux de puissance constante et les courbes pointillées
représentent les fréquences prédites par la théorie.
Celles-ci montrent un léger désaccord avec les observations.
Dès la parution des premières observations, des
différences systématiques sont apparues entre les périodes observées et celles calculées à partir du modèle solaire standard par Ando et Osaki (1975). L’accroissement de la vitesse du son sous la surface s’est avéré plus faible que prévu. Ceci avait pour implications successives un gradient de température moins important nécessitant l’augmentation de l’épaisseur supposée de la couche convective et, pour
compenser, l’augmentation de la fraction d’hélium dans le coeur du Soleil. Le flux de neutrinos s’en trouvait accru, ce qui aggravait encore le problème du déficit de neutrinos solaires.
1.3) Les modes de degré 1 faible
Les modes de degré 1 petit ont fait l’objet d’une
attention particulière. Ils peuvent être isolés facilement
des modes de degré 1 élevé simplement en effectuant des
mesures du décalage Doppler dans la lumière intésrée sur
l’ensemble du disque solaire. En outre, ils pénètrent
profondément sous la surface (pour certains, presque
jusqu’au centre) et présentent un spectre plus simple.
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Les vitesses de ces modes sont particulièrement faibles ce qui a nécessité l'introduction de techniques spectroscopi
ques nouvelles pour pouvoir les détecter. Les spectromètres à cellule gazeuse ont permis d'obtenir les mesures les plus précises. Leur principe de fonctionnement consiste à
comparer les raies d'absorption du sodium ou du potassium dans la photosphère en mouvement avec ces mêmes raies produites par du gaz contenu dans une cellule en
laboratoire. Deux groupes ont fait appel à cette nouvelle technique avec succès : le groupe de l'Université de
Birmingham dirigé par G. R. Isaak et H. B. Van der Raay et celui de E. Fossat et G. Grec à l'Observatoire de Nice.
Bien que la structure du spectre soit simple, les modes
d'oscillations s'y distribuent en groupes de fréquences très voisines. Pour pouvoir distinguer les modes individuels et les identifier, il est nécessaire d'observer pendant
plusieurs jours en évitant les interruptions nocturnes des observations solaires, qui introduisent des fréquences
parasites dans le spectre. Deux solutions furent envisagées à ce problème. En 1979, les chercheurs de Nice réalisèrent des observations depuis le Pôle Sud géographique durant l'été austral. Ils obtinrent des séquences continues couvrant jusqu'à 5 jours consécutifs avec le Soleil à hauteur quasi constante sur l'horizon. Le groupe de
Birmingham installa deux stations à des longitudes opposées (îles Canaries et lie d'Hawaï) pour obtenir des observations presque continues pouvant s'étaler sur plusieurs mois.
Les spectres obtenus sont constitués de groupes de pics régulièrement espacés à intervalles de 67,8 /uHz, avec des amplitudes de 0,2 m/s environ. Il s'agit d’une succession de groupes de modes de degré 1 alternativement pair ou
impair (fig. 1.3). Cette structure fut comparée par J. Christensen-Dalsgaard et D.O. Gough aux fréquences
prédites sur base de la théorie asymptotique, introduite par M. Tassoul en 1980. L’écartement des fréquences observées était légèrement inférieur aux prévisions, mais seulement d’une fraction de pourcent, apportant cette fois une
confirmation très nette que notre compréhension des intérieurs stellaires et des oscillations est
fondamentalement correcte. L'observation même des modes d’oscillation cohérents, dans le temps sur une durée de
plusieurs jours et dans l'espace sur l'ensemble du globe solaire, apportait la preuve du caractère global des modes résonnants.
Pourtant, des écarts en fréquence significatifs subsistent et montrent la nécessité de remanier les modèles.
Différentes approches ont été proposées, qui visent toutes à modifier les proportions d'hydrogène et d'hélium au centre du Soleil. En modifiant ainsi la masse moléculaire moyenne du milieu, il est possible de modifier légèrement la vitesse du son attendue à l'intérieur du Soleil et donc les
fréquences des modes d'oscillation. Par exemple, un excès
d’hélium par rapport à sa proportion cosmologique de 25% ou
un phénomène de diffusion turbulente entraînant une
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composition homogène au centre du Soleil ont été invoqués.
Cependant, les modes acoustiques étant pour la plupart peu sensibles aux conditions dans les régions voisines du centre du Soleil, ces tentatives d’explication restent spéculatives
(pour une revue de ces questions, voir : Deubner et Gough, 1984; Roxburgh, 1985; Cox, 1988).
Figure 1.3 : Spectre des modes globaux observé par Fossat et al. en 1980 depuis le Pôle Sud, d’après des mesures du décalage Doppler du disque entier couvrant une période continue de cinq jours.
1.4) Les modes de gravité
Il existe une seconde classe d’oscillations, les modes de gravité, ou modes g, qui présentent une amplitude maximum près du centre du Soleil plutôt qu’à sa surface, à l’inverse des modes p. Ces modes ne peuvent en effet se développer que dans des zones de stratification stable c’est-à-dire sous la couche convective. La période de chaque mode dépend, dans ce cas-ci, de la fréquence de Brunt-Vàisalà, qui est la fréquence d’oscillation d'une parcelle de fluide
autour de sa position d’équilibre lorsqu'on l’écarte verticalement de cette position. Cette fréquence est fonction des gradients de densité et de pression.
Les modes g sont difficiles à observer en surface. Les seuls qui puissent y montrer une amplitude sensible sont les modes de degré 1 faible, qui sont le moins atténués lors de
leur traversée de la couche convective. Or, ces modes sont
nombreux et de fréquences très voisines. Leur période est
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de plusieurs heures, ce qui nécessite des temps
d'observation de plusieurs mois. Leur recherche est donc extrêmement délicate car il faut disposer de détecteurs assurant une très haute stabilité à long terme. Plusieurs groupes ont annoncé la détection d'oscillations qui
pourraient être des modes g. C'est ainsi que Severny, Kotov et Tsap (1976) et l'équipe de Brookes (1976) ont observé une oscillation de 160,01 minutes de période, dont l'existence a été confirmée plus tard par Scherrer et Wilcox (1979) de
l'Université de Standford. En dehors des oscillations à 5 minutes, c'est jusqu'ici la seule période qui ait été
clairement mise en évidence. Il est néanmoins surprenant qu'un seul mode soit excité alors que la théorie en prévoit une multitude. Bien que l'origine solaire du mode à 160,01 minutes ait été mise en doute, il semble maintenant qu'un consensus se soit fait sur sa réelle présence au sein du Soleil.
Les spectres des observations de Standford présentent d'autres candidats possibles, quoiqu'à un niveau marginal.
Delache et Scherrer (1983) ont tenté quelques
identifications sur base des prédictions de la théorie, selon lesquelles les modes g d'ordre 1 faible devraient
avoir des périodes également espacées. Les écarts entre les périodes observées et celles de la théorie semblent indiquer que les gradients de densité et de pression sont plus
faibles que dans le modèle standard, indiquant un certain mélange de l'hélium dans le coeur du Soleil. Si ceci était confirmé, ce résultat serait en contradiction avec les
conclusions tirées des modes p de faible degré 1. Ce désaccord appparent montre la nécessité de paj'faire notre compréhension des oscillations elles-mêmes et de leur interaction avec le milieu où elles sont entretenues. Il est clair que nous n'avons pu accéder jusqu'ici qu'à une fraction de l'information réellement contenue dans les
oscillations détectées. En effet, les indices qu'apporte le spectre des pulsations sont multiples et entremêlés, ainsi que l'illustrent les développements les plus récents.
1.5) La structure dynamique du Soleil
A ses débuts, l'étude des oscillations solaires s'était attachée à établir la structure statique radiale du Soleil, mais cette technique est également sensible aux mouvements horizontaux sous la surface : la rotation d'ensemble ou le mouvement des gaz à 1 'intérieur de cellules convectives à grande échelle. Une meilleure connaissance des flux de matière sous la photosphère pourrait nous révéler la
dynamique complexe qui anime la couche convective ainsi que le mécanisme de l'interaction entre rotation et convection.
Cela pourrait mener à une meilleure compréhension des
phénomènes d'activité solaire et du cycle de 11 ans, dont le mécanisme reste à ce jour mal expliqué (voir le Volume n“117 de la revue Solar Physics, 1988, qui offre une synthèse
récente sur l'état de nos connaissances à ce sujet).
16
Lorsque les ondes acoustiques se propagent dans un milieu en mouvement, leur fréquence propre est légèrement décalée.
Dans ce cas, la théorie prévoit l'apparition d'une
démultiplication en fréquence des modes acoustiques, car la dégénérescence en m, l'ordre azimuthal, est levée. La
présence de cellules de convection pourrait ainsi être révélée par une croissance et décroissance des séparations entre modes sur quelques jours, le temps nécessaire pour que des cellules successives disparaissent ou apparaissent sur
la face visible du Soleil sous l'action de la rotation.
Hill et al. (1983), en collaboration avec Gough et Toomre (1984), semblent avoir détecté de telles variations. Ces observations suggèrent des vitesses de circulation de l'ordre de 100 m/s, juste sous la surface. En outre, la confrontation récente d'observations réparties dans le temps sur plus de 5 ans révèle une dérive de l'ensemble des
fréquences propres, en synchronisme avec le cycle undécennal lui-même (Gelly et al., 1988).
Figure 1.4 : Variation moyenne des fréquences propres (en juHz) avec le cycle solaire : diverses valeurs observées
au voisinage du minimum d'activité sont ici comparées à la fréquence de référence mesurée en 1980, lors du
dernier maximum en date. Elles montrent un écart systématique de -0,36
/liHzenviron.
Parallèlement, les oscillations constituent une sonde unique pour connaître la rotation interne du Soleil. Nous connaissons la période de rotation superficielle du Soleil qui est, en moyenne, de 25 jours à l'équateur et de 33 jours près des pôles. Cependant, il est probable qu'à l'origine le Soleil tournait bien plus vite sur lui-même. A sa
surface, le Soleil- a dissipé peu à peu son moment angulaire
17
par l'éjection du vent solaire alors que l'intérieur n'était pas sujet à de telles pertes. Par conséquent, il est
raisonnable de supposer que, sous la couche convective, qui a pu redistribuer le moment angulaire, le coeur du Soleil tourne nettement plus rapidement.
En 1984, Duvall, Jr. et Harvey ont mesuré les séparations en fréquence pour un grand nombre de modes acoustiques de degré différent, pénétrant â des profondeurs différentes sous la photosphère. Leur analyse suggère qu'il y a un léger accroissement de la vitesse de rotation juste sous la surface. Ensuite, la rotation reste presque constante pour augmenter près du centre du Soleil (fig. 1.5). Ce dernier résultat est incertain vu la pénétration limitée des modes acoustiques près du centre.
N
1
1.0
0.5
0
Figure 1.5 : Profil de la vitesse de rotation interne du Soleil déduit de l'observation des modes p de degré 1 = 1 à 100 et d'ordre azimuthal m = +1 et - 1 .
r:R
Les observations de Brown (1985) complètent ces résultats en montrant que la vitesse ne varie pas avec la latitude sous la surface, en contraste avec la rotation différenti
elle de la photosphère, connue depuis longtemps. Ces modèles de rotation, confirmés par d'autres observations plus récentes, remettent en question diverses conclusions basées sur les pertes supposées du moment angulaire.
De surcroît, l'absence d'une forte augmentation de la vitesse de rotation à l'intérieur du Soleil affermit l'une des preuves expérimentales de la théorie de la gravitation d'Einstein : la précession du périhélie de l'orbite de Mercure. En effet, une rotation rapide du Soleil entraîne une rupture de la symétrie sphérique du champ de gravité solaire. Celle-ci peut à son tour contribuer à la
précession observée, ce qui pourrait conduire à une révision
de la théorie d'Einstein. D'autres observations, menées par
le groupe de l'Université d'Arizona sous la direction de
H.A. Hill depuis 1976, visent à détecter des fluctuations de
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l’intensité du bord du Soleil (c’est-à-dire du "diamètre"
solaire) sous l’action des modes p et g. D'après ces
données, Hill (1982) déduit une rotation bien plus rapide, capable d'introduire une distorsion sensible de la
sphéricité du Soleil. Cependant, les résultats obtenus par ce groupe sont encore controversés actuellement, étant donné les faibles amplitudes détectées ( 0 , 01 " d'arcs) en regard de l’importante perturbation de l'atmosphère terrestre sur ce type de mesures.
1.6) Perspectives futures
Depuis son apparition, 1'hélioséismologie a déjà renforcé sensiblement notre connaissance de l’intérieur du Soleil, démontrant ainsi l’intérêt pratique du procédé pour sonder les intérieurs stellaires. C’est pourquoi, certains
chercheurs ont déjà envisagé d’étendre cette technique à d’autres étoiles. Les premiers résultats, bien que limités à quelques objets brillants, semblent encourageants : Les observations de aCentauri et Procyon par Fossat et ses
collègues (1984), et de e Eridani par Noyés et al.(1984) ont révélé un spectre d’oscillations similaire à celui du
Soleil.
Nous ne pourrions assez souligner l’intérêt considérable • d’une telle méthode qui permet, pour la première fois,
d’explorer l’intérieur d’étoiles isolées et stables, situées sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-
Russell, c’est-à-dire dans la phase la plus longue de la vie d’une étoile, celle de la combustion de l’hydrogène. En effet, de tels objets se prêtent difficilement aux
techniques classiques d’observation, au point que nous ne disposons jusqu'ici que d'indices épars et fragmentaires quant à leur constitution physique. En revanche, ils
constituent l'énorme majorité de la population stellaire : celle des étoiles normales dont fait partie le Soleil
lui-même.
Cependant, pour exploiter à fond les indices fournis par les modes d’oscillation solaire, il faut encore améliorer les modèles théoriques. Par exemple, deux approches ont été jusqu’ici suggérées quant à la nature de l’excitation des modes acoustiques : une excitation par des variations de
l’opacité du milieu où se propagent les modes acoustiques (self-excitation ou mécanisme
k) (Ando, Osaki, 1975) ou par la turbulence liée à la convection (Goldreich, Keeley, 1977a et 1977b). A ce jour, aucune de ces deux hypothèses ne
s’est révélée entièrement satisfaisante.
En outre, il est indispensable de rendre les observations plus détaillées encore. Pour résoudre complètement le
spectre très dense des modes d’oscillations et pour suivre son évolution en synchronisme avec le cycle d’activité
solaire, il est nécessaire de disposer de données continues couvrant plusieurs années. C'est pourquoi différents
réseaux de stations d'observation sont en cours de
réalisation, sous l'impulsion des groupes de Nice, de
19
Birmingham et du National Optical Astronomy Observatories des USA.
Afin de s’affranchir des effets de l’atmosphère qui, entre autres, limitent la détection des modes de degré 1 élevé en déformant les fins détails à la surface du Soleil, des
observations depuis l’espace sont actuellement en projet.
La position idéale, pour un satellite destiné à de telles observations, serait le point de Lagrange interne, situé entre la Terre et le Soleil. Outre la faible vitesse radiale de ce point vis-à-vis du Soleil, qui faciliterait les mesures de faibles vitesses radiales par effet Doppler, sa position permettrait des observations ininterrompues. Un tel satellite devrait être mis en service durant les années 1990, conjointement par la NASA et 1’ESA (projet SOHO).
Combiné avec un réseau d’observation terrestre, ce satellite permettrait de pousser très loin cette technique et les
diagnostics qu’elle est susceptible d’apporter quant à notre
connaissance de l’intérieur du Soleil.
21
CHAPITRE 2 : LES OBSERVATIONS DE L’INTENSITE
Les observations des oscillations solaires en intensité peuvent être séparées en deux catégories : les mesures
locales (haute résolution spatiale) et les mesures globales (disque entier). Ces deux modes d’observation font appel à des techniques très différentes et apportent des
informations sur des couches distinctes de l’intérieur solaire. Ils seront présentés dans les deux paragraphes suivants. Les observations dë l’intensité locale seront présentées brièvement afin de situer dans un contexte général les mesures globales, qui nous intéressent ici.
2.1) Les modes acoustiques de degré 1 élevé
Jusqu’à présent, l’observation des oscillations solaires a été menée essentiellement par des méthodes spectroscopiques à haute résolution, mesurant le décalage des raies
d’absorption du spectre solaire par effet Doppler pour en déduire la vitesse radiale du gaz photosphérique.
Simultanément à ces mesures Doppler, certains groupes (Leighton et al., 1962; Evans, Michard, 1962a; Tanenbaum et al., 1969) ont réalisé, dès les années 60, des mesures de l’intensité au centre de la raie spectrale étudiée. Un
grand nombre d’études similaires ont été réalisées depuis et constituent une facette importante de l’étude des
oscillations acoustiques solaires.
Elles ont deux caractéristiques fondamentales:
- l’intensité étant mesurée au centre d’une raie, on
échantillonne une couche particulière de l’atmosphère superficielle du Soleil entre le bas de la photosphère et le sommet de la chromosphère.
- l’intensité est mesurée à travers une ouverture réduite couvrant une zone de disque solaire allant de 1” à 5" et ne permet dès lors que l’observation des modes p de
degré 1 élevé, qui restent confinés dans les couches externes de l’atmosphère solaire.
Ces observations constituent donc, avant tout, un outil pour suivre la propagation des ondes acoustiques dans la photosphère et la chromosphère, et pour déterminer les
conditions qui y régnent localement. Les résultats, passés en revue notamment par Holweger et Testerman (1975) et
Beckers, Canfield (1975), ont permis de préciser certains aspects de la dynamique de l’atmosphère solaire (stabilité et propagation des ondes) et d’évaluer le flux d’énergie associé aux ondes acoustiques (excitation des modes).
Il est maintenant établi que les ondes stationnaires,
constituant les modes p dans une cavité subphotosphérique,
deviennent évanescentes dans la photosphère. A ce niveau,
les oscillations prennent un caractère non-adiabatique car
les échanges radiatifs y sont importants sur des échelles de
22
distance de l’ordre de la longueur d'onde spatiale des modes de degré élevé (quelques milliers de kilomètres). Ces
échanges ont pour conséquence de limiter l'amplitude des fluctuations locales de température à quelques kelvins et le temps de relaxation acoustique à seulement une fraction de la période moyenne de 300 secondes des modes acoustiques.
La densité décroît rapidement en montant vers la
chromosphère, ce qui réduit la contribution des échanges radiatifs et augmente le temps de relaxation des modes acoustiques.
A l’altitude du minimum de température (H = 400km
au-dessus de l'opacité
''^5000= 1 ) qui marque la base de la chromosphère, les ondes acoustiques sont à peu près
adiabatiques. Les observations chromosphériques montrent que le déphasage entre les vitesses Doppler et l'intensité est de 90°, indiquant que les maxima de température
coïncident avec la phase de compression maximum. La
modulation de la température est beaucoup plus forte qu'à la base de la photosphère et peut être évaluée d’après
l'amplitude en vitesse Av par (Lindsey, 1977; Dicke, 1978) : AT/T
q= ( V - 1) . AV / C
o(2.1) où AT = amplitude de la température
T
q= température du milieu {~ 5500 K)
C
q= vitesse du son (=;5,6 km/s dans l'atmosphère solaire) y = exposant adiabatique 5/3
Cela donne la relation: AT(K) = 550 . Av (km/s) (2.2) Les fluctuations totales (tous les modes combinés) de vitesses observées étant voisines de 0,5 km/s, il s'avère que l'amplitude en température dans la chromosphère peut atteindre 200 K. Si de plus, nous supposons que le milieu rayonne comme un corps noir (équilibre thermodynamique local), intensité et température sont liés par la loi de Stefan :
I = CT ce qui implique :
AI/I = 4 AT/T (2.3)
Cependant, la chromosphère ne peut se trouver en équilibre thermodynamique local (ETL) car la densité et l'opacité y sont faibles. Dans ce cas, le coefficient de proportionna
lité sera nettement inférieur à 4 (Hill et al., 1977). En synthétisant les résultats observationnels, on constate qu'il doit valoir entre 0,1 et 1 .
L'implication principale du modèle précédent pour les observations est que la détection des oscillations en intensité sera beaucoup plus difficile dans la partie continue du spectre, formée à la base de la photosphère, qu'au centre des raies, associé à des couches plus élevées.
En dépit d'un nombre restreint d'investigations (Frazier,
1968; Tanenbaum et al., 1969; Cha, Orall, 1973) qui se sont
attachées à la mesure de l'intensité du continu, on est
néanmoins parvenu à y détecter des modes p. Si les
amplitudes relatives de l'intensité au centre des raies vont de 0,001 à 0,1 selon la fenêtre spatiale utilisée, elles ne dépassent jamais 0,005 dans le continu. Cela donne un
rapport raie/continu situé aux environs de 5, valeur
confirmée récemment par les observations d’Andersen (1984).
Bien que plus faibles, les oscillations sont donc bien détectables dans le spectre continu. Enfin, des
observations récentes, réalisées par Brown et Harrisson
(1930), par Kneer et al. (1982), par Nishikawa et al. (1986) (continuum, voir figure 2.1) et par Duvall et al. (1988) (raie), ont permis d'établir un diagramme k-w dérivé de
l'intensité au lieu de la vitesse radiale (modes de degré 1 = 20-400). Ces analyses permettent d'estimer l'amplitude d’un mode P individuel : celle-ci s'élève à 5.10“® en intensité relative pour 0,2 m/s en vitesse radiale, soit un rapport intensité/vitesse de 2 . 10 “® environ.
Les valeurs précédentes présentent un intérêt dans le cadre des observations des modes globaux qui vont nous occuper à partir du paragraphe suivant. En effet,
l’amplitude des modes devrait être quasi indépendante du
degré 1 pour 1 < 100 (voir Christensen-Dalsgaard et Gough,
1982; Libbrecht et al., 1986). Il est donc probable que les
valeurs susmentionnées constituent une estimation plausible
des amplitudes des modes globaux (1<3). Ce fait semble
confirmé par les calculs théoriques récents de Toutain et
Gouttebroze (1988).
I•'|•ül|llnlcy
( m il/ )
24
0.2 0.3 0.4
Horizontal wavenumber ( Mm” ' )
