Effet Evershed.

• Un peu d'histoire.
  

  John Evershed (26 Feb 1864 - 17 Nov 1956) était un astronome britannique. Il est un des membres fontateurs de la British Astronomical Association et plus tard Assistant Director au Kodaikanal Observatory qui depuis 1993 dépend de l'Indian Institute of Astrophysics. Il, a été le premier à observer le mouvement de la matière vers l'extérieur dans la pénombre des taches solaires, actuellement connu sous le nom d'effet Evershed. En1918 Evershed a reçu la Gold Medal of the Royal Astronomical Society. Le cratère Evershed sur la Lune a été appelé ainsi en son honneur. L'observation des mouvements du plasma autour des taches solaires a été mis en évidence par les observations de J. Eveshed à Kodaikanal (Inde) en 1909. Elles révèlent un puissant écoulement horizontal de matière sombre de l'intérieur vers l'extérieur des taches dans la région de la pénombre. Il apparait nettement lorsque on observe une tache proche du limbe. Les fines raies du spectre comme les raie Fe I 6297.8, 6301.5 ou 6302.5 qui seront montrées ci-dessous présentent un décalage vers le rouge dans la partie de la pénombre la plus proche du limbe puisque cette matière s'éloigne de l'observateur et un décalage vers le bleu dans la pénombre la plus proche du centre du Soleil où la matière se rapproche de l'observateur. Les vitesses d'écoulement mises en jeu sont de l'ordre de 2km/s soit 0.04A. On voit que l'on est à la limite du seuil de détection avec notre SHG. Cet écoulement prend sa source à la frontière entre ombre et pénombre et atteint sa vitesse maximale dans la pénombre avant de décroitre à nouveau en allant vers l'extérieur. Des observations professionnelles récentes ont montrées que le phénomène est complexe. Il dépend de la puissance de la raie utilisée pour l'observation, décroit avec la puissance de la raie et peut même s'inverser pour les puissantes raies comme H alpha ou Na I D. Dans ces raies intenses les mouvements détectés concernent de la matière située au-dessus de celle que l'on observe dans le cas présent.

Cet écoulement vers l'extérieur est observé seulement dans les filaments noirs de la pénombre où il peut atteindre des vitesses allant jusqu'à 6km/s. Les grains brillants de la pénombre migrent quant à eux vers l'intérieur de la tache à une vitesse moyenne bien plus faible.

 

• Observations au Spectrohéliographe.

Spectre dans la région de la raie Fe I 6301.5 La dispersion est de 0.0356 A/pixel. Observer la légère rotation des raies dans la région de la tache.	La mesure est plus facile en traçant les isophotes. La raie 6301.98 en bleu est atmosphérique(O2)

Sur le tracé des isophotes on a marqué en rouge la ligne centrale de la raie, déformée par effet Evershed. On note un déplacement vers le violet correspondant à une vitesse de l'ordre de 2km/s dans la pénombre (P) du coté du centre du Soleil et une vitesse opposée, traduite par un déplacement vers le rouge, dans la pénombre proche du limbe. On peut même avoir une idée de la variation de ces vitesses entre la frontière ombre-pénombre et la frontière extérieure de la pénombre. Cette méthode des isophotes a été utilisée par E.H.Schröter dans son article" The evershed Effect in Sunspots" (p.339) dans l'ouvrage Solar Physics (J.Xanthakis, Interscience Publishers 1967). Les images ci-dessous présentent une autre façon de mettre en évidence le décalage Doppler dans la pénombre. Il s'agit de soustraire le spectre non perturbées au spectre obtenu sur la tache.

Spectre hors tache solaire: image A	Spectre hors tache solaire: Image B	ImageA moins Image B
Spectre sur tache solaire: Image C	Spectre hors tache solaire: Image B	Image C moins image B un peu décalée
Spectre sur tache solaire: Image C	Spectre hors tache solaire: Image B	Image C moins image B décalée
Dissymétrie du profil des raies : décalage vers le bleu en haut, c'est à dire dans la pénombre proche du centre solaire et décalage vers le rouge dans la pénombre proche du limbe. Un cisaillement met en évidence l'obliquité de la raie dans la pénombre.

ImageB: Scan à -0.11 A vers le bleu.	Centre de la raie Fe 6301.5Å. Le centre de la raie est bien plus sombre que les flancs.	Image R: Scan à +0.11 A vers le rouge.

Dopplergramme noir et blanc. Clair s'approche, sombre s'éloigne.	Dopplergramme en fausses couleurs. Bleu vient vers nous, rouge s'éloigne.

Ce sont les images brute du scan, colorisée pour traduire le "rougissement" de la lumière en provenance de la pénombre coté limbe et le "bleuissement pour la lumière provenant de la pénombre proche du centre du Soleil.

Profil spectral obtenu sur la région étudiée : On a noté les principlales raies dont celles du fer et ldu titane en rouge et les raies atmosphériques en bleu.

NOAA 0786 le 3 juillet 2005 (début du scan à 15h27).

La partie haute de l'image montre les raies Ni I 6314.7, Fe I 6315.3, Fe I 6315.8 et Fe I 6318.0 et quelques raies atmosphériques non déformées(la direction de la dispersion est ici verticale). Ces raies du fer ont des facteurs de Landé assez faibles et sont plus affectées par l'effet Eveshed que par l'effet Zeeman au voisinage du limbe. L'image du bas montre la tache solaire NOAA 0786 issue du scan au spectrohéliographe qui défile du bas vers le haut lors du balayage. On a fait figurer un trait blanc horizontal qui indique la position de la fente du spectohéliographe. On peut suivre sur l'animation de gauche les déformations des raies provoquées par les diverses parties, ombre et pénombre, du groupe de tache et avoir une idée de la composante de la vitesse du plasma dans la direction de la ligne de vue (Cette animation fait 1.7 Mo, son chargement peut demander quelques minutes si vous ne disposez pas de l'ADSL). On peut observer aussi que ces déformations sont complexes et que les profils de raies sont par moment tourmentés et sinueux comme sur l'image de droite extraite de l'animation.

De à gauche à droite: L'image au centre de la raie, une image doppler en noir et blanc et en divers rendus en fausse couleur. Le limbe solaire est vers le bas de l'image.

Autre exemple dans une autre gamme de longueurs d'ondes.

Région spectrale utilisée ci-dessus.

Exemple de mise en évidence de l'effet evershed sur une observation du3 juillet 2005 au voisinage de 6314 Å.

• NOAA 0822 observation du 21 novembre 2005.
  

  6314.7 evesshed+/-0.20A	Effet Evershed	animation

• NOAA 0822 observation du 22 novembre 200

Observation dans la raie Fe I 6218

Extrait du scan	NOAA0822 à 6218Å	Profil spectral extrait du spectre solaire au voisinage de la raie utilisée.	Dopplergramme +/- 0.12Å	Rouge: s'éloigne, Bleu: s'approche.

Les images Dopplergramme dans les ailes de la raie 6218 Å montrent le motif de la super-granulation et ses mouvements mis en évidence pour la première fois par Robert B. Leighton en 1962. L'effet Evershed est bien mis en évidence par la couleur sur l'image de droite




Effet Evershed sur NOAA 0822	NOAA 0822 à 6318 Å

Observation dans la raie Fe I 6301.

Image i-787 du scan.	Le profil spectral.	Différence de i-787 et de sa symétrique horizontale.	Même image en fausses couleurs	Profil photométrique 6 pixels = 0.21 Å.




L'effet Evershed peut être mesuré sur les images spectrales lorsque la fente su SHG bissecte la tache solaire. C'est le cas sur l'image i-787 présentée ci-dessus à gauche. L'image centrale est la différence de i-787 et de i-787m, image de i-787 dans une symétrie axiale d'axe horizontal. en vérifiant la registration au voisinage de la tache sur les raies atmosphériques (qui doivent s'annuler dans l'opération de différence). On obtient ainsi une image "bas-relief" et on en déduit son profil photométrique au niveau de la pénombre (traits bleus de l'image centrale). L'écart entre les pics haut et bas sur chaque raie donne 6 pixels soit 0.21Å. On peut bien sûr se demander comment interpréter cet écart issu de la différence de deux raies déplacées l'une vers les courtes longueurs d'onde (pénombre vers le centre solaire) et l'autre vers les plus grandes longueurs d'onde (pénombre vers le limbe solaire). Une petite simulation sur tableur permet de répondre.




Simulation de la différence des deux raies.




La simulation de cette opération de différence montre qu'un "écart de 6 pixels sur l'image bas-relief traduit un écart des deux raies de 2.42Å donc un demi écart de 1.71Å soit enfin un effet Doppler de 2.86 km/s sur chacune des zones de pénombre en sens opposés.




On peut conclure à un effet Evershed de l'ordre de 2.9 km/s pour la mesure de la vitesse de fuite de la matière vers l'extérieur de la tache au niveau de sa pénombre. Ce résultat est compatible avec les valeurs données dans la littérature où l'on donne une moyenne de 2 à 3 km/s suivant les auteurs avec des fluctuation de l'ordre de 1 km/s et quelques cas, incertains,qui peuvent peut être aller jusqu'à 6 ou 7 km/s. Voir par exemple à ce sujet, High-resolution observations of the Evershed effect in sunspots Shine, R. A.; Title, A. M.; Tarbell, T. D.; Smith, K.; Frank, Z. A.; Scharmer, Goran 1994ApJ...430..413S

Images issue du scan au SHG: Dopplergramme à 6302 +/- 011Å.

Documents à consulter: