Magnétogramme solaire.



Un peu d'histoire

Les champs magnétiques sont de la plus grande importance dans des contextes divers en astrophysique, par exemple dans les noyaux galactiques actifs, les étoiles à neutrons , ou les trous noirs qui peuplent l'univers.
Ils jouent un rôle majeur dans les régions de formation des étoiles, dans l'atmosphère du Soleil, etc...
Si grande est la fascination qu'ils éveillent et les mystères qu'ils cachent que Henk van de Hulst a écrit non sans humour,
"Magnetic fields are to astrophysicists what sex is to psychoanalysts".
Un autre astrophysicien de renom, pionnier dans l'étude du magnétisme solaire, Robert B. Leighton, a dit à ce sujet, sur un ton un peu provocateur,
"If the Sun did not have a magnetic field, it would be as uninteresting a star as most night-time astronomers believe it to be". (cité par J.L.Linsky).
Cest dire tout l'intéret et toutes les passions suscités par l'étude du magnétisme solaire.

Hale à sa table de travail

Photo Obs Mt Wilson

Spectrohélio-magnétographie.
En 1908, George Ellery Hale avec le spectrohéliographe qu'il vient de construire, observe des filaments noirs en forme de vortex autour des taches solaires qui ressemblent au motif dessiné par la limaille de fer en présence d'un aimant. Il suspecte vite la présence d'un fort champ magnétique dans les taches solaires.
Utilisant le phénomène de dédoublement ou de triplement des raies spectrales par les champs magnétiques, découvert par P. Zeeman en 1896, Hale obtient des spectres de taches solaires à travers un Nicol et observe le motif en zig-zag qu'il attendait, causé par les polarisations circulaires de sens opposés sur chacune des composantes Zeeman de la raie dédoublée. L'intensité du champ magnétique observé est évalué à 3500 gauss.
Cette découverte d'un champ magnétique solaire conduit Hale et Seth. Nicholson à des études systématiques qui débouchent sur la loi de polarité magnétique des taches et les changements de leurs caractéristiques au cours du cycle solaire. Ils établissent que la variation périodique du nombre de taches suivant un cycle de 11 ans constitue la moitié du cycle de 22 ans de l'évolution du champ magnétique solaire. L'aspect le plus marquant de ce dernier est l'inversion de polarité est-ouest des champs magnétiques des taches des régions actives qui accompagne le cycle de 11 ans.

H.W.Babcock

Photo Caltec

Magnétographie 1D.
En 1951, Horace W. Babcock développe le magnétographe photoéléctrique dont le principe peut être décrit comme suit.
Les deux fentes de sortie d'un spectrographe hautement dispersif sont placées l'une sur l'aile rouge et l'autre sur l'aile bleue d'une raie d'absorpsion magnétosensible. Les deux ailes d'un triplet Zeeman élargi par le champ magnétique, polarisées circulairement en sens opposés, prennent alternativement des sens de polarisation rectilignes orthogonaux par l'effet de la rotation d'une lame quart d'onde suivie par un Nicol (ou un analyseur polaroïd) qui font osciller le profil photométrique lu par deux photomultiplicateurs. La différence d'intensité mesurées entre ces deux photomultiplicateurs placés sur chacune des ailes de la raie, derrière les deux fentes de sortie, change de signe à chaque rotation d'un quart de tour de la lame quart d'onde. Ces variations d'intensité du signal éléctrique sont amplifiées et enregistrées. Elles sont proportionnelles à l'intensité du champ magnétique dans la région solaire explorée. Par balayage on peut obtenir une suite de profils magnétiques et reconstituer ainsi une cartographie du champ magnétique solaire. Le procédé est très sensible mais sa mise en œuvre demande beaucoup de temps en raison des multiples balayages nécessaires à l'exploration ligne après ligne de la surface du disque du Soleil.

Robert. B Leighton

Photo Caltec

Magnétographie 2D.
La méthode que nous avons utilisée a été mise au point en 1969 par Robert B. Leighton et décrite dans son article "Observations of solar magnetic fields in plage regions" ApJ, 1969, 130, 366.
Cette méthode est basée sur la soustraction d'images. Opération photographique qui nécessitait de véritables "acrobaties techniques" suivant le mot de J. C. Pecker dans "La structure de la Photosphère"
C. de Jager, D. Reidel Publishing Compagny, Dordrech- Holland, 1965. Elle consistait en la superposition point à point d'une image négative A et d'un contre-type positif de l'image négative B de gamma convenable. Les deux images A et B provenant de deux balayages successifs du Soleil avec un spectrohéliographe. Le tout devait être à son tour contretypé avec augmentation du contraste.
Cette méthode est aujourd'hui bien plus facile à utiliser puisque l'on travaille avec des images numériques traitées sur ordinateur.
Cette methode est détaillée plus bas.

Magnétographie 3D.
Les progrès en spectropolarimétrie et le développement de la modélisation sur ordinateur permettent aujourd'hui d'obtenir des vues en trois dimensions du champ magnétique solaire et d'en étudier la dynamique. Les puissances de calcul nécessaires sont très importantes.
L'image ci-contre à droite est le résultat d'un tel calcul avec le tracé des lignes de champ au voisinage d'une tache solaire.
Source photographique:svs.gsfc.nasa.gov/.../Keyword/Spacescience.html.

Ci-contre à gauche un magnétogramme SOHO/MDI combiné avec le Potential-Field Source-Surface (PFSS) qui permet de calculer un modele des lignes du champ magnétique dans la basse couronne. quand ces modèles sont comparés avec les boucles visibles sur les images de TRACE imagery, un mauvais accord (comme c'est la cas ici) indique que cette région peut engendrer des éruptions (flares) dans les prochains jours.
Voir la page:
http://svs.gsfc.nasa.gov/vis/a000000/a003200/a003212/index.html
Se constitue ainsi une véritable "météorologie" solaire tendant à une prédiction des évènements.

Modèle 3D de champ magnétique solaire

Principe de la méthode

Effet Zeeman inverse ( raie spectrale en absorption).
1: surface du Soleil vue par l'observateur.
N : tache solaire de polarité Nord.
S : tache solaire de polarité Sud.
2: image du Soleil sur la fente d'entrée du spectroscope.
3: fine bande découpée par le fente d'entrée et transmise au spectroscope.
6: lame quart d'onde, ox axe rapide. Deux positions, à 90° l'une de l'autre, choisies alternativement au cours des scans successifs.
7: polariseur rectiligne fixe orienté à 45° des axes de la lame quart d'onde.
8: spectre résultant enregistré par le capteur. Le coté violet est à gauche, le coté rouge à droite.

La lumière venant de la lunette par la gauche (figure ci-dessus) arrive tout d'abord sur la fente d'entrée du spectrohéliographe qui en découpe une fine bande. Elle seule sera traitée par le spectroscope. On voit sur la figure que deux taches solaires de polarité opposées ont été bissectées par le fente. Celle du haut est de polarité nord alors que celle du bas il est de polarité sud. Lorsque le vecteur champ vient vers l'observateur, c'est à dire est émergeant alors la composante de plus courte longueur d'onde du doublet Zeeman d'une raie en absorption est contituée par des vibrations circulaires droites. C'est à dire dans le sens des aiguilles d'une montre (CW). C'est le contraire pour le cas de la composante de plus grande longueur d'onde (CCW). La lumière rencontre alors une lame quart d'onde dont nous supposerons l'axe rapide porté par ox. Le repère xoy est direct dans son plan orienté par le sens de la lumière. Si la lumière incidente est polarisée circulairement droite (sens aiguille) son vecteur de Jones s'écrit . La matrice de Jones de la lame quart d'onde s'écrit . En sortie de la lame quart d'onde la vibration lumineuse transmise est décrite par le vecteur de Jones .
Si elle est reçue par un polariseur linéaire dont l'axe fait un angle de +45° avec ox et donc de matrice s'écrit , alors en sortie le vecteur de Jones de la vibration lumineuse est . La vibration est donc transmise avec une intensité égale à l'intensité de la vibration incidente.
Si au contraire elle est reçue par un polariseur linéaire dont l'axe fait un angle de -45° par rapport à ox donc de matrice de Jones alors en sortie de celui-ci la vibration est décrite par le vecteur . Elle est arrêtée.

Reprenons ce calcul dans l'hypothèse d'une vibration circulaire gauche arrivant sur la lame quart d'onde qui reste orientée avec son axe rapide porté par ox.
A la sortie de l'ensemble quart d'onde + polariseur linéaire orienté à +45° de l'axe ox, la vibration lumineuse a pour vecteur de Jones soit . Elle est dont arrêtée.
A la sortie de l'ensemble quart d'onde + polariseur linéaire orienté à -45° de l'axe ox, la vibration lumineuse a pour vecteur de Jones soit

. La vibration est donc transmise avec une intensité égale à l'intensité de la vibration incidente.

Il est tout à fait équivalent de faire tourner de 90° la lame quart d'onde ou bien le polariseur de sortie comme on peut le vérifier facilement.
Il m'est apparu plus facile mécaniquement d'opter pour une rotation de la lame quart d'onde en raison de sa situation et de la symétrie axiale naturelle. C'est donc cette solution qui a été retenue pour notre montage.

Le montage

Notre lame quart d'onde est issue du clivage d'une feuille de mica, ce qui ne vaut pas la qualité optique d'une lame de quartz bien surfacée mais son prix de revient est bien inférieur. Sa qualité optique est correcte. Elle est rigoureusement quart d'onde pour 633nm. Cependant elle peut être utilisée sans problème dans un large voisinage de cette longueur d'onde (entre 400 et 700 nm) en raison des propriétés optiques du mica. J'ai choisi d'utiliser principalement la raie du fer Fe I 6302.5Å qui offre un facteur de Landé favorable g=2.5 ou bien la raie Fe I 5250.5Å (g=3.00) classiquement utilisée en magnétographie en particulier au magnétographe du Mont Wilson (Mt. Wilson 150-Foot Solar Tower).
Le montage optique adopté.
La lame quart d'onde tournante est portée par la bague laitonnée mobile autour de son axe.

Le dispositif polarisant pour la magnétométrie solaire.

 
Le schéma optique adopté.

1: polarisations circulaires droite ou gauche
2: lame quart d'onde.
3: cube diviseur polarisant.
4: cube diviseur non polarisant.
5: lumière s-polarisée.
6: fente d'entrée du spectroscope.
7: filtre.
8: foyer auxiliaire.
9: filtre.

Le traitement des images.

Certaines raies d'absorption du spectre solaire, comme celles citées ci-dessus et illustrées plus bas, sont sensibles à la composante longitudinale du champ magnétique ambiant dans la région où elles prennent naissance, c'est à dire dans la photosphère ou la basse chromosphère. Cette sensibilité est donnée par la valeur du facteur de Landé ,noté g, compris entre 0 et 3.
Sous l'effet de ce champ magnétique la raie primitive se dédouble en deux composantes G et D également déplacées de part et d'autre de cette raie (voir les profils spectros simulés plus bas). Leurs intensités sont égales et égales à la moitié de l'intensité de la raie initiale. Si l'observation s'effectue à l'aide d'un analyseur circulaire, c'est à dire d'un quart d'onde suivi d'un polariseur rectiligne à 45° de ses lignes neutres, on constate que l'une des deux composantes peut toujours être éteinte par l'analyseur. Cette composante est rétablie et l'autre disparait quand on tourne l'analyseur de 90°. Les deux composantes sont donc polarisées circulairement et en sens inverses. La composante de plus courte longueur d'onde est toujours constituée par les vibrations de même sens que le courant magnétisant qui créerait le champ. Le décalage en longueur d'onde de chacune des deux composantes est le double de


(Pour plus de détail, cliquer ici)

Si on suppose que les raies ont un profil spectral gaussien

le paramètre de Stokes V est donné par avec

Les deux composantes observées pour les deux positions d'extinction de l'analyseur sont D=I +V et G=I -V. Ils permettent de retrouver ensuite et .

L' image ci-dessous illustre les deux étapes de la manip.
A gauche on retrouve le principe de fonctionnement du couple "lame quart d'onde"+" polariseur à 45° des axes de la lame" qui permet de séparer les deux polarisations circulaires de sens opposés et de les filtrer comme indiqué au paragraphe précédent.
On va acquerir ainsi deux séries d'images spectrales correspondant à chacune des deux positions I ou II de la lame quart d"onde.
La partie droite de l'image illustre l'exploitation de ces deux séries d'images spectrales. On applique à chacune d'elles le traitement habituel de reconstruction d'une image solaire monochromatique.
On se place dans l'une des ailes de la raie magnétosensible choisie. Par exemple l'aile "bleue" comme sur le dessin (7) ci-dessous et on obtient l'image (9).
Puis on se place dans l'aile rouge comme sur le dessin (8) ci-dessous et on obtient l'image (10).
Enfin il reste à effectuer le différence de ces deux images (9)-(10) qui donne le magnétogramme (11) sur lequel la polarité nord apparait en clair et la polarité sud apparait en sombre.
De manière analogue on construit le magnétogramme (12) sur lequel la polarité nord apparait en sombre et la polarité sud apparait en clair.
Enfin la différence de images (11)-(12) donne le magnétogramme définitif (13).
On peut bien sûr compositer plusieurs magnétogrammes construits sur de nouvelles séries d'images enregistrées dans un délai assez court pour améliorer le rapport signal sur bruit.

Enregistrement du scan spectral.

1: surface du Soleil observée avec des taches de polarités magnétiques opposées.
2: spectre correspondant (avec les sens de polarisations circulaires).
3: lame quart d'onde(Ox axe rapide) avec ses deux orientations possibles, I et II.
4: spectre après la lame quart d'onde (avec indication des directions de polarisation rectiligne).
5: analyseur linéaire polaroïd fixe.
6: spectre obtenue avec la lame quart d'onde en position I ou en position II.

Traitement d'image et construction du magnétogramme.

7-8:On a indiqué en pointillé la position de la colonne, dans les ailes de la raie, servant à construire l'image monochromatique du Soleil suivant le procédé indiqué sur la page
http://astrosurf.com/rondi/obs/shg/spectroheliogramme.htm
l'image (9) dans l'aile bleue notée BI ou BII,
et l'image (10) dans l'aile rouge notée RI ou RII.
11: différence des images (9) et (10) notée BI - RI.
12: différence des images (9) et (10) notée BII - RII.
13: magnétogramme définitif, différence des images (11) et (12), noté (BI - RI.) - (BII - RII).

Animations de l'alternance des deux positions I ou II de la lame quart d'onde et son effet sur le profil des raies magnéto-sensibles. Remarquer l'insensibilité des raies atmosphérique à la position de la lame quart d'onde.

Pour calculer les images BI, RI, BII, RII nous considérons les valeurs de l'intensité de la raie spectrale de part et d'autre de son axe: I(-3), I(-2), I(-1) dans l'aile bleue, I(0) au centre, I(1), I(2), I(3) dans l'aile rouge. Ces points de mesure sont représentés sur les profils spectraux ci-dessous en vert vif pour l'aile gauche du doublet Zeeman ou rouge vif pour l'aile droite de celui-ci.

On a simulé ci-dessous un profil spectral de la raie FeI 5250 telle qu'elle est observée dans notre SHG où 1 pixel correspond à 0.0037 angstrom. Le profil peut être assimilé à une gaussienne suivant l'équation

est l'intensité de la raie à la longueur d'onde l.
est l'intensité du continum.
est la profondeur de la raie c'est à dire le rapport: (Ic-I0)/Ic
est la décalage latéral du centre de la raie par rapport aux pixels.
est la demi-largeur de la raie au point d'inflexion de celle-ci.

Sur l'image ci-dessous à gauche, la raie (en noir) est parfaitement centrée sur le pixel 20. Sur celle de droite au contraire il existe un décélage de 0.010 angstrom par rapport à l'axe du pixel 20. Le problème est de savoir quel est l'impact de ce décalage sur la valeur de I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3) =Bleu - Rouge, qui mesure sur chacune des deux composantes Zeeman son décalage par rapport au pixel 20. Celui-ci est directement proportionnel à la valeur du champ magnétique local B


Cas idéal d'une raie (en noir) centrée sur la colonne de pixels numéro 20 et de ses deux ailes de Zeeman dédoublées par un champ magnétique local de 1000 gauss.

Cas d'une raie (en noir) décalée de 0.019 angstrom par rapport à la colonne de pixels numéro 20 et de ses deux ailes de Zeeman dédoublées par un champ magnétique local de 1000 gauss.


On a donc simulé les variations de cette mesure I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3)= Bleu-Rouge en fonction des valeurs du champ magnétique B pour diverses valeurs du décentrement de l'axe de la raie par rapport au pixel 20. Les valeurs de entre 0, 0.005, 0.010 et 0.015 angstrom sont envisagées ci-dessous.

Variations de B-R en fonction de B pour diverses valeurs du décentrement.

Paramètre de Stokes calculé à partir des mesures simulées pour une raie centrée (noir) et pour une raie décentrée de 0.010 angstrom avec un champ magnétique de 1000 gauss.


On constate la conservation de la linéarité , avec un coéfficient directeur indépendant du décalage latéral de la raie par rapport aux rangées de pixels. Par contre ce décalage fait varier l'ordonnée à l'origine des approximations affines de ces "courbes" dans une gamme de -30 à 30 ADU pour un décalage latéral de la raie variant de -1/2 pixel à 1/2 pixel.
Il suffira pour corriger un tel décentrement de ramener à zéro les valeurs de I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3) mesurées sur une portion de l'image solaire magnétiquement calme par addition d'une constante convenable. Cette opération sera effectuée sur chacune des différences avant de calculer leur somme.


Résultat du calcul des sommes des différences BI - RI et BII - RII .
I(-3)+I(-2)+I(-1)-I(1)-I(2)-I(3) en fonction des diverses valeurs du champ magnétique B.

Les deux traits pointillée bleus montrent le niveau de bruit moyen sur l'image finale de l'ordre de 30 ADU ce qui limite sérieusement la détection de champs de moins de 100 gauss.

Intensité de l'image finale en fonction de la valeur du champ.

 
Voici quelques raies classiquement utilisées pour l'étude du champ magnétique solaire et l'obtention de magnétogrammes.

Elles sont caractérisées par leur intensité, et leur facteur de Landé important.

Spectres issus de l'atlas en ligne disponible sur le site de la Lunette Jean Rösch: http://ljr.bagn.obs-mip.fr/


Nos observations au spectrohéliographe.

Le différentiel de polarisation circulaire est bien perceptible au coeur de la tache
mais il est aussi visible hors de celle-ci ce qui est de bonne augure pour la suite...
Raie Fe I 6302.5Å (g=2.49)

1: spectre enregistré par la webcam.
P: pénombre
U: ombre

2: spectre avec la lame quart d'onde en position I moins spectre avec la lame de mica en position II.

Dans les images ci-dessous on essaie d'illustrer le principe et la sensibilité de la méthode des différences.


L'image de gauche est obtenue en faisant la différence de image spectrale de la raie 5250.2Å et de sa symétrique par rapport à un axe vertical pour la polarisation gauche.On obtient donc le profil rouge moins bleu noté
BI - RI
pour la région de la tache NOAA0898b le 5 juillet 2006. A sa droite la même différence en polarisation droite BII - RII. Noter l'inversion d'intensité droite-gauche.
Au centre, le profil photométrique de cette différence.
A droite cette même différence pour une zone hors tache (plus à l'Est).

L'image de gauche est obtenue en faisant la différence de image spectrale en polarisation gauche et de celle en polarisation droite notée I-II. A sa droite l'image II-I. Ceci pour la région de la tache NOAA0898b le 5 juillet 2006.
Plus à droite, le profil photométrique de cette dernière différence pour la raie FeI 5250.2
Å.
A droite cette même différence pour une zone hors tache (plus à l'Est).
On voit que les autres raies du fer sont tout à fait utilisables aussi surtout CrI5247.6Å.
R.B.Leighton signale cette difficulté au centre des taches où, dans l'ombre, l'image est fortement sous-exposée. Le signal devient du même ordre de grandeur que le bruit et le différence R-B ne donne plus qu'une teinte plate. Dans ces régions du magnétogramme le champ magnétique n'est plus correctement détecté malgré sa grande intensité. Tout doit rentrer dans l'ordre si on acquier des images correctement exposées quitte à sur-exposer et donc à rentre inexploitables les région hors tache.
Région de la tache correctement exposée. L'ombre montre bien la même polarité que la pénombre. Les régions en teinte plates sont surexposées.Voir l'image de droite différence R-B du spectre dans le raie Fe I 6302.8Å pour la position de la fente indiquée par le trait vertical rouge.
NOAA8998b, le 1er juillet 2006 12h 37 TU.
Raie spectrale utilisée 6302.5A

7 fichiers 060701_6302_x. avi ont été enregistrés dans cette longueur d'onde Fe I 6302.5A.
(9 fichiers 060701_hax.avi dans la raie Ha).

Le résultat magnétogramme obtenu avec notre SHG est montré ci-dessus sur les trois premières images à partir de la gauche.

La belle tache de NOAA0898 est aujourd'hui idéalement située au centre du disque solaire, pour un deuxième essai d'imagerie magnétographique. C'est la configuration idéale pour imager la composante du champ magnétique parallèlement à la direction de la ligne de visée.
Le ciel est légèrement voilé par moment et la transparence n'est pas uniforme, dans le temps.
Le traitement s'en trouvera compliqué d'autant et obligera à ne pas conserver quelques scans.

Raie spectrale utilisée: Fe I 5250.5 Å (g=3.00).

4 scan 060704_5250_x.avi,
3 scans 060704_6302_x.avi
ont été enregistrés.
(2 fichiers 060704_hax.avi dans la raie Ha).

Une image gauche rouge(RG)
060704_5250_3

Une image gauche bleue(BG)

Somme de ces images
(pour information RG+BG)

Résultat définitif
(RG-BG)-(RD-BD)
Magnétogramme

On a alors composité plusieurs magnétogrammes issus de scans consécutifs pour obtenir la résultat final.
Comparaison entre l'image SOHO de référence pleine résolution à gauche et l'image obtenue sur notre SHG en spectromagnétographie, au centre et à droite(deux rendus). On peut constater le bon accord.
AnimationSHG/SOHO

SEIT 171Å NOAA0898

SHG Juillan, H alpha centre
Notre image SHG H alpha centre met en évidence les boucles coronales, en panache en haut et en faisceau de cercles à droite. Elles sont bien visibles sur l'image SEIT 171Å. L'application d'un gradiant rotationnel sur notre image permet de les rendre mieux visibles.
 
Gradiant rotationnel de l'image ci-dessus.

Fichier 060708_6302_12
SHG Juillan 10h13m TU
Magnétogramme

Fichier 060708_5250_3
SHG Juillan 10h13m TU
Magnétogramme

4 fichiers 060708_5250_x.avi,
4 fichiers 060708_6102_x.avi,
2 fichiers 0607078_6173_x.avi,
4 fichiers 060708_6302_x.avi (et 3 fichiers060708_ha_x.avi).

Deux régions actives se présentaient le 8 juillet 2006

 

Région active du 24 juillet 2006:NOAA0901.

On voit ci-dessus les diverses étapes de construction d'un magnétogramme par la methode des sommes et différences dérivée de celle de R.B.Leighton.
Le scan dans le voisinage de la raie Fe I 5250.2Å est constitué par un va-et-vient nord/sud avec 9 passages consécutifs au-dessus de la région NOAA 0901 pour une durée d'enregistrement de 6 mn.
A chaque changement de sens, la lame quart d'onde voit son orientation modifiée de 90°. Balayage du sud au nord avec un angle +45° par rapport au polaroïd analyseur (sens dit Gauche sur notre figure) et balayage du nord au sud avec un angle de la quart d'onde de -45° par rapport au polaroïd (sens dit Droit sur la figure). Le centre de la raie est sur la colonne 102 sur les 1500 images spectrales. On construit alors les images dopplergrammes en faisant la différence côté bleu moins côté rouge de la raie pour chacun des balayages :
(scan97+scan98+scan99+scan100)-(scan104+scan105+scan106+scan107)
On termine la procédure détaillée plus haut dans la présentation en faisant les differences des balayages consécutifs Gauche moins Droite, soit (BG5-RG5)-(BD4-RD4) et (BG7-RG7)-(BD6-RD6). L'addition des quatre magnétogrammes ainsi obtenus est montré ci-contre à gauche avec plusieurs rendus noir et blanc ou fausses couleurs.

Ci-dessus, à gauche, un comparatif entre les résultats que nous avons obtenus à Juillan (les quatre images du haut entourées de rouge) et les documents de référence des observatoires professionnels (GONG et Mont Wilson). Les dimensions de nos images ont été réduites pour les ramener à l'échelle de celles du GONG et du Mont Wilson. Le rendu en fausses couleurs avec la même palette que l'Observatoire du Mont Wilson montre le bon accord entre le magnétogramme obtenu à Juillan et le magnétogramme de référence du Mont Wilson utilisant la même raie du fer.

En haut des images de gauche la magnétogramme de référence de SOHO MDI le 24 juillet 2006 à 0h35 TU.

Ci-contre le résultat du traitement du scan balayage alternatif polarisation gauche-polarisation droite dans le sens nord-sud dans la raie Fe 6302Å (fichier: 060724-6302-5).
Les 5 magnétogrammes individuels obtenus ont été additionnés. Le résultat est montré ci-contre en haut en palette noir et blanc. Au-dessous la même image mais avec application de la palette Mont Wilson. La troisième image est obtenu à partie de l'image de départ en lui appliquant un filtre gaussien à s = 1 suivi du rendu avec palette Mont Wilson.

Enfin, en bas, l'image de référence professionnelle: The 150-Foot Solar Tower Current Magnetogram.
(Image magnétogramme d'aujourd'hui)
.


(L'image magnétogramme complète du 24 juillet 2006 est disponible en cliquant ici)

Animations montrant en alternance le magnétogramme SHG Juillan comme ci-dessus et le magnétogramme du Mont Wilson avec la même palette mais deux réglages différents des seuils de visualisation.
NOAA0904 dans la raie 6302.2 Å le 13 août 2006 à 10h00TU.
Image somme des trois magnétogrammes obtenus à partir du scan 060813_6302_1 à 10h00 TU.
Application de la palette type Mont Wilson sur l'image ci-dessus
Même image avec flou gaussien et relèvement du contraste.
On constate que les champs de +/-150 gauss sont parfaitement détectés. La limite de détection semble se situer aux alentours de +/- 50 gauss ce qui est bien dans la fourchette estimée plus haut.
En dessous de ces valeurs le signal est noyé par le bruit.
A comparer au magnétogramme de référence du Mont Wilson.
L'image magnétogramme complète du 24 juillet 2006 est disponible en cliquant ici

Comparaison entre notre résultat au SHG Juillan et l'image de référence fournie par le magnétogramme Soho MDI : résultat satisfaisant.

Les passages nuageux avec lesquels il a fallu composer pour trouver des lucarnes de 6minutes pour prendre ces images magnétographiques ne m'a pas permis de faire aussi des images de la même région en Ha.

Ciel très voilé par nuages d'altitude, transparence médiocre et passages nuageux fréquents!
Notre magnétogramme manque de contraste et de netteté.

La situation au limbe ne rend pas le travail facile...

 

NOAA AR0905
est la seule région active le 29/08/2006

Des champs de l'ordre de +/- 100 gauss sont mis en évidence. L'image de référence SOHO MDI est au centre

J'ai tenté ce jour-la une observation complète de la région active NOAA 0905. Outre le magnétogramme maintenant habituel, j'ai imagé la région en Ca II k, autour de Ha et fait un dopplergramme ainsi qu'une image spectrohéliographique dans le continum proche de Ha. Les résultats sont présentés ci-dessous.

Une seule région vraiment active encore, NOAA 0905b dont on peu suivre l'évolution entre le 29 et le 30 août 2006.

 

Le Soleil, le 30 juillet 2006, en lumière blanche.

 

La même région observée le même jour en Ha et dans le calcium CaII K3 (le nord céleste est en haut).

30 août 2006, 13h17 TU, SHG Juillan: Exploration en longueurs d'onde autour de la raie Ha

SHG Juillan,30 août 2006.
On a fait figurer les traces des taches et des filaments en surimpression sur nos images.
Dopplergrammes fausses couleurs: bleu = vers l'extérieur du Soleil (blueshift), rouge-jaune = vers l'intérieur du Soleil (redshift).
Sur l'image du milieu en bas le vert indique une vitesse nulle, traduite par le blanc sur l'image en bas à gauche.

Traduction des dopplergrammes en vitesses:
On peut mesurer le décalage spectral et donc en déduire les vitesses sur les parties des spectres correspondant aux repères verts et rouges des image dopplergrammes presentées ci-contre en deux versions: fausses couleurs à gauche et monochrome à droite.
Les décalages observés sont de l'ordre de 20 à 60 km/s vers le rouge ou vers le bleu suivant la région.


A gauche, médiane de 3 magnétogrammes SHG Juillan issus du fichier 061102_gd6302_3 à 10h18 TU.
A droite, le magnétogramme de référence SoHo MDI
smdi_maglc_fd_20061102_1605.gif


Les résultats obtenus.

Ces résultats, que je n'osais pas espérer il y a peu, confirment que la magnétographie solaire est à la porté des observateurs amateurs en utilisant un spectrohéliographe de construction artisanale. Je tiens à remercier FREDRICK VEIO qui révait de voir ce but se contrétiser et je suis heureux d'avoir participé à la belle aventure qu'il a impulsé et fait vivre depuis 40 ans. Le site de Fred Veio est d'une rare richesse en renseignements de trous ordres. A consulter absolument!
Aujourd'hui, 16 août 2006, SOLIS vient de déceler les premiers indice du début du nouveau cycle solaire. Les cibles intéressantes vont donc se multiplier!
De belles observations en perspective...

 

 

 

Bibliographie

Notre page sur la polarisation: http://astrosurf.com/rondi/theo/polarisation/index.htm
Howard, Robert F., “The Mount Wilson Solar Magnetograph: Scanning and Data System”,Solar Physics, Vol. 48, June 1976.
Babcock, Horace W., “The Solar Magnetograph”, Astrophysical Journal, 118, 387 (1953)
The Magnetograph (Solar Physics, mars 1963 pages 476 à 479)
Pour aller plus loin...

Index spectrohéliogaphie

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