Essai de mise en évidence de l'oscillation 5mn.

Prise des spectrohéliogrammes:3 juillet 2005.
Un petit morceau d'un des deux scans montrant la raie du Ba+.

J'ai utilisé la raie du Baryum ionisé à 4554Å pour prendre 2 scans consécutifs dans le sens de la déclinaison, l'un nord-sud et l'autre sud-nord.
Ils ont été obtenus à 5 images par seconde et durent 300 secondes chacun, ce qui permettait un balayage quasi-complet du nord au sud du disque solaire.

 

La trace de ces deux scans est indiquée sur la figure suivante.

Leighton recommande d'en tirer des Dopplergrammes à partir à 4553.93Å et 4554.07Å soit pour nous un décalage de +/-2 à 3 pixels sur le scan comme indiqué sur le profil spectral ci-contre.


Comme d'habitude les images solaires monochromatiques sont reconstituées à partir des scans grâce à IRIS et à la commande scan2pic.

On dispose finalement des images
moins007ns,
plus007ns,
moins007sn,
plus007sn.

 

Les dopplergrammes que l'on en déduit sont:
dpns = plus007ns - moins 007ns.
et
dpsn = plus007sn - moins 007sn.

On obtient ainsi un Dopplergramme nommé dpns dont la colonne 1 est datée de 15h04m13s et la colonne 1500 de 15h09m13s.

Le scan retour duement retourné donne le Dopplergramme dpsn dont la colonne 1 est datée de 15h09m53s et la colonne 1500 de 15h14m53s.

 

Comme le décrivent R.Noyes et R. Leighton dans leur article "Velocity fields in the solar atmosphere: the oscillation fiel", la périodicité "5 minutes" dans le champ de vitesse verticale photosphérique peut être observé en comparant deux "Doppler Spectrohéliogrammes" obtenus par des scans successifs de la même région de l'image solaire.
L'intensité de ces spectrohéliogrammes en un point donné sur chaque image Doppler est proportionnelle au champ de vitesse dans le sens de la visée en ce point et au temps de pose durant lequel ce point a été observé.
Les différences d'intensité en des points correspondants sur deux images successives reflètent les changements de vitesse qui sont survenus entre les deux scans.
Si les deux images successives sont scannées dans des sens opposée, l'intervalle de temps varie continuement de quelques secondes à un bout de l'image à plusieurs minutes à l'autre bout.
Lorsque deux Dopplergrammes (dpns et dpsn) successifs sont soustraits on obtient une doppler différence (dd = dpns-dpsn) si les images sont parfaitement registrées point à point.
Le résultat est une image dont l'intensité en un point est directement proportionnelle à la différence des vitesses en ce point entre les deux instants qui séparent les scans en ce même point.
La fluctuation moyenne d'intensité locale sur l'image dd, ce que l'on traduit qualitativement par le mot "contraste local" est proportionnelle à la moyenne des différences locale de vitesse.
Invariablement sur les observations, un minimum de contraste apparait sur les images différences Doppler (dd) au positions correspondant à un intervalle de temps d'environ 300 secondes.
Celà indique que le champ des vitesses tend à se répéter au bout d'un intervalle de temps de 300 secondes.
Ci-contre à gauche le profil de la raie du Ba II (4554.04Å) obtenu lors d'un balayage nord-sud du Soleil. Les intensités varient de 500 à 675 pas codeurs.
Lors du calcul de la "dopper plate" suivant la procédure de Leighton, avec un décalage de 2 à 3 pixels de part et d'autre du centre de la raie, le dopplergramme obtenu présente une pente de 75 ADU par pixel au voisinage du centre de la raie. La dispersion spectrographique est de 39 mÅ/pixel, donc le dopplergramme traduit les vitesses à 0.5 mÅ/ADU soit 0.03km/s. C'est ce qui est représenté sur les échelles colorées ci-contre où une variation de 300 ADU du noir (0 ADU) au blanc (300 ADU) correspondant à la partie colorée en rouge des deux courbes.

Profil de la raie BaII( 4554Å).

Dopplergramme avec décalage de +/-3pix.

Echelles

  
Il faut attendre des conditions favorables pour tenter l'observation du phénomène.
J'ai attendu assez longtemps avant que ne soient réunies les conditions favorables.
- Un ciel pur parfaitement uniforme.
- Un Soleil le plus calme possible sans activité notable et sans plage active.
- La présence d'une minuscule tache facilitant la registration rigoureuse des scans. Cette dernière condition est essentielle ...et presque contradictoire avec le précédente.

Ces circonstances favorable ont été réunies le 19 octobre 2005.

Ci-dessous les images sont présentées avec l'axe nord-sud horizontal, le sud est à gauche. les deux scans sont parfaitement registés en utilisant la petite tache visible sur les images ci-dessous.

Un morceau du scan moins007ns avec la tache qui permet la registration rigoureuse des scans nord-sud
et sud-nord.
Le scan nord-sud entier redimentionné.L'original fait 1500x640 pixels pour un balayage de 300 secondes.
La doppler- plate nord-sud pour la raie Ba 4554.
La doppler- plate sud-nord pour la raie Ba 4554. Des variations de brillance sont notables.

Les deux dopplergrammes ci-dessus sont obtenus par différence des scans "centre raie +0.07Å" moins "centre raie moins 0.07Å".
Les parties brillantes fuient l'observateur, les parties sombres vont vers l'observateur. Une zone immobile par rapport à l'observateur se traduit par un gris uniforme.
On obtient donc ainsi une carte des vitesses de la matière au niveau où se forme la raie.
Ces images et les suivantes montrent les scans complets de 300 secondes mais ont été réduites d'un facteur 0.7 pour des raisons de mise en page.

Une nouvelle opération de différence est alors effectuée entre les deux dopplergrammes précédents. On voit que l'image obtenue a un niveau suffisant au-dessus du bruit pour être exploitable. Cette image appelée doppler différence (dd) par Leighton (dd = dpns - dpsn) fournit donc une mesure des accélérations de la matière dans l'atmosphère solaire à l'altitude de la formation de la raie Ba II. N'étant pas d'un gris uniforme on en déduit que les vitesses
ont changé au cours de la prise des deux scans successifs.

Or, la procédure d'aller et retour utilisée assure que le décalage temporel entre le passage de la fente du spectrographe sur un même point de l'image du Soleil varie linéairement entre 40s (délai d'enregistrement de la première image , d'inversion du sens de balayage et de rattrapage des jeux par sécurité),
et pratiquement 10minutes.

Cet écart temporel croissant est indiqué par les graduation sur les images ci-dessous.
On observe tout de suite la présence de régions "gris uniforme" à très bas contraste voisines de 4m30s et 10m30s correspondant à des mouvements en phase que la différence "annule" et à des parties en opposition de phase que la différence renforce en augmentant les contrastes voisines de 8m et 2m30.
On devine que la région manquante à droite de l'image au niveau 0 de l'échelle des temps serait en gris uniforme ce qui est bien normal.

La détection de l'oscillation solaire de période 5mn semble donc positive.

Différence entre les images dpns et dmsn. On note une alternance de corrélation et d'anticorrélation avec des écarts de temps voisins de 5mn entre les deux corrélations ou les deux anticorrélations successives.

On a essayé d'affiner l'estimation de la période d'oscillation en traitant l'image dd par autocorrélation.

Autocorrélation de l'image dd montrant une périodicité voisine de 518-20 = 498 pixels soit 284 secondes.

Modélisation.

J'ai essayé de synthétiser une image de doppler différence correspondant aux conditions de l'observation précédente, c'est à dire un balayage d'un diamètre polaire
nord-sud d'une durée de 300 secondes, un temps mort f de 40 secondes et un balayage retour sud-nord de 300 secondes.

Image schématisant les deux balayages consécutifs sur l'axe des pôles du Soleil. Les graduation en noir indiquent les temps en minutes écoulés depuis le début de chacun des balayages et la place de la fente du spectrohéliographe. On a noté f le temps mort entre les deux balayages (dans notre observation f = 0.67 minutes soit 40 secondes) et p l'abscisse d'un point donné de l'image sur l'axe nord-sud, exprimé en minutes comme sur la graduation en noir. La fente du SHG passe donc au point indiqué par la lettre p au bout de 1mn39 secondes après le début du premier balayage et elle repasse à la même position 2.(5-p)+f minutes plus tard soit pour notre cas 6 minutes et 46 secondes plus tard. C'est cet écart temporel variable avec p donc avec la position du point sur le Soleil qui fait tout l'intérêt de la méthode de Leighton pour la mise en évidence des écarts de vitesses radiales sur le Soleil en fonction du temps.

Si au point d'abscisse p évoqué ci-dessus la vitesse radiale de la matière varie périodiquement comme la fonction sinus, elle prend à l'instant t une valeur proportionnelle à:

au premier passage de la fente du SHG.
Elle repasse au même point à l'instant t+2.(5-p)+f et la vitesse radiale prend alors une valeur proportionnelle à

D'où une différence de vitesse radiale en ce point et entre ces deux instants de

Variation périodique d'amplitude:

L'image Doppler différence montrera finalement la composante suivant la ligne de visée soit

Il faut en effet tenir compte du fait que le mouvement d'oscillation étant radial on ne détecte que sa projection sur la ligne de visée.

Ci-dessous le graphique montre les variations de cette composante, normalisée à 1 au centre du Soleil, lorsqu'on balaye de Soleil suivant un diamètre.

Ci-dessous la traduction en image de cette vatiation d'intensité sur un motif uniforme de profil sinusoïdal.
Variations de l'amplitude algébrique du signal sur une Doppler différence.
Traduction en intensité sur une image de Doppler différence.
Ci-dessous, l'image synthétique correspondante.
On note une bonne correspondance entre l'image synthétique (en haut) et l'image issue des observations (en bas).

Conclusion.

Ces observations seront bien entendu à confirmer et à compléter en utilisant des longueurs d'ondes différentes et en variant le temps d'attente entre les deux balayages.
Affaire à suivre, donc...

Bibliographie.

L'article de Leighton cite les raies Fe 6102(+/- 0.1), Ca 6103 (+/-0.1), Ba+ 4554 (+/-0.7), Na 5896 (+/-0.11) comme étant intéressantes.

1959ApJ...130..366L
09/1959
Leighton, Robert B.
Observations of Solar Magnetic Fields in Plage Regions.

1962ApJ...135..474L
03/1962
Leighton, Robert B.; Noyes, Robert W.; Simon, George W.
Velocity Fields in the Solar Atmosphere. I. Preliminary Report.

1963ApJ...138..631N
00/1963
Noyes, Robert W.; Leighton, Robert B.
Velocity Fields in the Solar Atmosphere. II. The Oscillatory Field.