29 March 2006 total solar eclipse

As Sallum - Egypte

N  31° 34' 12"
E  25° 06' 55"

Astrophysical Institute of Paris / CNRS

Mission directed by Serge Koutchmy

Images and processing by Christian Viladrich

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Processing : angular radial mark + unsharp mask + log visualisation -
Note : radial and azimuth variations of corona brightness are reduced by processing
Orientation : celestial North is up - East is right
(Full-resolution image)
 

Instrument used :
Takahashi FSQ 106 mm refractor with X1.6 extender - Approx focal lenght = 800 mm - Green Filter
Scale : 2.1 arcec/pixel
SBIG STL 11000 M CCD camera with Kodak KAI- 11000 detector
Total exposure : 26 ms (= 4 x 4 ms and 2 x 5 ms exposures)
Acquisition time (UT) : 10:38:14 - 10:39:04 - 10:39:40 - 10:40:17 - 10:40:53 - 10:41:39
Astrodon I-series green filter transmission curve :

 

Other experiments from IAP/CNRS mission

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Observation of a narrow linear jet in the North pole coronal region
Width of the jet :  4 to 5 pixels, i.e 8 to 10 arcsec

Processing : gaussian mask + unsharp mask + log visualisation
(Click on image for full-resolution image)

Preliminary comments (S. Koutchmy /IAP) - More infomation at : http://www.iap.fr:
Le jet fin quasi linéaire situé un peu à l'ouest du pôle Nord est un exemple remarquable de ces structures peu étudiées dans la couronne à cause de leur finesse et sans doute de leur durée de vie assez courte. Ce jet fin est très intéressant : c'est un des meilleurs exemples de jets éphémères (redécouverts en dehors des observations d'éclipses, bien incapables d'y voir des variations temporelles notoires à cause de l'absence de couverture suffisante dans le temps) qui ont été étudiés avec les expériences Lasco et EIT de SoHO (en corrélant des observations EIT d'émissions UV avec des observations Lasco en lumière blanche - travaux de H. Wang aux USA notamment).
La largeur de ce jet est de l'ordre de 4 à 10 secondes d'arc et sa longueur est d'environ 10 minutes d'arc, donc au moins 100 fois plus. Il faut mesurer soigneusement son indice de couleurs pour vérifier s'il est supra-thermique (effet Compton inverse), ce que suggère sa rectitude. Des structures de ce type sont aussi d'excellents candidats pour expliquer le vent solaire rapide.
À remarquer que ce jet n'a pas clairement de pied ancré à la surface (il "apparaît" mieux à partir d'une certaine hauteur, ce qui est bien mystérieux : comment appliquer l'équation de conservation de la masse comme pour un écoulement/flot ? Sans doute faut il revenir à l'image originale et ne pas faire de conclusion hâtive sur cette image traitée. L'hypothèse quasi-stationnaire est difficile à éviter, même s'il s'agit de reconnexions magnétiques, ce qui est assez difficilement soutenable à priori dans une région polaire considérée souvent comme uni-polaire. Le jet est sans doute collimaté, à cause du rapport observé diamètre/longueur.
La section du jet est quasi-circulaire et ce n'est donc pas un feuillet vu par la tranche comme la plupart des plumes polaires beaucoup plus "larges" par ailleurs (plutôt 50 seconds d'arc). Il faut donc étudier comment sa section varie dans l'espace... Assez remarquablement, il est entouré par une couronne polaire qui, à cet endroit, est plus sombre (couronne moins dense, donc pression gazeuse plus faible) suggérant que le champ magnétique y est plus fort

Conditions of observations :
An estimation of the instrumental + atmospheric spread function is worthwhile in order to give some indications of the true width of the jet.
The typical FWHM obtained with this intrumental setup, at night when seeing conditions are favorable, is between 1.0 and 1.2 pixels (i.e 2.1 to 2.5 arcsec). These values are measured by fitting a gaussian curve to the measured profile of a star (Prism V6 software).
The seeing conditions were very good during the eclipse as proved by the sunspot images taken during the partial phases.

Method of evaluation :
As no star could be visible during totality because of the short exposure eclipse images, the FWHM was estimated from the limb profile of the moon.
A theoritical limb profile (white to black in one pixel) was convoluated with a gaussian function of increasing sigma and compared to the measured the limb profiles along East-West and North-South direction.

Results :
The FWHM was found to be close to 1.0 pixel (2.1 arcsec) on the individual raw images as well as in registered images (variation of 85 to 90% of full brightness range in 3 pixels).

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