Activités

Ombres et lumière

1. Institut d’Astrophysique Spatiale-Univ.Paris XI ; Bât. 121 ; Orsay Cedex e/mail :
2. Institut d’Astrophysique de Paris-CNRS ; 98 Bis Bd Arago ; Paris 75014

L’éclipse du 11 août 1999 et la couronne: un premier bilan scientifique

 

A- Découvrir la couronne solaire.

Le spectacle donné par une éclipse totale de Soleil est en soi magnifique, mais il est aussi une occasion très rare pour les physiciens solaires d'étudier cette couronne superbe dont s'orne le soleil lorsqu'il a rendez-vous avec la Lune, voir par exemple le poster inséré dans le numéro précédant de l’Astronomie.

Historiquement, les scientifiques s'intéressaient aux éclipses dans le but de déterminer l'origine de l’anneau brillant qu'on appella plus tard la couronne : est-il solaire ou bien est-ce l'atmosphère de la Lune diffusant, par exemple, des rayons solaires rasant les bords irréguliers de l’astre (ce qui était l'opinion de Kepler en 1567, de Halley en 1715 ou de F. Arago en 1848) ? La question fut réglée partiellement en 1860, quand deux astronomes (l'anglais Warren de la Rue et l'italien Angelo Secchi) observèrent la couronne de deux lieux éloignés de 500 km l'un de l'autre. Ils virent des structures très contrastées qui n’étaient autre que des protubérances et purent réaliser que si une protubérance appartenait à la Lune, ils la verraient bien différemment. Ce ne fût pas le cas, la protubérance (qui était de type calme et avait eu le bon goût de ne pas trop changer de structure, tout au moins à la résolution de leurs observations !) présentait le même aspect: elle était donc beaucoup plus lointaine que la Lune et donc solaire… Ce fût aussi confirmé lorsqu'on remarqua que les variations de l'allure de la couronne et notamment la distribution des "plumes" observées aux pôles suivaient celles du cycle d’activité des taches sur le Soleil. Néanmoins, une certaine confusion a régné durant des décennies sur la nature de l’anneau brillant de couleur argentée qui est dévoilé durant la totalité : particules électriques ou grains de poussières ? Résultats de flots de plasma provenant de taches magnétiques, de puissantes éjections solaires provenant des éruptions ou bien particules accrétées venant des confins du système solaire ?

Les aspects "magiques" des observations d’éclipses se sont heureusement atténués dès 1931, du moins pour les physiciens solaires (qui en bénéficient le plus, sur le plan strictement scientifique), grâce à l’invention géniale de B. Lyot qui montra le premier qu’il est possible d’observer la même couronne …en dehors des éclipses totales de Soleil grâce au "coronographe", instrument occultant artificiellement le disque solaire.

Les physiciens cherchèrent ainsi à étudier la composition de la couronne et la nature du gaz qui la constitue, à l’aide d’observations spectroscopiques. Dès l’éclipse de 1869, l’américain Young observa une raie de couleur verte, inconnue jusqu'alors. Elle fût attribuée (à tort) à un nouvel élément chimique : le coronium. Même si cette découverte était interprétée de manière erronée, cette raie verte étant en réalité émise par un élément connu (le fer ionisé 13 fois), elle est à l'origine d'un des plus grands mystères de la physique solaire et de l’astrophysique tout court (encore non résolu aujourd'hui) : celui de la température élevée de la couronne, le fer ne pouvant émettre cette raie verte que s'il est chauffé à une température de deux millions de degrés, alors que la surface du Soleil n'atteint pas 6000 degrés. La source de ce chauffage, qui est pourtant bien solaire (on a éliminé depuis longtemps l’hypothèse exotique de particules extra-solaires chauffées en "tombant" sur le Soleil) n’est pas identifiée. Néanmoins, les éclipses ont permis de comprendre de manière assez définitive, pourquoi une composante étrangère dite couronne F, se superpose toujours à la vraie couronne solaire : cette composante est constante dans le temps, non polarisée et assez symétrique. Il s’agit de la lumière venant des poussières interplanétaires et un modèle très précis a pu être proposé pour la décrire (voir la Figure 1 et p. 117 du numéro spécial de l’Astronomie, vol. 113 de mai 1999) ce qui permet aujourd’hui une étude beaucoup plus sûre de la vraie couronne (autrefois appelée couronne K), formidable extension de l’atmosphère magnétique de notre Soleil. C’est l’origine, la nature et l’évolution de cette couronne que les astrophysiciens étudient grâce aux éclipses. Pour une présentation plus détaillée de ces différents aspects des éclipses totales, ainsi que de bien d’autres aspects encore, nous renvoyons le lecteur à l’ouvrage récent " Eclipses Totales " publié chez Masson par P. Guillermier et S. Koutchmy (plus loin, la référence à ce livre est indiquée avec " ET ").

B- Faut-il encore utiliser les éclipses pour étudier la couronne ?

Après plus d'un siècle d’observations de la couronne, on poursuit toujours les éclipses dans le but (principal) de comprendre le mécanisme physique qui peut chauffer le plasma de la couronne à de telles températures et qui est, pour l’essentiel, responsable de la perte de masse de l’atmosphère du Soleil et des flots de particules énergétiques qui alimentent le vent solaire. En un siècle, de nombreux progrès instrumentaux furent effectués, avec en particulier dans les sites de montagne, les observations spectro-polarimétriques au coronographe de Lyot. Bien entendu ce remarquable instrument n’a pas du tout rendu obsolète les observations d’éclipses totales et Lyot lui-même l’avait bien compris, puisqu’il consacra les dernières années de sa vie (1945-1952) à ce type d’observation et réussit à obtenir de remarquables spectres (voir ET). Seule en fait la partie très interne de la couronne peut être étudiée au coronographe, à cause de la lumière parasite produite par l’atmosphère terrestre, voir Figure 1, et les composants optiques de l’instrument. Plus récemment, le lancement dans l'espace de tels coronographes à bord de la sonde SoHO par exemple, a permis de s’affranchir du voile atmosphérique, et du même coup, des aléas de la météorologie.

Figure 1a

Figure 1b

On peut alors se demander pourquoi continuer à observer les éclipses au sol, surtout depuis le lancement de SoHO fin 1995 ? Notons d'abord que l'occultation artificielle créée par l'instrument spatial n'atteint jamais la qualité de l'occultation par la Lune (plus l'occulteur est loin de la pupille, meilleure est son " image " dans le plan image de la couronne) : l'occultation artificielle du coronographe souffre beaucoup de la diffusion de la lumière par l’occulteur et aussi, par les composants optiques, même si leur confection atteint aujourd’hui presque la perfection. Cela est illustré sur la Figure 2 (image Lasco C2/SoHO obtenue durant l’éclipse) où l'on distingue le bord du disque occulteur du coronographe, bien plus large que le disque solaire, masquant ainsi une importante partie de la couronne (calculée en terme de masse de la couronne, cette partie manquante de la couronne est supérieure à 80%). A noter que cette image a déjà été traitée pour éliminer les franges d’interférence, mais ce traitement ne peut être efficace à 100%. Pour terminer sur les défauts d’un occulteur externe, signalons le problème posé par son support qui fait ombre sur la pupille et cache une partie de la couronne, comme sur les images du coronographe spatial C3 de SoHO. Ce défaut a été corrigé sur le coronographe C2, grâce à une conception originale de l’occulteur dont le prototype a été développé à l’IAP.

Figure 2

Une autre raison d'observer depuis le sol est la limitation du flot de données qu'un satellite peut envoyer sur Terre (la "télémesure"). Cela limite considérablement le nombre d'images transmises et empêche l'observation à haute cadence temporelle (de l'ordre de la seconde ou moins) de la couronne. Or un des phénomènes pouvant expliquer le chauffage semble être lié à l'existence d'ondes d'assez hautes fréquences, ce qu'un satellite ne peut donc observer. Une autre limitation d'un engin spatial est la résolution angulaire. En effet, il faut un instrument optique de grand diamètre (et de grande focale) pour donner une image de la couronne complète avec une bonne résolution angulaire, ce qui va à l'encontre des fortes contraintes de poids sur un engin spatial. On peut d'ailleurs rappeler que le coût d'une mission d'observation d'éclipse au sol (quelques centaines de milliers de francs) n'a rien à voir avec celui d'une mission spatiale (quelques centaines de millions de francs...).

Pourtant, une éclipse totale permet d’accéder, durant il est vrai quelques instants seulement, à la couronne blanche du domaine visible et proche infrarouge, celle qui de loin produit le plus grand nombre de photons par seconde. On sait depuis longtemps que la résolution des observations, c’est à dire la qualité des diagnostics effectués sur l’objet étudié (qui est de plus très variable dans le temps) est directement liée à ce flux de photons : en langage plus simple, plus l’objet est brillant, plus il pourra être étudié dans le détail. Ceci est également vrai pour la spectroscopie avec des raies d’émission très brillantes accessibles lors des éclipses. Dans ce sens, les éclipses totales restent et sans doute pour encore longtemps, des instants précieux.

A noter enfin l’intérêt grandissant de ces observations quand elles sont effectuées simultanément avec des observations dans l’extrême ultraviolet du Soleil, par exemple avec l’expérience EIT de SoHO qui observe au point de Lagrange L1, à environ 2 millions de km de la Terre (avant, pendant et après la totalité) et qui s’avèrent extraordinairement complémentaires dans le domaine des étalonnages. De nombreuses images étaient également collectées à l’aide des coronographes Lasco sur le même observatoire spatial. La même couronne est alors observée simultanément dans des domaines spectraux totalement différents (voir par exemple les images présentées sur la couverture de ce numéro). D’autres images ont été réalisées grâce à un télescope encore plus performant en résolution spatiale (mais sur des champs plus limités) qui orbite autour de la Terre, sur la plateforme TRACE de la NASA. Et enfin, le télescope SXT de Yohkoh a également, comme d’habitude, fournit de précieuses images du disque solaire, quelques heures après la totalité, dans les rayonnements X mous.

C- Comment étudier aujourd’hui la couronne d’ éclipse ?

Les diverses observations scientifiques réalisées durant la totalité se divisent en deux : imagerie et spectroscopie.

I- La spectroscopie qui, malgré une information spatiale en général à une dimension (le long de la fente du spectrographe), est très intéressante, car on peut tirer des informations physiques importantes à partir de l’analyse du profil des raies spectrales émises par les ions surchauffés de la couronne ; ces raies sont aujourd’hui assez bien répertoriées. Ainsi :

- la largeur d'une raie renseigne sur la température des ions émetteurs, ainsi que sur la turbulence du milieu (mouvements relatifs à différentes échelles, depuis les échelles microscopiques jusqu’aux échelles qui peuvent être résolues). Plus que de turbulence, on parle de vitesses non thermiques, qui pourraient caractériser la propagation d'ondes ;

- un éventuel décalage Doppler (déplacement de la longueur d'onde centrale) indique un déplacement dans la direction de l'observateur ou à l'opposé (mouvements macroscopiques relativement bien résolus) ;

- l'intensité relative de différentes raies peut aussi permettre de mesurer la température et la densité des ions du milieu émetteur. Néanmoins, une difficulté subsiste : les abondances des éléments peuvent aussi varier, suivant les structures considérées, et une étude plus fine est alors rendue nécessaire.

Cette méthode spectroscopique bénéficie des progrés de la technologie des détecteurs, à commencer par les films ultrasensibles tels que le T-Max 3200 de Kodak poussé au développement à plus de 15 000 ASA. La caméra CCD (voir plus loin) permet évidemment des progrés par rapport au film, mais on sait combien son utilisation est délicate et coûteuse dans les conditions très spécifiques d’une éclipse où des astronomes professionnels ont été victimes de ses caprices. Pour terminer sur ce chapitre, il faut noter qu’une variante évidente de ces méthodes spectroscopiques conduit à l’imagerie monochromatique sur des champs limités, avec filtres ultra-étroits et étalon de Pérot-Fabry, y compris en mode rapide pour la recherche des ondes. En y ajoutant une analyse polarimétrique et sur certaines raies coronales seulement, il est même possible d’aborder la mesure du champ magnétique coronal comme projette de le faire en 2001 une équipe meudonnaise.

II- L'imagerie, beaucoup plus spectaculaire (à condition d’aller au delà de la photographie traditionnelle qui ne permet que de voir une espèce d’anneau brillant, voir plus loin), permet de distinguer les nombreuses structures que dessine le champ magnétique dans la couronne (voir ET). Sachant que le rayonnement émis par la couronne est celui du disque solaire diffusé par les électrons libres de la couronne, il est possible de montrer que la brillance de la couronne est directement et linéairement reliée à la densité du plasma coronal. Mais l'imagerie se heurte à un obstacle de taille : la brillance de la couronne varie énormément dans la direction radiale ; elle décroît de plusieurs ordres de grandeurs en allant du bord du disque à seulement 2 ou 3 rayons solaires, voir Fig.1. Ceci est évidemment une conséquence des effets de la gravité solaire qui impose, même à la température élevée de la couronne, une chute de la densité du gaz ionisé caractérisée par une échelle de hauteur de l’ordre de 100 000 km. Il existe plusieurs méthodes plus ou moins complexes qui permettent d’enregistrer correctement les informations, telles que la compensation de cette forte variation radiale pour obtenir un contraste satisfaisant, depuis la couronne interne jusqu’aux structures lointaines :

a) Le filtre neutre radial "mécanique", par rotation d'un occulteur partiel, méthode ancienne plus ou moins abandonnée en faveur de la 2^ème méthode; ce type de filtre ne semble pas avoir été utilisé en 1999.

b) Le filtre neutre radial optique, composant assez coûteux, mais c’est la méthode préférée des professionnels car elle est quasi-parfaite et nous l’avons adoptée depuis 1968. Sa mise en œuvre reste cependant délicate et il faut féliciter J. Rénier (voir l’ image de la couronne sur la couverture du précédent numéro de l’Astronomie de sept. 99) d’avoir réussi à la mettre en œuvre, grâce à du matériel IAP que nous lui avions prêté. Une tentative pour développer ce composant à l’usage des astronomes amateurs a été faite en France en juin 1999, mais l’attention des industriels concernés était beaucoup trop concentrée sur les fameuses "lunettes d’éclipse", dont la vente était bien plus lucrative… à suivre !

c) L'occultation partielle hors du plan focal, à l’aide d’un masque opaque circulaire; cette méthode un peu imparfaite, car elle réduit la résolution de l’image dans les parties basses de la couronne, donne néanmoins d’excellents résultats, voir le cliché de P. Martinez et coll. obtenu en 1998 et, auparavant, ceux de F. Diego et A. Lévy par ex. (voir illustrations dans ET99). Conjuguée avec une analyse polarimétrique de la couronne, cette méthode est encore plus efficace et certains professionnels l’ont utilisée dans le passé mais nous n’avons pas eu connaissance de résultats en France en 1999 (par contre, F. Diego nous a envoyé une image obtenue avec cette méthode par A. Lévy en Roumanie).

d) La reconstruction numérique de l’image par composition de clichés traités à l’ordinateur et qui ont été pris, de préférence, avec des temps de pose différents. Cette méthode est apparue récemment (1991, voir les exemples dans ET), pour commencer grâce aux efforts d'amateurs et universitaires japonais. Elle se sert des outils informatiques développés autour d’ordinateurs genre PC relativement puissants : scanners " photo ", CD, logiciels de traitement d'images, etc... Elle reste encore perfectible (problème des corrélations sur les détails de la couronne, utilisation empirique de filtres spatiaux, analyse de la polarisation linéaire impossible, coût, etc.) mais des progrés importants sont enregistrés et les résultats sont impressionnants (voir notamment les images de F. Espenak sur son site Web et la Fig. 7). Grâce à ces succès, une nouvelle race d’observateurs d’éclipses est apparue et il faut s’en réjouir. Par ailleurs, l’usage des logiciels de traitement d'images se généralise et il semble aujourd’hui impossible de s’en passer pour "montrer" une image. Ceci est valable pour toutes sortes d’images et il devient de plus en plus difficile, lorsqu’on n'est pas un expert, d’évaluer des images de couronne... Sans doute l’aspect purement artistique est-il important, mais il ne doit pas passer devant les aspects scientifiques, quand ceux-çi sont présents évidemment. Il s’agit d’un vieux débat qui dépasse largement le cadre de cet article. La Fig.3 est une reproduction d’une image produite par Denis Fiel (Club le Télescope d’Ivry), à partir de 2 bons négatifs de temps de pose très différents. Cette image que nous utilisons plus loin, montre comment, avec quelques heures de travail sur PC, il est possible de réaliser une image intéressante.

Figure 3

e) Enfin, il faut noter que quelle que soit la méthode d'observation retenue, l'usage de caméras CCD (Charge Coupled Device en anglais ou détecteurs à transfert de charges, en français) amène des améliorations considérables par rapport aux modes classiques de détection que sont les films photographiques. Ces caméras procurent en effet beaucoup d'avantages : linéarité du signal détecté, grande dynamique dans les intensités, excellent rapport signal sur bruit, très bonne reproductibilité des résultats, à commencer par la matrice du bruit d’obscurité qui peut être soustraite, etc. Tout cela en fait un outil indispensable de l'astrophysique en général. Néanmoins, leur usage aux éclipses semble plutot réservé à des expériences spécifiques comme la spectroscopie, la polarimétrie et l’imagerie monochromatique. Pour l’imagerie en lumière blanche, signalons que l’équivalent du film couleurs n’existant pas encore (il n’est pas question ici des caméras CCD pour la photo instantanée dont l’usage ne se prête guère à la photo scientifique, mais cela peut changer dans l’avenir !), une image reconstruite à partir d’images filtrées individuelles serait sans doute du plus bel effet, mais nous abordons là de nouveau le débat " Science ou Art ? " à ceci près que l’analyse de l’indice de couleur des structures est une question à part.

D- Observation de la couronne d’éclipse à Chadegan (Iran)

Ces observations, dont nous allons évoquer maintenant les résultats les plus remarquables, ont été préparées depuis longtemps à l’Institut d’Astrophysique de Paris (CNRS), en collaboration avec une équipe de l’Institut d’Astrophysique Spatiale (Université d’Orsay) et un groupe d’amateurs de la SAF. Cette collaboration s’est forgée à l’occasion d’éclipses précédentes, notamment au Chili en 1994 et à la Guadeloupe en 1998. L’opération a été en partie soutenue financièrement par divers organismes officiels en France (l’INSU, le CNRS et le Service culturel de l’Ambassade de France à Téhéran) et à l’étranger (ex : Baader en Allemagne).

L’Université de Tabriz en Iran (Prof. A. Adjabshirizadeh et coll.), ainsi que l’Ecole d’Astronomie de Isfahan, nous ont offert sur place une aide qui s’est avérée très efficace. Un site de montagne (2200 m.), situé à environ 150 km de Isfahan, près de Chadegan, avait été choisi pour les observations. Nos collègues iraniens se sont chargés de la plupart des formalités (considérables) de dédouanement de notre matériel d’observation (env. 350 kg) dans les temps impartis, grâce à l’intervention de nombreuses personnes, car ce pays a adopté des rêgles pour les importations extrêmement protectionnistes. Par ailleurs, les conditions logistiques se sont avérées excellentes et nous avons pu implanter correctement notre matériel tout près de confortables villas. Notre équipe, au complet à partir du 4 août 1999, comprenait 11 français, pros et bénévoles de 24 à 84 ans (F. Baudin; K. Bocchialini; P-A. Grorod; S. Koutchmy; P. Lamy; C. Leroux; R. Leguet; J. Lochard; G. Mahoux; J. Mouette; R. Robley), et 4 iraniens dont A. Adjabshirizadeh et M. Laal Aali, étudiant à l'Université de Tabriz.

Le ciel durant l’éclipse totale du 11 août était très pur et tout s’est déroulé à peu près nominalement (expériences de spectroscopie et d’imagerie notamment), malgré quelques difficultés sur du matériel optoélectronique et des parties mécaniques. Ainsi l’une de nos caméras vidéo-CCD de l’expérience spectroscopique refusa obstinément de fonctionner quelques heures seulement avant la totalité (alimentation défectueuse)… Par ailleurs, une foule considérable, y compris des membres importants du gouvernement et de l’armée iranienne, s’était rassemblée sur le même site, preuve de l’engouement considérable qu’a suscité cet événement en Iran. Néanmoins, la présence d’un grand nombre de personnes dans notre voisinage s’est avéré, durant les minutes qui ont précédé la totalité, comme un élément plutôt perturbateur et cela explique en partie les quelques ratés que nous avons à déplorer (par exemple, le mauvais centrage du filtre neutre radial sur l'expérience principale d'imagerie, défaut qu’il est possible de corriger partiellement à l’ordinateur post-facto; ce défaut est sans doute dû à une mauvaise compensation des dérives du suivi du coelostat, ainsi qu’à une certaine dispersion des efforts durant les minutes fatidiques). Un film vidéo confectionné par J. Mouette et déjà programmé sur ARTE (mars 2000) relatera ces épisodes.

Des résultats préliminaires de nos principales expériences d’imagerie ont été mis à notre retour sur le site Web de l’IAP (http://www.iap.fr) et ont donc ainsi été largement diffusés.

Un premier article scientifique résultant de ces observations est publié par l'ESA (volume SP-448) et une affiche a été présentée à la conférence européenne de physique solaire de Florence, les 13-18 sept. 1999. Notre meilleure image de la couronne a été demandée d’ailleurs pour illustrer la couverture des compte-rendus de cette conférence. Une autre publication pour la revue "Astron. & Astrophys." est en cours de rédaction. Essayons de résumer les résultats les plus saillants.

1) Des raies spectrales sans trop de surprises (pour l’instant !).

Nous n’avons eu le temps que de faire une évaluation qualitative des résultats de nos 2 expériences de spectroscopie.

L’une est de caractère "global" et a fourni de très nombreux petits spectres sur toute la couronne, mais à très faible résolution spectrale. C’était aussi la première fois que nous utilisions une vidéo-CCD de type DV (Digital Vidéo avec 700 000 pixels) pour la spectroscopie et cela est plutôt bien réussi. Dans les spectres obtenus, seules des raies chromosphériques sont résolues. Néanmoins, il devrait être possible de mesurer la température électronique moyenne(ce qui était le but recherché) grâce à une étude très soignée de l’allure du continu de ce spectre produit par la lumière du disque diffusée par effet Thomson (voir C-II). Une recherche originale sera d’ailleurs entreprise à cette occasion : l’analyse de la couleur de la couronne électronique interne en vue de déterminer les conditions au limite imposées pour effectuer une mesure de l’effet Compton inverse qui est dû à la diffusion sur des électrons relativistes produits dans les régions éruptives, comme au dessus de la condensation coronale au NE.

L’expérience principale, à haute résolution spectrale (environ 0.06 nm, voir un schéma de l’instrument ainsi que des spectres typiques, dans l’article de l’Astronomie 1995, vol. 109 pp. 110-118 par S. Koutchmy et J-P. Zimmermann), était destinée à étudier la variation radiale des vitesses non thermiques dans la couronne, à partir de l’analyse du profil de la raie du fer 13 fois ionisé (Fe XIV) à 530.285 nm. Environ 25 bons spectres de couronne, plus quelques autres d’étalonnage, ont pu être enregistrés sur film T-Max 3200, dont le développement a été poussé à 15 000 ASA. Nous avons d'abord noté que la raie verte, formée à 2 millions de degrés Kelvin, est intense sur tous les spectres, et de chaque côté du bord solaire. Il est possible d’affirmer que cette température est donc présente partout dans la couronne. Ceci constitue peut être le premier résultat vraiment significatif : la température de cette couronne, il est vrai assez proche du maximum d’activité solaire, est considérablement plus élevée que celle des couronnes des années 1994-98. Même les diagnostics qualitatifs pratiqués par les équipes SoHO à la NASA et l’ESA s’avèrent quelque peu inexacts sur ce point. Ainsi l’expérience EIT/SoHO donne des images destinées à indiquer les variations spatiales de la température dans la couronne à partir du rapport des intensités dans 2 raies de l'extrême ultraviolet. Le rapport des températures entre régions polaires et régions équatoriales y est inversé. Cela résulte probablement d’une température moyenne de la couronne qui s’est considérablement accrue en 1999 du fait de l’émergence de nouveaux champs magnétiques à la surface. Il faudra donc ré-interpréter les images EIT à la lumière de nos résultats. Il est d’ailleurs assez remarquable de noter que nos images en lumière blanche, obtenues avec filtre neutre radial (voir Fig. 4), confirment immédiatement cette impression, grâce à l’interprétation des gradients radiaux des luminances qui sont une mesure des températures hydrostatiques et qui révèlent des valeurs élevées ici. Ceci n’est pas le moindre avantage d’avoir utilisé le même filtre neutre radial durant plus de 25 ans.

Figure 4

Pour ce qui est de la mesure des vitesses non thermiques, premier objectif de cette expérience, de nombreux spectres montrent la raie verte loin dans la couronne, mais l’examen visuel ne révèle aucun élargissement anormal du profil (en fait, plutôt l’inverse semble apparaître). On constate donc l'absence de signature claire d’une augmentation des amplitudes des ondes coronales qui se propagent vers l’extérieur. Quelques spectres montrent, près des bords de la Lune, des profils un peu plus étroits, mais il faudra une confirmation, par l’analyse plus poussée qui sera bientôt faite, pour se permettre des conclusions en terme de variation radiale de l’amplitude des ondes coronales dans le plasma porté à cette température de l’ordre de 2 millions de degrés. Néanmoins nous pensons répéter cette expérience extrêmement performante en 2001, mais sans doute en choisissant une raie moins "chaude". A noter en passant que 2 spectres réalisés au bord ouest, au voisinage de la protubérance très brillante, montrent près du bord lunaire des raies chromosphériques assez intenses autour de la " grosse " raie verte coronale, raies que nous n’avons pas encore totalement identifiées (certaines, du fer une fois ionisé par exemple, sont connues, mais d'autres sont plus difficiles à classer…).

2) De surprenantes images de couronne

A l’examen du cliché "filtre neutre radial" (voir Fig. 4) obtenu à Chadegan et en renforçant les contrastes, ce qui est d'abord visible est la structuration de la couronne: cette couronne est définitivement inhomogène, et ce à cause du champ magnétique. Ce sont en effet les lignes du champ magnétique qui façonnent les formes que prend le plasma coronal, ce qui est logique car, par définition, un plasma est un gaz de particules électriquement chargées, qui suivent donc les lignes du champ magnétique. La brillance des structures que l'on distingue sur ce cliché est due à la diffusion de la lumière de la photosphère (la surface du Soleil) par les électrons libres de la couronne (diffusion Thomson). La brillance est directement reliée à la densité de ces électrons, et en faisant (sans grand risque...) l'hypothèse que la couronne est globalement électriquement neutre, on remonte de la brillance à la densité totale de particules (voir ET).

Ce que l'on distingue ensuite est la division en deux grandes catégories de ces structures de la couronne : celles qui sont "fermées", qui forment par exemple des sortes de "bulbes", qui sont plus brillantes car plus denses; puis d'autres régions de la couronne, en général moins denses et où les lignes de champ magnétique sont ouvertes vers l'espace interplanétaire et laissent s'échapper un flot de particules qui va former le vent solaire (du moins sa composante la plus rapide).

Il faut noter que l'allure générale de la couronne varie fortement au cours du cycle d'activité magnétique (de période 11 ans ou 22 ans selon la définition retenue). Le cliché de 1999 correspond à une période proche du maximum d'activité. Les structures sont réparties dans un certain désordre tout autour du Soleil. Par contre, en période de minimum d'activité, les structures fermées se regroupent aux latitudes équatoriales laissant les pôles s'ouvrir en des "trous coronaux''. Cela donne à la couronne de minimum une allure aplatie, les lignes de champ prenant à grande échelle l'allure schématique d'un dipôle (voir ET).

Examinons en détail une ou deux de ces structures, voir la Fig. 4.

Tout d'abord, le "bulbe" visible à "7 heures" sur le cadran que forme le disque solaire, c’est à dire au SSE. Cette structure est un cas typique montrant la complexité de la physique coronale. On distingue au bord du disque une protubérance visible en rouge, ce qui signifie qu'elle est constituée de plasma relativement froid : en effet cette lumière rouge est principalement émise par de l'hydrogène qui n’est evidemment pas ionisé, porté à environ 10000 degrés K (raie spectrale Ha vers 656.3 nm). Tout autour de cette protubérance s'élèvent d’abord plusieurs arches fines mais sombres, puis très haut dans la couronne, une énorme structure assez symétrique, formant une arche en forme de bulbe ou de casque surmonté d'une pointe (d'où l'appellation anglaise de "helmet"). Cette arche est visible en lumière blanche, résultant de la diffusion de la lumière sur les électrons surchauffés de la couronne : la température dans cette arche est donc de l'ordre du million de degrés. La pointe du casque est souvent considérée comme le lieu d'un courant de matière s'échappant de la couronne vers le milieu interplanétaire (pointe que les anglophones appellent donc "helmet streamer"), mais il pourrait en fait s’agir d’effets de projection sur la ligne de visée de structures plus linéaires, étirées dans des directions un peu différentes par les flots du gaz ionisé...Ceci est plus apparent au dessus du pole Nord, sur le même cliché. A noter la direction, très éloignée de la direction radiale, de certains bords de jets ce qui implique qu’ils ne peuvent décidemment pas être stationnaires.

Un autre phénomène extrêmement intéressant sur le cliché filtre neutre radial est l’espèce d’arche quasi- sphérique qui s'élève assez haut dans la couronne (environ 0.65 rayon solaire soit plus de 4 échelles hydrostatiques de hauteur !) que l'on distingue à droite de l'image (à 2 heures au NO), voir Fig.5. Contrairement au cas précédent, aucun grand jet ne l’entoure ! La présence de cette arche est très importante quand on sait qu'une dizaine d'heures après l'éclipse, une énorme éjection de matière coronale (EMC ou CME en anglais) a lieu au même endroit, voir la Fig.6 faite de clichés de l'expérience Lasco-SoHO obtenus plus tard. On sait que l’essentiel de la matière qui sera éjectée en plus de celle contenue dans l’arche, est celle de la protubérance très dense que l'on voit en absorption près du disque au NO sur la Fig. 8. Il s’agit d’une mosaïque assemblée à partir d’images prises durant l’éclipse, par l'expérience spatiale TRACE en orbite polaire autour de la Terre. Une vue plus globale de l’éjection de protubérance et des structures dynamiques coronales l’accompagnant a été obtenue gràce à une séquence d’images EIT-SoHO assemblée en film accéléré, mais la place nous manque pour en parler. Ce phénomène d’arche dans les EMC a déjà été observé, mais jamais si près du Soleil et si longtemps avant la phase dynamique. Il est suggéré comme étant le précurseur probable de la EMC. Le cliché d'éclipse obtenu depuis Chadegan en Iran permet non seulement de voir cette arche proche du Soleil, voir   Fig.5, mais aussi de mesurer sa vitesse en le comparant à des clichés d'éclipse pris en France, voir l’image de D. Fiel sur la Fig. 7, en Roumanie ou en Turquie, voir l’image de F. Espenak Fig.7 (donc quelques dizaines de minutes ou plus d’une heure auparavant). En comparant les positions dans ces clichés, nous nous sommes aperçus que la structure en arche était à peu près immobile, alors que la matière éjectée durant la phase dynamique a typiquement des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde ! Les observations d'éclipse montrent donc ce précurseur bien avant l'EMC, bien plus près de la surface que ce qu'avaient montré de plus anciennes observations spatiales, et une stabilité relative, avant que l'équilibre ne soit rompu pour donner lieu à cette éjection très spectaculaire. Peut être sommes nous en présence de la boucle coronale de courant prédite par certains théoriciens pour expliquer les EMC, ou peut être faut-il attribuer plus d’importance à la partie sombre genre cavité coronale prisonnière de la boucle qui deviendrait instable au bout d’un certain temps, comme une poche de gaz qui éclate à la surface d’un fluide plus dense (poussée d’Archimède) ? L’examen de cette question demanderait un article entier ; signalons juste un aspect important de la question : l’observation éventuelle de structures spiralées dans la protubérance, durant l’éjection.

Figure 5

Figure 6

Une troisième structure intéressante est la région brillante visible à gauche de l'image (vers 11 heures). Cette forte brillance indique une forte densité : on a donné le nom de "condensation coronale" à ce genre de structures. Les conditions physiques y sont différentes de celles du reste de la couronne : la densité peut atteindre 10 fois la densité moyenne de la couronne, et la température y est aussi plus élevée, comme l'atteste des spectres obtenus par C. Buil (voir son site Web), ainsi que par D. Fiel, qui permettent de détecter l’émission de la raie jaune du calcium 14 fois ionisé, état atteint seulement pour des températures de 3.5 millions de degrés environ. Il s’agit d’une région encore active, siège d’éruptions et site d’accélération violente de particules. L’image collectée un peu plus tard dans les X mous par le satellite Yohkoh confirme cette impression. Un peu comme pour la région précédente, celle ci montre des éjections de matière qui s’échappe au dessus dans des canaux quasi-radiaux très faiblement courbés ; il s’agit donc d’éjections de type différent, plus faibles en quantité que pour les EMC mais plus rectilignes et radiales. Il serait évidemment intéressant d’appréhender ces électrons, sans doute relativistes, en utilisant des mesures d’indice de couleurs par exemple, car l’effet Compton inverse pourrait s’y manifester, mais cela est une autre histoire…Ce qui est le plus intéressant dans la condensation située plus près de la surface est sa structure thermique. Lorsqu'on regarde très en détail les clichés d’éclipse (malheureusement invisible à cette échelle), on perçoit un entrelacement de filaments visibles soit en lumière blanche (donc très chauds), soit émettant dans le rouge (donc froids car émis par de l'hydrogène non ionisé). De manière encore plus frappante que dans le cas du "helmet", on voit donc que du gaz froid (hydrogène neutre) et de la matière surchauffée (particules fortement ionisées) peuvent coexister, à la même altitude, dans des structures filamentaires semblables ! Seule l’influence du champ magnétique (et des courants électriques) peut expliquer cela. C’est parfaitement illustré par les images TRACE (Fig. 8 par ex.) à haute résolution dont il faudrait parler plus longuement. Mais c’est aussi prédit dans certains scénarii, dits de reconnexions magnétiques, calculés par des théoriciens de la physique des plasmas pour expliquer le chauffage violent du gaz accompagné de l’éjection de plasmoïdes denses dans la couronne.

Figure 7

Figure 8

E- CONCLUSIONS

Les missions d'observation de cette éclipse ont connu un succès qui se situe au-delà de tous les espoirs. De très nombreux sites Web en France et ailleurs en parlent abondamment. C’est grâce à l’activité du Soleil, qui s’approche de son paroxisme, d’une part, aux nombreuses observations spatiales en quasi-simultané effectuées ce jour là, d’autre part.

Dans cet article, seuls quelques points ont été abordés, car il eut fallu beaucoup trop de place pour couvrir tous les aspects scientifiques de manière exhaustive. Nous nous sommes plutot concentrés sur les résultats d’Iran où les meilleurs sites étaient disponibles. Ajoutons que nos partenaires et interlocuteurs iraniens se sont montrés extrêmement amicaux, souvent francophiles, efficaces et soucieux de nous satisfaire durant tout le séjour. A noter la barrière de la langue, même si l’usage de l’anglais semble se généraliser dans les Universités, et celle de la culture, qui nous est quelquefois bien étrangère. Une collaboration plus étendue sur les thèmes que nous avons abordés (physique coronale, magnétisme solaire, etc...) est nécessaire. Dès maintenant, des travaux en collaboration sont engagés à partir des nombreux résultats de l’éclipse. Les images quasi- simultanées faites dans l’espace (Missions Yohkoh  - dont la sonde a pris l'image de la    Figure 9, ndlr - SoHO et Trace) s’avèrent extrêmement interessantes et très complémentaires. Il faut avouer que la couronne elle-même s’est montrée coopérative, en offrant durant l’éclipse des régions typiques de l’activité coronale et solaire à notre " convoitise "... il semble même que des thèmes nouveaux puissent bientôt être abordés grâce à l’évolution des technologies des détecteurs. Il faudra mener certains de ces travaux à leur terme pour ensuite préparer l’éclipse prochaine du 21 juin 2001, au sud de l’Afrique, qui s’annonce comme une grande éclipse et qui est attendue par tous.

Figure 9

La Rencontre " Eclipses et Couronne Solaire ", qui aura lieu à l’IAP les 14-15 avril 2000, sera une autre occasion de faire le point sur les différents travaux engagés. Cette rencontre, ouverte aux Amateurs (voir Annonce dans ce numéro), verra la présentation de nombreuses observations effectuées lors des éclipses de 1998 et 1999, au sol et dans l’espace, notamment sur SoHO.

Enfin le concours photo organisé par la SAF est une contribution intéressante qu’il faudra suivre attentivement (voir annonce). En delà des usuelles images de protubérances qui sont d’ailleurs beaucoup mieux observées au sol avec un coronographe (...), cette exposition devrait conforter l’impression qui a été développée dans cet article : une éclipse totale est véritablement le meilleur moment pour étudier la couronne solaire et ses structures.