13 September 2004 observation


Instrument : lunette Takahashi FS-128 diaphragmée à 50 mm, spectrographe LHIRES2 et webcam Philips ToUCam Pro couleur non modifiée. Turbulence forte.
 


Image composite en Ha (assemblage de 5 balayages) réalisé à 7H30 TU.
La bande passante spectrale équivalente est de 0,22  Angstroms.

Détails de la principale zone active


Image de la photosphère à la longueur d'onde de 6561.5 Ansgtroms à 14H10 TU


Image Ha à 13H55 TU (bande passante de 0,22 A).


Image Doppler à 14H10 TU (soustraction des ailes de la raie Ha à ± 0,6 A du centre). Noter l'impression de relief dégagée par les protubérances, qui entourent une zone éruptive.


Image réalisée dans la raie de l'hélium à 5878 A (somme de 5 scans à 12H50 TU)


La photosphère observée à 6301,29 Angstroms (bande passante de 0,07 A).


Différence entre l'image dans la raie Fe I située à 6301,51 A et la moyenne du signal observé à 6301,29 A et 6301,73 A. Somme de 9 spectrohéliogrammes acquis autour de 13H30 TU.


La photosphère observée à 6302,28 Angstroms (bande passante de 0,07 A). 


Différence entre l'image dans la raie Fe I située à 6302,50 A et la moyenne du signal observé à 6302,28 A et 6302,72 A. Somme de 9 spectrohéliogrammes acquis autour de 13H30 TU 

 L'animation ci-après montre en alternance l'image de la photosphère et l'image dans la raie rouge de l'hydrogène :

Les détails observés dans les raies du fer à 6301,5 et 6302,5 A sont peut être associés au champ magnétique solaire. Ces raies ont justement été choisi car elles sont particulièrement sensibles à ce champ (le facteur de Landé, qui mesure cette sensibilité, est respectivement de 1,67 est 2,50 - alors que la valeur maximale est de 3). On les utilises couramment pour observer l'effet Zeeman et dresser les cartes du champ magnétique solaire. Cependant, la manifestation de l'effet Zeeman (décalages des raies, asymétries, ...) est très discrète à la résolution du spectrographe LHIRES2. C'est une observation difficile. On se contente ici de mesurer la variation de l'intensité du centre des raies Fe I par rapport au continuum voisin. Ceci ne constitue pas la mesure proprement dite du champ magnétique tel qu'on l'entend habituellement (champ transverse, longitudinal), mais un mélange de phénomènes faisant intervenir le champ magnétique. On peut remarquer que les détails observés sont les mêmes pour les deux raies étudiés du Fe I, ce qui conforte l'idée que les détails vus sont bien réels. Il y a en outre une assez nette décorrelation entre les taches photosphériques et le "champ" observé, ce qui semble exclure un problème d'actéfact de calcul. L'animation ci-après montre en alternance l'image de la photosphère et la "carte" du champ magnétique calculée. Une tentative de détection de l'effet Zeeman a été reconduite 25 septembre 2004.

L'image ci-après montre la partie du spectre avec les deux raies du Fe I observées (les longueurs d'ondes vont croissantes de gauche à droite) :

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