25 september 2004 observation

English summary: (1) Ha and helium D3 LHIRES2 scan of the active region 673. (2) Doppler image obtained by subtracting to images in opposite sides of a numerous Fe I lines (± 0,16 A relative to the center) in  the 6300 A spectral region. The observation reveal the Evershed effect, i.e. a nearly horizontal, radial outward flow of gas in the penumbrae of a sunspots; at a velocity of about 1 km/s. The appearance of the effect is a wavelength shift in the spectral lines observed from the east and west outer regions of a sunspot. The Doppler images show also possible supergranule cells. (3) The Zeeman effect in the core of a sunspot seem to be detected by the enlargement of some Fe I lines (only a signal nearly proportional to the intensity of the magnetic field is perhaps measured - it is not a true magnetogram!). The observation is not easy because the separation of the different Zeeman components from the normal position in zero magnetic field is 0.1 A and the spectral resolution of LHIRES2 is 0.2 A. Only a Zeeman broadening of lines is detected. The method used (the simplest) is the add of the signal in the wings of Fe I lines (this remove the Evershed and supergranule parasitic features). Mean of 5 distincts Fe I is computed.

La zone active majeure au moment de l'observation ce résume à une seule tache.

Les documents suivant donnent l'aspect de cette zone dans la raie Ha et dans les ailes de la raie (à 10H48 TU le 25/09). Les images sont dans leur échelle originale. La lunette est diaphragmée à 50 mm, la forte turbulence rendant inutile la pleine pupille de la lunette FS-128.

  
La même région observée dans la raie D3 de l'hélium à 5875.6 angstroms. A gauche, la différence entre l'image du centre de la raie et le continuum voisin. A droite, l'image de l'hélium ajoutée à une image en lumière blanche afin de localiser les plages faculaires par rapport à la tache. Le bord brillant au limbe est la chromosphère observée dans le lumière jaune de l'hélium (pas protubérances malheureusement). Voir aussi l'observation du 28 septembre 2004.

Le but principal de cette observation était de confirmer la possible mise en évidence du champ magnétique avec les moyens LHIRES2 (voir aussi l'observation du 13 septembre 2004). Une résolution meilleure que 0,1 A est nécessaire pour ce type d'étude, alors que LHIRES2 affiche un pouvoir séparateur de seulement 0,2 A environ. L'espoir est la détection des effets "indirects" du champ magnétique - au mieux son intensité, et pas une mesure proprement dite de ce dernier (intensité + orientation).

L'écartement des composantes du triplet Zeeman (division en trois parties des raies en présence d'un champ magnétique) est donné par la relation simple :

avec g, le facteur de Landé, qui donne la sensibilité de la raie au champ (la valeur est comprise en 0 et 3 suivant la raie), l₀ la longueur d'onde de la raie au repos en angstroms et H la valeur du champ magnétique en Gauss. Par exemple, présence d'un champ de 1000 Gauss, l'écartement des composantes du triplet est de ±0,056 A à la longueur d'onde de 6300 A pour un facteur de Landé maximal de 3. Les plus intenses champs observés dans une tache sont de l'ordre de 3000 Gauss. On voit que la mise en évidence de l'intensité du champ magnétique est du domaine du possible avec LHIRES2.

L'image ci-dessous identifie les raies spectrales dans la région du spectre utilisée. Cette région est choisie car elle contient les raies du Fe I à 6301,5 et 6302,5 A, souvent utilisées dans les magnétomètres. La tache de la zone active 673 est exactement bissectée par la fente. L'ombre de la tache est le trait sombre horizontal, encadré par la zone de pénombre. Les raies appartenant au spectre solaire sont indiquées en jaune et en vert. Les raies désignées en vert prennent naissance plus particulièrement dans les taches solaires. Le raies indiquées en bleu proviennent de l'atmosphère terrestre (oxygène atomique). La valeur de l'échantillonnage dans cette partie du spectre est de 0,076 A/pixel en couplant LHIRES2 avec une webcam N&B.

Un spectre obtenu en plaçant le fente sur la pénombre, du coté Ouest de la tache. La surprise lors de cette observation : les raies solaires apparaissent systématiquement déformée au niveau de la tache. L'amplitude de la distortion est de l'ordre de 0,1 angstrom, ce qui représente une vitesse de 460 m/s .

Un spectre réalisé en plaçant la fente sur la pénombre Est de la tache. La symétrie est inversée et l'amplitude équivalente.

La différence des deux spectres précédents, qui amplifie l'effet de distortion des raies. On peut noter que les raies telluriques (O2) ne sont pas affectées, ce qui démontre que le phénomène n'est pas d'origine instrumentale.

Après une petite enquête il apparaît que le déplacement des raies est dû à l'effet Evershed, découvert en 1909 par l'astronome du même nom. Cet effet s'explique par l'écoulement tangentiel de la matière vers l'extérieur de la pénombre en suivant les filaments de celle-ci. En raison de la perspective, la zone active étant proche du limbe, l'effet se traduit pas une vitesse apparente différentielle d'un bord à l'autre de la tache, détectable par le décalage spectral Doppler des raies. Ainsi la matière sur le bord de la tache situé au plus prêt du limbe s'éloigne de l'observateur, d'où un décalage vers le rouge, alors qu'inversement, la matière s'approche de l'observateur sur le bord opposé, d'où un décalage vers le bleu. La vitesse d'écoulement est typiquement de 1 km/s, très concordante avec la présente mesure si on tient compte de l'effet de perspective (le plan de la surface de la tache n'est pas exactement dirigée vers l'observateur puisque que celle-ci n'est pas au limbe - on observe donc une composante de vitesse projetée). Pour une description de l'effet Evershed, voir par exemple une observation faite au Mont Wilson par T.D. Kimman, MNRAS, 112, 425 (1952)).

La présence de l'effet Evershed demande une grande prudence pour la mesure de l'effet Zeeman : il faut vraiment travailler avec les deux bords des raies simultanément pour tenter de l'annuler (voir plus loin).

La différence entre le spectre de la tache solaire et le spectre de la photosphère voisine (en négatif). Les raies du fer apparaissent très légèrement élargies dans la tache, observation que l'on attribue à l'effet Zeeman. C'est ce faible signal, ainsi que l'intensité des raies dans la tache par rapport au  continuum, qui est exploité pour tenter de mesurer la trace du champ magnétique. On utilise pour cela quelques raies du Fe I intenses distribuées dans cette partie du spectre.

Les résultats pour 5 raies du Fe I ont été ajouté pour calculer les images ci-dessus. Ces raies sont aux longueurs d'ondes de 6297.8 A, 6301.5 A, 6302.5 A, 6318.0 A et 6322.7 A. Le facteur de Landé de la raie à 6302.5 A est de 2.50, celui de la raie à 6301.5 A est de 1.65, celui de la raie à 6322.7 A est de 1.50, celui de la raie à 6297.8 A est de 1.00 (J. O. Stenflo & all, A&A, 59, 367 (1977). L'heure de l'observation : 11H40 TU le 25 septembre 2004.

L'image Doppler (au centre) est la traduction directe de la distortions dans les raies décrite dans les spectres ci-avant. L'effet Evershed est bien visible, ce qui est déjà une jolie performance pour un spectrographe aussi compact que LHIRES. La structure pommelée de la surface solaire est retrouvée d'une image à l'autre et d'une raie à l'autre. C'est s'en doute la mise en évidence des mouvements de convection associés à la supergranulation (les vitesses observées sont de l'ordre de la centaine de mètre par seconde). Quelques films du phénomène sont à réaliser !

Pour ce qui concerne les images sensées traduire la présence du champ magnétique (intensité et largeur des raies Fe I sélectionnées), l'interprétation est difficile. On peut imaginer que l'on voit ici les composantes transverses (largeur des raies) et radiales du champ (profondeur des raies), mais nous somme encore loin de pouvoir calculer les vecteurs de Stokes ! La mesure proprement dite de l'orientation du champ nécessite en effet de disposer devant la fente un analyseur (un lame quart d'onde et un polariseur linéaire pour faire apparaître et disparaître  les composantes polarisée du triplet Zeeman). Il existe cependant une assez bonne corrélation entre la carte d'intensité du champ tel que nous le mesurons ici et les cartes issues des magnétogrammes du réseau GONG.

La figure ci-après permet de localiser quelques raies du fer et d'autres éléments autour de Ha. Elles peuvent être éventuellement utilisées pour la mesure de l'effet Zeeman ou la mesure de champs de vitesse (d'autres raies que le fer sont exploitables - elles mêmes sensibles au champ magnétique, comme la raie Ca I à 6102,8 A par exemple).

 Différence entre le spectre du bord Est de la tache et le spectre du continuum. Ici encore, la déformation des raies causée par le mouvement radial de la matière dans la tache est bien visible.

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