Eclipse totale de Soleil du 11 AOUT 1999 en IRAN

Une equipe francaise effectuera quelques observations dans le meilleur site situe pres de Ispahan en Iran. Vous trouverez donc ci-joint la description de l'operation CNRS "Eclipse 99 - IRAN", telle qu'elle se presente a un mois de l'evenement.

L'operation a ete rendue possible, sous reserve de quelques autorisations supplementaires qui arrivent, grace : - -au PNST/INSU (credits groupe 2) et a l'IAP (credits laboratoire) du CNRS, a des sommes complementaires attribuees par l'IAS, le CNRS et l'INSU, ainsi qu'a :
- -des credits hors CNRS (MAE), et a de petites operations de mecenat, tels que droits d'auteur, en provenance d'editeurs francais et etrangers pour la publication d'images et videos d'eclipses precedentes.

Pour plus de details, il est possible de consulter les articles publies dans les revues "Ciel et Terre" (mai 99), "L'Astronomie" (juillet 99), et "Pour la Science" (mai 99), en rapport avec cette operation. D'autres informations sont egalement disponibles sur le WEB "Eclipse 99" et la "Documentation Astro" sur le site www.iap.fr. Sur ce meme site, sont disponibles au format .jpg les meilleures images couleurs a grand champ de la couronne solaire (1973, 1981, 1991) jamais realisees ainsi que deux autres excellentes images montrant la chromosphere durant les 2eme et 3eme contacts.

Enfin, une prediction des structures coronales qui seront visibles durant l'eclipse sera placee avant le 20 juillet sur le site www.iap.fr, dans le meme style que pour l'eclipse precedente du 26 fevrier 1998. Une autre prediction sera faite en meme temps par le groupe de San Diego (Z. Mikic et J. Linker).

S. Koutchmy, F. Baudin, K. Bocchialini, Ph. Lamy
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(Texte soumis a l'appui de notre demande "SoHO")

Information sur le programme scientifique des observations qui seront realisees par l'equipe francaise en Iran composee de :

Dr. S. Koutchmy, J. Mouette, P-A. Grorod de l'Institut d'Astrophysique
de Paris - CNRS, organisation principale,
Dr. F. Baudin, Dr. K. Bocchialini de l'Institut d'Astrophysique
Spatiale - CNRS, Observatoire de Paris et Universite Paris XI,
Dr. Ph. Lamy du Laboratoire d'Astronomie Spatiale - CNRS,
R. Leguet, C. Le Roux, G. Mahoux, R. Robley de la Societe
Astronomique de France,

en collaboration avec
Dr. A Adjabshirizadeh de l'Universite de Tabriz (Iran).


Les observations seront realisees depuis un site de montagne, a 100 km d'Ispahan (NWW) a une altitude de 2200 m. La probabilite de ciel clair est de 95 %. La totalite aura lieu a 12:03 UT. Le Soleil devrait etre entoure d'une couronne dont la forme est celle attendue lors d'un maximum d'activite pres du renversement de polarite, ceci au pole Nord, mais pas au pole Sud. Des protuberances ainsi que des regions actives devraient pouvoir etre observees au limbe, ainsi que des jets vus en projection au-dessus du pole Nord.

A/ Principales experience preparees pour 1999.
1) Imagerie coronale:

Nous nous concentrerons sur la couronne intermediaire vue en lumiere blanche (situee entre la couronne tres interne ou les boucles et les jets dominent, et la couronne plus externe ou les ecoulements dominent), ce qui ne peut pas etre realise depuis l'espace du fait des effets de vignettage lies aux systemes d'occultation.

La photometrie sera absolue : des images simultanees d'etoiles seront obtenues dans le meme champ de vue. Une polarimetrie precise est prevue ainsi que l'utilisation d'un filtre neutre a gradient radial de 150 mm de diametre.

Ces donnees sont necessaires pour completer les observations menees depuis l'espace afin de mesurer precisement les densites du plasma dans la partie principale de la couronne. Elles seront comparees aux observations obtenues lors du dernier minimum d'activite. La methode d'imagerie utilisee ici offre de plus l'avantage d'etre effectuee a haute resolution spatiale. Nous prevoyons par ailleurs d'observer la couronne dite froide pres du disque de la Lune, en H-alpha, Ca II K, et dans une bande etroite du continu. Nous utiliserons pour ceci a la fois un filtre radial de 50 mm de diametre et un filtre interferentiel a bande etroite associes a de petits telescopes. Films photographiques et camera CCD seront employes. L'idee essentielle ici est de completer par des observations dans la basse couronne, la recente decouverte de l'ovalisation du Soleil observee au niveau de la haute chromosphere (cf A&A, 1998, 336, L57) ; actuellement, l'ovalisation a ete mesuree jusqu'a 6000-7000 km, avec EIT (a bord de SoHO) dans la raie de l'He II, et bien evidemment a plus basse altitude dans les raies H-alpha, Ca II K,... En H-alpha, l'ovalisation est clairement observee jusqu'au sommet des spicules et pourrait etre une indication fondamentale d'un mecanisme de conversion de l'energie de turbulence magnetique en un flot de plasma convectif proche des couches separatrices formees, par exemple, avec le champ magnetique global du Soleil.

2) Experiences de spectroscopie:

Des spectrographes sont prepares pour des analyses a la fois:
i) a HAUTE dispersion afin de regarder les profils
de la raie d'emission coronale du Fe XIV a differentes distances radiales et pour differents angles de position.
ii) a FAIBLE dispersion pour regarder simultanement
plusieurs raies et ainsi deduire les variations de temperature dans toute la couronne. Un film a haute sensibilite et une camera CCD serviront de detecteurs.

Avec la haute dispersion, on cherchera a determiner les proprietes des ondes progressives de la couronne intermediaire, par les mesures de l'effet Doppler, incluant les largeurs Doppler, et la determination des vitesses dites non-thermiques, en fonction de la distance radiale et de la latitude. Nous prevoyons de recueillir des donnees jusqu'a 2 rayons solaires, a partir du centre (en nous basant sur les resultats obtenus au cours des eclipses anterieures, au Chili en 94 et en Guadeloupe en 98).

Avec la faible dispersion, nous chercherons a mesurer simultanement plusieurs raies interdites afin d'evaluer les variations de temperature a grande echelle (jusqu'a plus ou moins 3 rayons solaires), grace a l'analyse de mesures d'emission. Nous tenterons de mesurer les temperatures electroniques grace a la methode de Grotrian appliquee aux raies Mg I b et Na I D.

L'utilisation de la nouvelle technologie des cameras CCD rapides devrait etre efficace lors d'une eclipse. Nous esperons ameliorer de facon significative ce qui a ete obtenu dans le passe avec les plaques et les films, bien que de nouveaux films a grain fin soient maintenant disponibles. De plus, les efforts coordonnes (entre l'ESA, la NASA et l'ISAS) pour realiser des observations a partir des instrumentations spatiales, par exemple CDS, SUMER, EIT et LASCO a bord de SoHO, le SXT a bord de YOHKOH ou encore TRACE, renforcent l'efficacite de nos observations.

Au cours de la totalite, une grande quantite de photons est disponible (la couronne est aussi brillante que la pleine Lune) : il est ainsi facile de mener des observations efficaces a un cout modere, en particulier a haute resolution et a haute dispersion. Toutefois la duree d'une eclipse est tres limitee : seules les observations realisees depuis l'espace et les missions longue duree permettent une surveillance de l'ensemble de la couronne et des phenomenes solaires. De meme avec la Radioastronomie.


B- Selection de resultats obtenus au cours d'eclipses precedentes:

Les resultats de notre campagne d'observations de 1991 (au CFHT) sont publies dans une serie d'articles parus dans A&A, Astr. Rep., et ApJ. Nous avons decouvert des structures tres fines (jusqu'a 300 km) en lumiere blanche a la base de la couronne intermediaire; certaines sont egalement de courte duree (40 secondes). Pendant plus de 200 secondes, a haute cadence, nous pensons avoir detecte la presence d'un plasmoide coronal (petit nuage de plasma de 2000 km de diametre, de forme changeante et se deplacant a une vitesse de l'ordre de 100 km/s), qui traverse radialement les structures coronales : un film spectaculaire montre les interactions qui conduisent a une separation du corps du plasmoide.

La dynamique de la couronne a petite echelle apparait particulierement intense ; la turbulence vue dans l'elargissement de profils de raies coronales (20-30 km/s) est resolue dans la couronne interne sur des dimensions inferieures a la seconde d'arc. Afin de donner une idee de ce qui a ete observe en 91, precisons que la dynamique a ete mise en evidence a partir d'un film video dans un champ de vue etroit (80") sans meme avoir besoin d'accelerer le film. Ces donnees obtenues au CFHT confirment nos observations anterieures de plasmoides et de jets, obtenues en 73 et en 81.

A partir d'images a grande echelle prises en 91 (couronne active) avec un filtre neutre radial, de deux lieux differents (Hawai et Bresil) separes de 1h40, nous avons compare les positions des frontieres des jets ; en utilisant les effets de la rotation rigide de la couronne, nous avons mis en evidence la structure tri-dimensionnelle des jets (Nature, 1992, 360, 717, en collaboration avec des collegues russes).

Ces resultats nous montrent que le plasma coronal a large echelle est confine dans des feuillets magnetiques dont la topologie fait l'objet de simulations numeriques (article sous presse en collaboration avec IZMIRAN).

Nous avons l'intention de repeter ce type d'observations avec une equipe de Kiev. Cependant, les coronographes de LASCO ont accumule une grande quantite d'images en lumiere blanche de la couronne plus externe; nous pouvons alors a l'aide de ces images ameliorer nos resultats d'eclipse sur des sequences temporelles plus longues notamment.

De nos experiences spectroscopiques de 94, faites avec une fente longue, nous avons obtenu des profils de la raie verte du Fe XIV:
- - au-dessus des regions polaires, les profils sont elargis mais les intensites sont tres faibles, bien que mesurables jusqu'a 0,2 rayon solaire au-dela du limbe (frontiere de la couronne, plumes,...), ce qui indique que de petites regions dans lesquelles la temperature ionique est de 2 millions de degres existent au-dessus des poles. De telles regions pourraient etre liees aux regions ou les jets polaires X (observations YOHKOH voir A&A, 1997, 320, L33) sont observes et ou les reconnexions magnetiques ont lieu.

- - au-dela des regions equatoriales, nous avons mesure des profils de raies de forte intensite, dans les jets, et meme de faibles mais significatifs decalages (10 km/s) a des distances radiales de 0,5 rayon et meme plus au-dessus du limbe. Nous pensons qu'une grande partie de l'elargissement peut etre du a des ondes progressives qui pourraient expliquer l'acceleration du vent solaire lent. Ces ondes magneto-acoustiques progressives ont ete recemment observees dans des raies chromospheriques du reseau (A&A, 1995, 299, 893 ; A&A, 1996, 314, L9). Cependant, il n'est toujours pas evident de choisir le meilleur diagnostic pouvant reveler les reconnexions (effets de temperature, plasmoides,...), les ondes progressives (effets Doppler) et leur dissipation : la brievete des eclipses ne facilite pas la tache.

Les eclipses du prochain millenaire necessiteront encore bien du travail !