Télescope solaire THEMIS

Télescope solaire THEMIS

Le télescope solaire THEMIS est un télescope français situé dans les îles Canaries et dédié à létude du magnétisme et des instabilités solaires.

THEMIS signifie « Télescope Héliographique pour lÉtude du Magnétisme et des Instabilités Solaires ».

Sommaire

Contexte

Dans les années 70, la physique solaire est largement développée grâce aux observations de Meudon et au travail des théoriciens qui les ont exploitées. Les connaissances saccumulent mais une réponse amenant une nouvelle question, il faut sans cesse affiner les mesures des champs magnétiques et des mouvements de la matière dans les régions actives.

En 1975, le pôle solaire de lobservatoire de Meudon publiait un projet complet sur létablissement dun instrument solaire dans les îles Canaries. Cet instrument que Jean Rayrole concevait devait permettre la mesure des champs magnétiques avec une grande précision. Le projet déboucha vingt ans plus tard pour offrir à la communauté solaire le Télescope Héliographique pour lÉtude du Magnétisme et des Instabilités Solaires, ou plus simplement THEMIS.

Compte tenu de la complexité de cet instrument et de son actualité, nous nen ferons quune description très sommaire. Il est toutefois important de comprendre la démarche scientifique qui a conduit léquipe solaire de Meudon à létudier et à en assurer sa construction.

Les grands thèmes de la recherche solaire

Génération, évolution et structure du champ magnétique

Limagerie à haute résolution montre clairement quà lexception des taches, le champ magnétique se concentre en régions de très petites dimensions, sous la forme de tubes de 0.2 secondes darc. Ces tubes sont, de par la pression magnétique qui sajoute à la pression gazeuse, moins denses que le milieu ambiant. Les chercheurs voulaient comprendre comment sont générés ces tubes magnétiques qui émergent dans la photosphère. On savait que le magnétisme solaire est produit dans les couches profondes du Soleil, au niveau de la tachocline qui sépare la zone radiative profonde de la zone convective plus superficielle par un effet dynamo. Les structures observées sont plus chaudes de 1000°C que la photosphère et présentent une intensité du champ magnétique de lordre de quelques centaines de Gauss, voire moins. Ces mesures dépendent de la raie spectrale dans laquelle elles sont établies.

Pour établir un modèle datmosphère magnétique réaliste, il fallait donc des observations ayant une meilleure résolution angulaire, dans plusieurs raies simultanément et avec une étude complète de la polarisation dans ces raies.

Le chauffage de la couronne solaire

Nous avons vu précédemment que lobservation de la couronne solaire a permis dy mesurer une température de plus dun million de degrés. En 1973, Skylab a fourni aux astronomes de très belles images en rayons X qui révélaient certaines structures du plasma coronal. Les données se sont accumulées et permettent de comprendre comment le vent solaire est diffusé selon les structures magnétiques de la couronne mais elles nexpliquent pas la brusque remonté de température dans la zone de transition entre la chromosphère et la couronne. En 1979, Brigitte Schmieder, Pierre et Nicole Mein ont réalisé un bilan énergétique qui prenait en compte le flux radiatif et lénergie mécanique du Soleil liée aux oscillations mesurées. Bien que leurs travaux importants aient mis en évidence certaines propriétés de la propagation des énergies dans latmosphère solaire, ils étaient insuffisants pour rendre compte du chauffage de la couronne. Léquipe aurait aimé pouvoir disposer simultanément de cartes de champ magnétique dans la photosphère et la chromosphère ainsi que de cartes de champs de vitesses à plusieurs altitudes.

Les courants électriques dans la couronne et les éruptions solaires. Une éruption est une libération brutale dénergie magnétique. Cet évènement spectaculaire propulse dans lespace des électrons énergétiques à 1 MeV mais aussi dans une proportion moindre des électrons plus énergétiques à 10 MeV, des protons, du rayonnement , UV, EUV, des rayons X ainsi que des ondes de choc. Une éruption présente plusieurs phases qui sont lagitation prééruptive (2 heures), le déclenchement (1 seconde), la phase de flash (10 minutes) et la phase principale (1 heure). On explique le déclenchement de léruption par laccumulation dénergie dans la couronne par les courants électriques et la reconnexion magnétique qui libère lénergie.

Les chercheurs désiraient obtenir des cartes à trois dimensions du système de courants par la mesure des champs magnétiques. Il fallait pour cela un magnétomètre capable de mesurer les 3 composantes du champ magnétique.

Physique des structures fines de la photosphère

Au pic du Midi, avec la lunette Jean Rösch, Richard Muller avait réalisé dexcellents travaux dimagerie de la photosphère qui ont permis de mieux connaître certaines structures et den découvrir dautres.

La granulation autour des taches solaires est légèrement plus petite que la granulation normale et présente certaines différences dynamiques qui semblent révéler un champ magnétique faible qui modifierait la convection. Les filigrées apparaissent comme des points brillants aux limites des supergranules. Ils sont dans les intergranules et ont une dimension inférieure à 0.3 secondes darc, soit moins de 250 kilomètres. Ils sont associés à des champs magnétiques très forts (1500 G). Les facules photosphériques sont des structures brillantes observées dans le continu vers le limbe. Elles sont granulaires et présente un fort excès de température. La pénombre des taches solaires est formée de grains brillants, alignés en filaments qui se détachent sur un fond sombre. Larges de 0.4 secondes darc, ils sont animés dun mouvement dirigé vers lombre. On observe aussi dans lombre des taches des points brillants dont la nature est fortement discutée.

Ces objets nécessitaient des observations à haute résolution angulaire que seul un instrument de grand diamètre pouvait fournir.

Le projet THEMIS

Les grands thèmes évoqués plus haut ont amené la communauté solaire française à imaginer un télescope solaire qui allie plusieurs qualités : grande résolution angulaire, situation privilégiée et absence de polarisation instrumentale. Il fallait pouvoir mesurer les champs magnétiques, donc la polarisation dans les raies spectrales, sur des structures très fines de latmosphère du Soleil.

Jean Rayrole avait déjà une très grande expérience dans létude des champs magnétiques solaires grâce au magnétographe de Meudon. Malheureusement, lutilisation dun sidérostat introduit une forte polarisation linéaire qui limite considérablement les possibilités de linstrument. Pour faire une analyse complète de la polarisation, il faut pouvoir déterminer les paramètres de Stokes de londe lumineuse. Les paramètres de Stokes sont un ensemble de quatre valeurs qui décrivent létat de polarisation dune onde électromagnétique. Ces paramètres sont souvent notés sous la forme dun vecteur et sexprime en fonction de lintensité totale du faisceau, son taux de polarisation et les paramètres de lellipse de polarisation. Ils permettent de décrire la lumière non polarisée, partiellement et totalement polarisée. Cette représentation vectorielle est adaptée à lexpérience car chaque paramètre correspond à une somme ou une différence dintensités mesurable.

I = 1, Q = U = V = 0 : La lumière est naturelle
I² = Q²+U² + V² : La lumière est totalement polarisée
V = 0 : La polarisation est rectiligne
V = I, U = Q = 0 : Polarisation circulaire
U = 0 : Polarisation elliptique

THEMIS est un télescope de type Ritchey-Chrétien sous vide, directement pointé sur le Soleil. Sa polarisation elliptique est nulle et la polarisation rectiligne inférieure à 1/10000. Il focalise limage du Soleil sur la fente dun spectrographe derrière laquelle on place des lames cristallines achromatiques, quart donde pour mesurer la polarisation circulaire et demi onde pour la polarisation rectiligne. Les axes de ces lames sont parallèles et perpendiculaires à la fente du spectrographe. On place ensuite deux cristaux de quartz dont les faces sont taillées à 45° de laxe cristallographique. Ils sont croisés lun par rapport à lautre et orientés de façon que les deux faisceaux de lumière rectiligne quils transmettent soient polarisés à 45° de la fente du spectrographe.

Le bâtiment THEMIS est conçu pour conserver la qualité des images. Les formes arrondies de la construction limitent la turbulence. Son orientation, en fonction des vents dominants, est optimisée pour favoriser les observations matinales qui sont les meilleures. Le bardage daluminium peint en blanc réduit léchauffement. Le télescope est porté par une tour intérieure en béton indépendante du bâtiment principal pour éviter la propagation des vibrations. Le télescope est à 22.5 mètres du sol au dessus de la zone de turbulence due à léchauffement de la terre par le Soleil.

Le système THEMIS est composé dun télescope Ritchey-Chrétien (variante du Cassegrain classique à grand champ) de 90 cm de diamètre sous vide. Lanalyseur de polarisation et le miroir secondaire sont refroidis. Un dispositif doptique adaptative pour annuler la turbulence atmosphérique est en cours détude. Un spectrographe prédisperseur permet de sélectionner les domaines à observer qui sont envoyés sur un spectrographe échelle. Avec un tel système, lobservateur obtient autant de spectre que de domaines choisis. 20 caméras CCD collectent les données spectrales. Le prédisperseur et le spectrographe échelle peuvent aussi être utilisés en spectro-imagerie. Les spectrographes fournissent plus de 2 millions doctets de données par seconde, soit léquivalent de plus de 8000 profils de raies toutes les deux secondes.

Une seconde instrumentation, construite par lItalie, est disponible. Il sagit dun filtre universel biréfringent comprenant un interféromètre Fabry-Pérot à bande étroite de 0.02 Å équipé dune caméra CCD. Afin dexploiter au mieux ces données, une base informatique, BASS2000, est en place à Tarbes. Elle regroupe également les informations provenant des autres observatoires français et est en relation avec la base MEDOC qui archive les données du satellite SOHO.


Wikimedia Foundation. 2010.

Contenu soumis à la licence CC-BY-SA. Source : Article Télescope solaire THEMIS de Wikipédia en français (auteurs)

Игры ⚽ Поможем решить контрольную работу

Regardez d'autres dictionnaires:

  • Solaire — Soleil Pour les articles homonymes, voir soleil (homonymie). Soleil …   Wikipédia en Français

  • Thémis (homonymie) — Cette page d’homonymie répertorie les différents sujets et articles partageant un même nom. Dans la mythologie grecque, Thémis est une Titanide, associée à la Justice, et mère notamment des Moires. En astronomie, elle a donné son nom à :… …   Wikipédia en Français

  • Cycle Solaire — Pour les articles homonymes, voir Cycle solaire (homonymie). Un cycle solaire est une période pendant laquelle l activité du Soleil varie en reproduisant les mêmes phénomènes que pendant la période de même durée précédente. Vue de la Terre, l… …   Wikipédia en Français

  • Cycle solaire — Pour les articles homonymes, voir Cycle solaire (homonymie). Un cycle solaire 23 entre 1996 et 2006 Un cycle solaire est une période pendant laquelle l activité du Soleil …   Wikipédia en Français

  • THEMIS — Un satellite THEMIS en orbite (vue d artiste) Les cin …   Wikipédia en Français

  • Protubérance solaire — Photographie amateur d une protubérance solaire au coronographe Une protubérance solaire est composée d un plasma relativement froid, de l ordre de 10 000 K (c est à dire une température du même ordre de grandeur que celle de la chromosphère …   Wikipédia en Français

  • Protuberance solaire — Protubérance solaire Photo amateur d une protubérance solaire au coronographe Une protubérance solaire est composée d un plasma relativement froid, de l ordre de 10 000 K (c à d une température du même ordre de grandeur que celle de la… …   Wikipédia en Français

  • Tour solaire de Meudon — La tour en 1984. Caractéristiques Organisatio …   Wikipédia en Français

  • (24) Thémis — Pour les articles homonymes, voir Thémis (homonymie). (24) Thémis Caractéristiques orbitales Époque 18 août 2005 (JJ 2453600.5) Demi grand axe 468,226×106 km (3,130 ua …   Wikipédia en Français

  • Nuclear Spectroscopic Telescope Array — NuSTAR Vue d artiste du télescope NuSTAR Caractéristiques Organisation NASA …   Wikipédia en Français

Share the article and excerpts

Direct link
https://fr-academic.com/dic.nsf/frwiki/2154494 Do a right-click on the link above
and select “Copy Link”