The solar interface from the photosphere to the chromosphere and corona : contribution of eclipses and EUV filtergrams
L'interface photosphère solaire/chromosphère et couronne : apport des éclipses et des images EUV
Résumé
The solar interface region from the photosphere to the chromosphere and beyond to the lower corona has been best studied for a long time on the basis of flash spectra obtained during solar total eclipses. Eclipses are very favourable for this type of observation as the occultation takes place outside the Earth atmosphere and are therefore free of parasitic scattered light coming from the "occulting disk" (i.e., the Moon) a property of paramount importance when observing near the solar limb. The resolution of past flash spectra did not allow resolving the low layers of the transition region and were further hampered by non-linear effects affecting photographic films. Independently, EUV filtergrams of the limb region obtained in space were analyzed using one dimensional hydrostatic models like the VAL models but this method ignores the ubiquitous magnetic field emergence phenomenon associated with the chromospheric network and responsible for: i) spicules and interspicular regions, ii) coronal jets and macrospicules, and iii) the chromospheric prolateness. The components of the solar interface region are dynamical and different type of waves and magnetic reconnections are suggested to be at work. A jump of temperature from 0.01 to 1 MK is observed near the 2 Mm heights and higher, further producing a permanent solar wind flow. The heating processes responsible for this temperature jump and for the flow are not yet fully understood. In this thesis, we reconsider these problems on the basis of original, superior flash spectra which benefit from present technology such as CCD detectors, white light (W-L) eclipse images and new EUV images obtained with space-borne instruments. We illustrate the mechanisms of low First Ionisation Potential (FIP) emission lines present in the low layers of the solar atmosphere. We identify more precisely low FIP lines both inside and nearby prominences. We characterize in detail the He shells and the solar interface region. Method: 1) High cadence CCD slitless flash spectra made during the total solar eclipses of 2008, 2009, 2010 and slit spectra made in 2012. 2) Analysis of the continuum between the myriad of faint emission lines outside the solar limb and construction of the light curves of some low FIP line emissions. 3) Abell inversion evaluations to deduce the scales heights and discussion of the variations of temperature and density. 4) Analysis of simultaneously obtained EUV high resolution images from the Trace, AIA/SDO and SOT/Hinode space missions and W-L eclipse images to discuss the coronal components. Main results: i) The solar edge and the temperature bifurcation: structuration and discussion of the spectral behaviour of the analysed low FIP lines and the true continuum in the 400 to 600 km heights above the limb in the frame of the solar diameter measurements, emission mechanisms; ii) Visible mesospheric and chromospheric emission lines in the interface regions including the He I lines and especially the Pα HeII line starting at 800 km above the limb, produced by photo-ionisation showing shells around the Sun and probing the prominence-corona interface; iii) The contribution of small scale dynamical structures like spicules and macro-spicules starting at 1 Mm above the limb showing that the 1D hydrostatic stratified models are not adapted to the upper layers. Conclusion: We show that low FIP lines are over abundant in the photosphere- chromosphere interface , that the solar corona is supplied permanently by these elements. The titanium is an abundant element in the interspicular medium and an analogy about the temperature gradients between the photosphere- chromosphere and prominence-corona interfaces can be established.
Les régions d'interface du Soleil de la photosphère à la chromosphère et au delà de la basse couronne ont été étudiées depuis longtemps à partir des spectres éclairs obtenus durant les éclipses totales de Soleil. Les éclipses sont les plus adaptées à ce type d'observation, car l'occultation a lieu en dehors de l'atmosphère terrestre et sont exemptes de lumière parasite provenant du " disque occulteur " (c'est-à-dire la Lune), une propriété de grande importance lorsqu'on observe très près du limbe. La résolution temporelle des premiers spectres éclairs ne permettait pas de résoudre les basses couches de la région de transition et étaient dégradés par des effets non-linéaires qui affectaient les films photographiques. Les images Extrême-UV des régions du limbe obtenues récemment dans l'espace sont analysées avec des modèles hydrostatiques à une dimension, comme les modèles VAL, mais cette méthode ne tient pas compte du phénomène d'émergence du champ magnétique, associé au réseau chromosphérique qui est responsable de: i) les spicules et le milieu interspiculaire, ii) les jets coronaux et macrospicules, et iii) l'ovalisation de la chromosphère. Les composants de la région d'interface sont dynamiques et différents types d'ondes et de reconnexions magnétiques sont supposées agir. Un saut de température de 0.01 à 1 MK est observé autour de 2 Mm d'altitude plus loin, et produit plus loin le flot du vent solaire permanent. Le processus de chauffage responsable du saut de température et la source du vent solaire ne sont pas encore compris. Dans cette thèse, nous traitons ces problèmes à partir de spectres éclairs récents réalisés avec les technologies actuelles de détecteurs CCD rapides, images d'éclipse en lumière blanche et des images EUV obtenues avec des instruments de missions spatiales. Nous illustrons les mécanismes des émissions des raies à faible potentiel de première ionisation (FIP) présents dans les basses couches de l'atmosphère solaire. Nous identifions plus précisément les raies associées aux éléments low FIP à la fois à l'intérieur et en dehors des protubérances. Nous caractérisons en détail les enveloppes d'hélium dans les interfaces. Méthodes: 1) technique des spectres éclairs sans fente avec imagerie CCD rapide (éclipses 2006, 2008, 2009, 2010 et 2012). 2) Analyses des spectres du continu entre la myriade de raies d'émission au delà du limbe solaire et construction de courbes de lumière de quelques raies d'émission low FIP et high FIP. 3) Evaluations d'inversions d'intégrales d'Abel pour déduire des échelles de hauteurs et discussion de variations de température et de densité. 4) Analyse d'images EUV obtenues aux mêmes instants depuis AIA/SDO, SWAP, SOT/Hinode des missions spatiales, images en lumière blanche pour discuter des constituants de la couronne. Principaux résultats: i) Le bord du Soleil et la bifurcation de température : le vrai continu à partir du spectre observé aux altitudes de 400 à 600 km au dessus du limbe dans le contexte de de mesures de diamètre solaire et processus d'émission. ii) raies d'émission visibles dans les régions d'interface comprenant les raies He I et surtout la raie He II Pα visible à partir de 800 km au dessus du limbe, produite par photo-ionisation, montrant des enveloppes autour du Soleil et permettant le sondage de l'interface protubérance-couronne. iii) La contribution de structures de petite taille comme les spicules et macrospicules commençant à 1 Mm au dessus du limbe et montrant que les modèles hydrostatiques stratifiés 1D ne sont pas adaptés pour les couches supérieures. Nous montrons que les raies low FIP sont sur-abondantes dans l'interface photosphère-chromosphère, que la couronne solaire est alimentée en permanence par ces éléments. Le titane est un élément abondant dans le milieu interspiculaire, et une analogie sur les gradients de température entre les interfaces photosphère-chromosphère et protubérance-couronne peut être établie.
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