Le contexte scientifique est celui de la surveillance solaire sur le long terme et de la météorologie de l’espace à partir des moyens sols venant en complémentarité des missions spatiales. La surveillance solaire à Calern a été délabellisée par l’INSU en 2014.

Objectifs :

Le projet comporte deux volets :

• D’une part la poursuite du programme d’astrométrie solairepar imagerie directe mené depuis 2011 à l’OCA (PICARD-SOL) en partenariat avec le LATMOS et le CNES (jusqu’en 2013).

L’objectif est d’étudier les variations à moyen ou long terme du rayon solaire et ses éventuelles corrélations avec le cycle d’activité ou les variations d’irradiance. La capacité d’observations en images pleines multi longueurs d’onde de l’UV à l’IR avec une cadence de 1 mn et avec un instrument stabilisé est par ailleurs unique en son genre et permet un suivi du développement de l’activité photosphérique et chromosphérique.

Exemple d’image à 393 nm obtenue à Calern par l’instrument SODISMII

• Un nouveau projet en partenariat avec l’observatoire de Meudon d’un télescope H-alpha pour la surveillance de l’activité solaire à la fois pour la rechercheet pourses applications en météorologie de l’espace (prévisions et suivi de l’activité par l’Armée de l’Air) par le biais de la détection des phénomènes solaires rapides et transitoires:
• les instabilités des filaments solaires, les filaments éruptifs étant pour partie associés au déclenchement des éjections de masse coronale (CME)
• les éruptions solaires, également associées aux CME
• les ondes chromosphériques de Moreton, associées également à l’onde coronale dont la contrepartie apparaît dans la basse couronne en rayonnement radio et dans la haute couronne blanche dans les observations coronographiques (SOHO LASCO).

Tout programme concernant le lien entre l’activité solaire et l’environnement terrestre doit impérativement inclure plusieurs systèmes d’observations au sol tournés vers le soleil, permettant de recueillir des informations régulières et homogènes, avec un minimum de perturbations climatiques ou de « seeing ». La raie Halpha est la raie la plus adaptée pour surveiller les phénomènes solaires dès leur naissance, bas dans l’atmosphère solaire, dans la chromosphère, à la source de l’activité solaire.

Situation dans le contexte national/international :

• Pour le programme d’astrométrie solaire, le domaine reste d’actualité puisque nous pouvons compter une dizaine de publications sur le sujet à partir de données spatiales (SoHO,SDO,RHESSI, PICARD) dans seulement les quatre dernières années. La difficulté et le challenge en astrométrie, comme en radiométrie (suivi de l’irradiance totale et spectrale) est d’établir une série à long terme, cohérente et calibrée sur le long terme, pouvant donner des indices d’évolution séculaire de notre étoile. Pour la radiométrie, les observations au sol ne sont pas possibles et les débats concernant le raccordement et l’inter-calibration des mesures des différentes missions spatiales sont toujours d’actualité. Pour l’astrométrie, les difficultés rencontrées pour calibrer les images PICARD et leur évolution dans l’environnement spatial basse orbite n’a pas encore permis de conclure sur une éventuelle variation du rayon durant les 3 ans où le satellite a été en opération (2010-2013). Les missions spatiales permettent cependant d’établir des points de référence, notamment lors du dernier transit de Venus (Meftah et al. 2014a, Hauchecorne et al. 2014) et permettent une mesure précise de l’asphéricité solaire (Irbah et al.2014). Coté sol, l’astrométrie est possible mais compliquée par les effets atmosphériques, principalement les effets de la turbulence optique. Le programme d’astrométrie initié en 1974 à l’OCA à partir d’astrolabes a ainsi été poursuivi à partir de 2011 par un programme d’astrométrie par imagerie directe basée sur l’utilisation du modèle de qualification de PICARD/SODISM accompagné d’un moniteur de turbulence dédié. Les premiers résultats ont été publiés en 2014 (Meftah et al. 2014b) et montrent que la très bonne stabilité de ces mesures permet d’envisager la poursuite d’un suivi sur le long terme au sol par cette méthode.

• Pour le projet METEOSPACE, des observations solaires Halpha sont réalisées à Meudon depuis longtemps; néanmoins, si ce site est parfait pour obtenir quelques images par jour, il ne permet pas (raison climatique) de suivre l’activité solaire en continu. La seule station européenne réalisant des observations continues en Halpha est GONG, aux Canaries. La possibilité d’installer cette instrumentation à CALERN/OCA avec une équipe scientifique et technique locale sur une plateforme d’observations solaires existante est une opportunité unique à saisir en Europe continentale en complémentarité totale avec Nançay pour la radioastronomie.
   

Méthodologie

• Pour le programme d’astrométrie, il s’agit d’imagerie directe du Soleil entier (1 seconde d’arc de résolution), multi-longueur d’onde du proche UV au proche Infra Rouge (393nm(CaII), 535nm, 607nm, 782nm ,1025nm) avec un télescope de 11cm (SODISM2) confiné dans un environnement contrôlé et stabilisé en température et pression, accompagné d’un ensemble d’instruments (Pyranomètre, Caméra grand champ, moniteur de turbulence) pour le monitoring de l’atmosphère. Les traitements incluent la prise en compte de la réfraction, de la distorsion instrumentale, des effets de la turbulence optique ainsi que des calibrations périodiques sur des doublets d’étoiles.

• Le projet METEOSPACE nécessite une haute résolution temporelle inégalée à ce jour en Europe (10s), un site ensoleillé et une bonne qualité d’image. Il doit fonctionner de concert avec des instruments à haute résolution temporelle et aux longueurs d’onde complémentaires, permettant de voir la progression des phénomènes vers la couronne, dont le Radiohéliographe de Nançay.L’instrument principal observera à CALERN/OCA dans la raie Halpha, ce site bénéficiant de l’ensoleillement nécessaire. C’est dans cette raie que la matière froide des protubérances et des filaments est la mieux détectée, ainsi que les corridors dans lesquels se condense cette matière. Ces corridors tracent les lignes d’inversion du champ magnétique. Près de 72 % des filaments éruptifs sont associées à des CME. Ces filaments s’élèvent graduellement dans les heures qui précèdent le déclenchement de nombreux CME puis le système protubérance/CME s’accélère brutalement pour atteindre des vitesses excédant plusieurs centaines de km/s. Les conditions climatiques médiocres des sites d’Europe continentale, font que cette phase de déclenchement a été rarement étudiée en Halpha, à la source de l’activité chromosphérique à 8000K, car elle nécessite une observation continue. De nombreuses observations spatiales (SOHO puis SDO) sont menées en HeII 304 A (EUV) dans le domaine complémentaire des températures de la transition chromosphère/couronne (80 000 K), mais la matière froide et dense y est invisible.

Des ondes de choc Moreton Halpha ont été détectées pour certains de ces grands CME. Elles représentent la trace au niveau chromosphérique des ondes de choc coronales détectées en radio (sursauts de type II). Leur observation nécessite une cadence très rapide (10 s car elles balaient le disque solaire en 10 minutes), les résultats acquis reposent sur un nombre de cas très limités. Moins de 5 évènements ont pu être étudiés conjointement avec des observations d’imagerie radio. Observations conjointes Halpha et imagerie radio avec le Radiohéliographe de Nançay permettent de suivre spatialement et temporellement l’évolution de ces phénomènes. Pour les quelques cas observés, il apparaît que ces ondes de choc « encerclent » le CME. Elles sont donc d’excellents traceurs de l’ouverture du champ magnétique coronal et de l’expansion en latitude des CME. Vu la rareté des observations, on ne peut généraliser un tel scénario, l’origine de ces ondes de Moreton et des chocs coronaux étant encore controversée.

Ces résultats, loin d’être définitifs, démontrent bien l’importance que revêtrait un programme d’observations continues avec une cadence temporelle inégalée de 10 s pour les applications de météorologie de l’espace, le suivi et la prévision de l’activité solaire.

• Les deux projets sont complémentaires dans la mesure ou les images de SODISM et notamment celles prisent dans la basse chromosphère (Ca II) permettent un suivi des zones d’activité chromosphérique. Les divers moniteurs atmosphériques équipant le site ainsi que tous les outils développés pour leur exploitation sont également un atout important pour l’assimilation et le traitement temps réel des informations que nécessitera le projet METEOSPACE. Enfin toute l’infrastructure et l’informatique sur place pourront être mutualisées pour l’ensemble des instruments.

• Reference

  • Optical instrumentation for chromospheric monitoring during solar cycle 25 at Paris and Côte d’Azur observatories Jean-Marie Malherbe, Thierry Corbard and Kevin Dalmasse, J. Space Weather Space Clim., 10 (2020) 31 doi:10.1051/swsc/2020032

• Software: GitLab
  
  
• Links to all calibrated spectra from data cubes:
  
  • CAIIK,
  • CaIIH,
  • Ha

GROUND PICARD (PICARD-SOL)
 

Le SO spectrohéliographe est axé sur l’étude de la variabilité solaire à l’échelle des cycles solaires et sa collection de 10 cycles observés sans interruption, depuis 105 ans, est unique au monde. Il s’agit d’un spectrographe, qui là encore est une spécificité (bande passante très étroite) parmi la majorité des instruments à filtres. Cette spécificité va être valorisée par la nouvelle version mi 2016 dans laquelle on aura en tout point du soleil le profil complet des raies avec 0.2 A de résolution. L’expérience acquise ainsi que les outils développés pour l’exploitation notamment des images H-alpha seront également indispensables à l’exploitation des images du projet METEOSPACE¹ développé en partenariat avec l’Observatoire de la Côte d’Azur et qui devrait être opérationnel en 2018.

1. Élaboration des niveaux 1 de données.

   Actuellement les images du service solaire du LESIA² qui sont distribuées via BAS2000³ sont des images brutes (niveau 0). Un des premiers intérêt des images H-alpha est la détection et le suivi des filaments. Cela nécessite un traitement systématique des images : suppression des lignes noires des spectrohéliogrammes, correction de l’assombrissement centre/bord, rehaussement des contrastes. Des algorithmes ont été développés pour ces traitements (Fuller & Aboudarham, 2004 ; Fuller, Aboudarham & Bentley, 2005, Bonnin et al. 2013) mais ne sont pas actuellement appliqués de manière systématique aux images du service de Meudon. La performance des algorithmes de segmentation permettant la détection et le suivi des filaments est conditionnée par cette phase de pré-traitements. Ce travail sera également nécessaire pour la détection des phénomènes transitoires (apparitions ou disparitions de filaments) dans le cadre du nouveau projet METEOSPACE permettant des acquisitions à plus haute cadence.

   D’autres techniques permettant d’améliorer les images doivent être explorées. Il est possible par exemple de combiner une rafale de 50 images obtenues en 10 secondes pour la transformer en image améliorée (stacking). Des tests ont pu être réalisés au spectro-heliographe de Meudon et ils doivent être poursuivis pour aboutir à un traitement automatique qui pourrait être appliqué de manière plus systématique pour définir un ’mode rafale’ des futurs instruments de METEOSPACE.

2. Construction de cartes synoptiques

   Des cartes synoptiques des filaments et des protubérances ont été créées jusqu’en 2003 et sont disponibles via BASS2000. Ces cartes sont crées à partir des catalogues des structures (filaments et protubérances) détectées et suivies sur les images individuelles du service solaire de Meudon (Bonnin et al. 2013). Nous pouvons également fournir des cartes synoptiques ’brutes’ construites à partir des images H-alpha et CaII préalablement traitées. Cela permettra la surimpression, au format des cartes synoptiques pour chaque rotation de Carrington, des images brutes et des cartes identifiant les structures. Une étude doit par ailleurs être menée pour l’intégration de différentes sources (Global High résolution H-alpha Network⁴ géré au BBSO, GONG⁵) dans la fabrication de ces cartes synoptiques.

3. Assurer l’exploitation locale et systématique des images en utilisant les outils développés pour enrichir les bases de données et catalogues

   Les images brutes du service de Meudon sont distribuées via BASS2000 et le réseau Global H-alpha. Toutefois elles sont très peu utilisées pour enrichir les catalogues des structures solaires.

   Au niveau mondial, deux catalogues recensent les propriétés des filaments (apparition, disparition, morphologie, chiralité etc..) : Le HEK (Heliophysics Events Knowledgebase)⁶ qui utilise le « Advanced Automated Filament Detection and Characterization Code » (AAFDCC) (Bernasconi et al. 2005) et le HFC « Heliophysics Feature Catalogue »⁷ développé dans le cadre du projet européen (FP7) HELIO qui utilise les codes SoSoft & TrackFil de Fuller et al. (2005) et Bonnin et al. (2013). Le premier service (HEK) utilise essentiellement les images H-alpha de BBSO et celles du Kanzelhöhe Solar Observatory (Autriche) en conjonction avec les images de SDO/AIA pour la détection de l’activation ou l’éruption des filaments.

   Il est important que les algorithmes en exploitation pour enrichir les catalogues HFC et HEK soient systématiquement utilisés localement sur les images du service de Meudon. Cela permettra de qualifier la qualité des images et servira aussi de base pour les efforts de calibration et de pré-traitement des images (point 1).