L'hélium joue un rôle fondamental dans la physique de l'héliosphère. La compréhension des phénomènes physiques qui lui sont associés ainsi que la détermination de son abondance ont des répercussions dans des domaines aussi variés que la cosmologie, la modélisation stellaire ou l'étude du vent solaire. L'héliosismologie permet maintenant de mesurer précisément l'abondance d'hélium dans le coeur du Soleil, les méthodes spectroscopiques fournissent des diagnostic dans la photosphère et dans la chromosphère, et l'hélium est étudié à une unité astronomique dans le vent solaire avec des détecteurs de particules in situ. Mais très peu de mesures existent dans la couronne et de ce fait, dans l'intervalle de distances allant de la chromosphère au vent solaire, notre connaissance de l'hélium repose essentiellement sur des travaux thériques. Ce travail est donc une contribution à l'étude observationnelle de l'hélium dans la couronne solaire. Le télescope EIT embarqué à bord de SOHO peut observer la couronne solaire jusqu'à 2 Rs dans un intervalle de longueurs d'onde du spectre extrême ultraviolet comprenant la raie de résonance à 30.378 nm de l'ion He+. Cette raie étant formée dans la couronne principalement par diffusion résonante du flux de photons chromosphérique par les ions He+, son intensité est proportionnelle à la densité d'ions He+, et son observation permet donc potentiellement un diagnostic intéressant de l'hélium coronal. Malgré une contamination par d'autres raies, il semble qu'une fraction non négligeable du signal enregistré par EIT dans sa bande passante à 30.4 nm puisse être attribuée sans ambigüité à la raie de résonance de l'He+. De plus, une étude préliminaire semble avoir indiqué que les gradients d'intensité ainsi observés sont anormalement faibles dans les régions polaires. L'objectif de la présente étude était de vérier cette assertion. Pour ce faire, nous avons tout d'abord procédé à une étude critique détaillée des caractéristiques de l'instrument EIT afin de confirmer que la raie à 30.378 nm de l'He+ est effectivement détectée dans la couronne dans la bande passante à 30.4 nm. Ceci a impliqué l'évaluation précise de plusieurs paramètres d'étalonnage dont la réponse spatiale du détecteur, la contamination de la bande passante à 30.4 nm par d'autres raies spectrales, ainsi que le niveau de lumière diffusée instrumentale. Affin d'interpréter les intensités mesurées à l'aide de EIT, nous avons développé un modèle empirique prédictif de l'intensité de la raie de résonance de l'He+ dans la couronne en nous basant sur des travaux existants pour le cas de la raie Lyman alpha de l'hydrogène et en utilisant tous les éléments observationnels disponibles. Ce modèle requiert la connaissance de certaines grandeurs caractéristiques des conditions physiques régnant dans la couronne, comme la température ou la densité électronique, lesquelles ont été déterminées indépendamment à partir de travaux déjà existants ou en analysant de nouvelles observations. Les comparaisons entre l'intensité observée par EIT et les prédictions de notre modèle semblent confirmer globalement les résultats de l'étude préliminaire. Dans les régions équatoriales, le gradient d'intensité de la raie de résonance de l'He+ est cohérent avec la hauteur d'échelle de la densité électronique. En revanche, aux hautes latitudes dans les trous coronaux polaires, le gradient d'intensité observé semble significativement plus faible que celui prédit par le modèle. On peut interpréter cette observation par une accumulation d'ions He+ dans les trous coronaux polaires, là où le vent solaire rapide trouve son origine. Si l'équilibre d'ionisation utilisé dans le modèle est effectivement représentatif des conditions coronales moyennes, cette accumulation d'He+ pourrait être la signature d'une abondance d'hélium élevée dans la couronne. Ceci peut être rapproché des résultats de certains modèles théoriques du vent solaire indiquant la possibilité que l'abondance d'hélium soit élevée dans la couronne, 20% ou plus, alors qu'elle est de 10% dans l'intérieur et de 4% en moyenne dans le vent solaire. Comme l'hélium a une masse quatre fois supérieure à celle de l'hydrogène, il est clair qu'une abondance d'hélium élevée influerait de façon non négligeable sur les flux de masse et d'énergie dans le vent solaire. D'autres observations avec une meilleure résolution spectrale et un niveau de lumière diffusée moindre sont cependant nécessaires pour confirmer notre résultat et obtenir de nouveaux outils de diagnostics dans la couronne.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:CCSD/oai:tel.archives-ouvertes.fr:tel-00009055 |
| Date | 30 October 2000 |
| Creators | Auchère, Frédéric |
| Publisher | Université Pierre et Marie Curie - Paris VI |
| Source Sets | CCSD theses-EN-ligne, France |
| Language | French |
| Detected Language | French |
| Type | PhD thesis |
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