CLIMSO et le projet C3
Les observations solaires au Pic au XXIe siècle
Il y a aussi le support d’autres instruments à travers un rôle de guide. Ainsi, pendant de nombreuses années, le télescope solaire THEMIS aux îles Canaries récupérait les images en temps réels de CLIMSO pour servir de guide de pointage des protubérances, invisbles aux caméras propres de ce télescope.
D’une certaine façon, les nombreuses publications et découvertes de THEMIS autour des protubérances solaires sont aussi des découvertes de CLIMSO. Mais peut-on se contenter de cela ?
Dans la cour des Grands
L’idée est apparue que CLIMSO pouvait aussi jouer dans la cour des grands, et l’équipe s’est proposée de construire le plus grand coronographe au monde pour aller au-delà de ce qui était accessible aux deux coronographes plus modestes sont il était déjà équipé. Les prochains paragraphes seront dédiés à expliquer la science à faire aujourd’hui avec un grand coronographe au sol. Pour conclure cette partie, acceptons pour l’instant le fait que la mesure du champ magnétique dans la couronne solaire est un enjeu majeur de la physique solaire. Ces champs magnétiques jouent un rôle primordial dans le problème non résolu du chauffage coronal. Leurs instabilités sont aussi les déclencheurs des événements violents qui sont à la source de la météorologie spatiale avec tous ses enjeux actuels. Mesurer ces champs semblait donc être un projet scientifique intéressant, mais presque impossible dans la scène astronomique française. Les deux interrogations ont trouvé réponse l’une dans l’autre.
Que peut-on observer au Pic ? Et où peut-on construire un coronographe pour mesurer les champs magnétiques de la couronne solaire ? CLIMSO était la réponse.
C’est ainsi qu’il y a dix ans, les Observateurs Associés ont accepté le défi de construire au Pic du Midi le coronographe C3 qui, avec son objectif de 42 cm de diamètre, est le plus grand au monde en activité. Le nouveau coronographe profite de l’infrastructure de CLIMSO et de son service d’observation. CLIMSO ajoute à son inventaire un instrument de pointe qui lui permettra de réaliser des observations synoptiques de longue durée. Les Observateurs Associés financeront la construction du télescope. Certains membres iront au-delà et contribueront activement au dessin optique ou à la mécanique de support et de guidage. L’OMP assurera la gestion du projet et sa construction, et financera le filtre spectropolarimétrique qui mesurera la polarisation de la raie coronale du Fe XIV, dite “la raie verte”. Le champ magnétique sera déduit des mesures de polarisation linéaire dans cette raie, soumise à l’effet Hanle.
Le chauffage coronal : un problème non résolu
L’arrivée du coronographe de B. Lyot ouvrit la voie à la compréhension de la nature de la couronne solaire, jusqu’alors seulement observée pendant les rares éclipses solaires. Les mesures spectrales de cette partie la plus externe de l’atmosphère solaire révélèrent rapidement un grave problème de physique : la couronne affichait une température moyenne de 1 million de K. Comment était-il possible que cette couche de plasma raréfié puisse atteindre de telles températures ? Il était clair qu’avec une photosphère solaire à moins de 6000 K, la réponse ne se trouvait pas dans la simple diffusion de la chaleur depuis les couches inférieures de l’atmosphère solaire. Un mécanisme de chauffage inconnu était présent dans la couronne pour lui permettre d’atteindre de telles températures. Ainsi débuta une course qui se poursuit encore aujourd’hui dans le but de comprendre ce que peut être ce mécanisme de chauffage coronal.
La réponse nous échappe encore aujourd’hui, mais l’étau se resserre autour des processus physiques capables de chauffer la couronne. En gros, deux scénarios s’opposent pour expliquer le chauffage coronal : la reconnexion magnétique et la dissipation d’ondes. Le champ magnétique solaire, bien visible dans la photosphère par ses multiples manifestations telles que les taches solaires, les plages, et autres, s’étend dans les couches supérieures. À partir de la chromosphère, la tension magnétique domine l’ensemble des forces qui agissent sur le plasma et l’on observe dans la couronne des distributions de champs quasi-potentiels, pas très différentes de celles que l’on voit dans l’expérience de collège avec les limailles de fer autour d’un aimant. Mais, contrairement à la photosphère solaire, dans la couronne l’on a beaucoup de mal à mesurer ce champ magnétique (un seul télescope au monde le fait à ce jour).
En défaut de ces mesures, on observe des boucles coronales où le plasma brillant semble tracer des lignes de champ, comme les limailles de fer le font dans notre expérience de collège, ancrées dans la photosphère et évoluant dans la couronne. La dynamique dans la photosphère force ces lignes de champ à une danse perpétuelle. Les différentes hypothèses de chauffage par reconnexion prévoient que, lors de ces mouvements, des lignes de champ se croisent, ce qui provoquerait d’énormes libérations d’énergie et, donc, le chauffage du plasma. Cette explication a comme atouts que le mouvement des lignes de force est bien visible, et que des phénomènes violents de reconnexion sont périodiquement visibles sous forme de flares. Mais elle ne résout pas tous les problèmes. La reconnexion est impossible selon la théorie magnéto-hydrodynamique la plus simple. La loi de Maxwell qui force la divergence du champ à être nulle, empêche le croisement des lignes de champ dans ce cadre.
Il est nécessaire de passer à des théories d’interaction plasma-champ magnétique plus élaborées, qui restent, à ce jour, insolubles dans les conditions de la couronne solaire. Le mécanisme de reconnexion reste donc mystérieux.
Pire encore, on observe des flares dans la chromosphère solaire, mais très rarement dans la couronne solaire et en nombre complètement insuffisant pour chauffer la couronne.
Certains spécialistes parlent alors de micro-flares, non observés à ce jour malgré leur supposée abondance. Dans le camp opposé aux hypothèses de reconnexion magnétique, on trouve les hypothèses de dissipation d’ondes. La convection du plasma solaire est loin d’être un processus tranquille. Elle génère du bruit sous forme d’ondes. Ce sont ces ondes qui excitent les modes d’oscillation solaires et qui fournissent à la sismologie solaire des informations précieuses sur l’intérieur solaire.
Mais elles sont normalement cantonnées aux couches inférieures de l’atmosphère et ne dépassent pas la chromosphère, du moins tant qu’il n’y a pas de champ magnétique.
Un champ magnétique agit comme un guide d’ondes et est capable d’amener ces ondes photosphériques dans la couronne solaire. Un calcul simple permet de montrer que ces ondes magnéto-acoustiques, générées dans la photosphère et guidées par le champ magnétique jusqu’à la couronne, ont suffisamment d’énergie pour chauffer la couronne si l’on savait seulement comment transformer cette énergie ondulatoire en chaleur. Les ondes sont observées dans la couronne, elles portent assez d’énergie. Mais comment les dissiper ? Comment transformer cette énergie en chaleur ? Deux hypothèses de chauffage, toutes deux présentant des résultats observationnels avérés, affichent des problèmes non résolus à ce jour.
Et toutes deux dépendent du champ magnétique coronal : dans un cas pour le reconnecter, dans l’autre pour guider les ondes. Quoi que vous pensiez, que vous préfériez l’une ou l’autre hypothèse, mesurer le champ magnétique de la couronne solaire semble être une partie fondamentale de la confirmation ou de l’infirmation de ces deux théories.
Comment mesurer donc le champ magnétique de la couronne ? À ce jour, la méthode connue la plus fiable est la même que celle qui sert à mesurer ce champ magnétique ailleurs dans la photosphère et la chromosphère. Cela passe par la mesure de la polarisation des raies atomiques du spectre solaire. Les atomes responsables de l’émission de ces raies spectrales, en présence d’un champ magnétique, émettent de la lumière polarisée par le biais de deux phénomènes quantiques intimement liés : l’effet Zeeman et l’effet Hanle.
Sans entrer dans les délicieux détails de ces deux phénomènes, disons que l’effet Zeeman est plus indiqué pour mesurer des champs forts et l’effet Hanle pour des champs faibles. C’est l’effet Zeeman que l’on met à profit dans les mesures du champ photosphérique, c’est l’effet Hanle qui nous permettra de mesurer le champ coronal. Mesurer le champ magnétique coronal implique donc de mesurer la polarisation des raies émises par la couronne solaire. J. Arnaud et J.L. Leroy ont été des pionniers, une fois de plus au Pic du Midi, dans les années 1980, dans les mesures de la polarisation et de l’effet Hanle dans la couronne et les protubérances. Grâce à ces mesures, nous savons que les raies coronales sont polarisées à hauteur de 1 à 3% dans les cas optimaux. Il ne suffit donc pas de prendre des images de la couronne, il faut accumuler suffisamment de photons pour pouvoir mesurer ces faibles taux de polarisation. Et cela nécessite coronographe de grande ouverture.
Les caractéristiques du nouveau coronographe C3 en découlent. Il observera la raie coronale émise par le Fe XIV à 530.3 nm grâce à un filtre de Lyot, et mesurera sa polarisation avec une lame de retard demi-onde tournante. Il observera un champ de 2.6 rayons solaires. Il portera un objectif de 42 cm pour une longueur totale de 520 cm, adaptée à la monture équatoriale de CLIMSO.
Il devra être léger pour ne pas déséquilibrer la monture et sera donc construit en fibre de carbone. Le projet ainsi lancé a été étudié et défini entre 2017 et 2021. La construction a commencé en 2021 et s’est achevée en 2024. Au moment d’écrire ces lignes, l’alignement optique est fait et seule la focalisation de l’image solaire sur le disque occulteur nous sépare des premières images de la couronne solaire.
Le chemin a été, comme c’est habituel dans ces projets innovants, semé de surprises, bonnes et mauvaises. Une lentille de 42 cm concentre plus de 500 W sur le disque occulteur. Ce disque est en réalité un miroir argenté qui devrait diriger ces 500 W là où ils ne causent aucun dommage. Mais la première réalisation de ce miroir s’est avérée défectueuse. Après avoir endommagé plusieurs composants et généré de la fumée ainsi que des frayeurs intenses, nous sommes revenus à la réalisation correcte de cet occulteur, qui aujourd’hui ne dépasse pas les 50 °C en exposition au Soleil. Mais à côté de ces frayeurs, il y a eu de bonnes surprises. Les études optiques semblaient indiquer que, avec les technologies de fabrication optique actuelles, C3 ne devrait pas présenter de tache de Lyot. La tache de Lyot est une tache lumineuse qui apparaît au centre de la pupille et qui est due à des réflexions multiples sur les surfaces et les inhomogénéités de l’objectif.
Puisque sa source est la lumière émise par le disque, cette tache peut être bien plus brillante que la couronne solaire et B. Lyot, qui l’a identifiée en premier, a inclus une pastille au centre de la pupille de son coronographe pour l’éliminer. Fallait-il une pastille de Lyot dans C3 ? Les calculs disaient que non, et les premières images de cette pupille confirment l’absence de tache de Lyot dans C3. Une bonne nouvelle.
En proposant et en construisant C3, nous ne pouvions pas ne pas avoir nos préférences pour le mécanisme de chauffage coronal. L’impartialité scientifique a ses limites et nous penchons toujours de façon plus ou moins rationnelle pour l’une des options. Le fait est que l’intérêt pour ces mesures de champ magnétique coronal est aussi motivé par un mécanisme de dissipation d’ondes proposé par l’un d’entre nous. Ce mécanisme est fondé sur le phénomène, récemment découvert en physique, des super-oscillations.
Superoscillations
Une super-oscillation est un lieu, dans l’espace et dans le temps, où une onde oscille plus vite que sa plus grande fréquence dans le spectre de Fourier. Ceci peut paraître une impossibilité mathématique, ce qui a sans doute contribué à la découverte tardive du phénomène. Mais il est bel et bien possible que, localement, une onde se mette à osciller très très vite. Et une oscillation rapide est accompagnée d’une viscosité accrue et d’une dissipation accrue sous forme de chaleur. Ce phénomène des super-oscillations peut-il être responsable du chauffage coronal ? Les premiers calculs semblent indiquer que la réponse est positive. Mais nous n’avons pas observé de super-oscillations dans la couronne solaire.
En revanche, ces super-oscillations sont presque toujours associées à des singularités dans la phase des ondes appelées dislocations.
Et ces dislocations, elles ont été observées dans la photosphère, dans la chromosphère et dans la couronne. Il est donc fort probable que les super-oscillations capables de dissiper les ondes guidées par le champ magnétique se trouvent autour de ces dislocations. L’un des objectifs de C3 est d’essayer de les trouver et de confirmer ou infirmer cette hypothèse intrigante.
Conclusion
Qu’il réussisse ou pas, le projet C3 compte déjà plusieurs succès à son actif. Il représente le dernier résultat de la collaboration Pro-Am autour de CLIMSO, qui dure déjà depuis 30 ans et qui a été reconnue par le Prix Gemini de la SF2A. Il illustre très bien le processus scientifique d’une hypothèse émise, confrontée aux observations par le biais d’un instrument construit expressément dans ce but. Il perpétue la tradition de la coronographie au Pic du Midi, initiée dans les années 1930 par B. Lyot, et, par sa taille et son objectif, il replace le Pic du Midi au premier plan de la recherche solaire.
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