Description et objectifs du JOP 124

Dans le Chapitre V, nous avons développé une méthode d'identification des modes d'oscillation observés à partir du modèle de filament de joa93, ainsi qu'une méthode de diagnostic du filament. Ces résultats ont été obtenus grâce aux observations fournies par le spectromètre SUMER/SOHO. La résolution spectrale, la résolution temporelle et la durée totale sont les paramètres les plus importants de ces observations. La résolution spectrale permet de déterminer les vitesses Doppler avec suffisamment de précision. La résolution temporelle et la durée totale des observations permettent de fixer les périodes d'oscillation maximale et minimale que l'on pourra déterminer. La méthode de diagnostic donne accès directement à l'angle entre le champ magnétique et l'axe principal du filament, et fournit une relation entre le module du champ magnétique et la densité du filament (la température étant alors un paramètre libre du système).

Afin de valider ces méthodes d'identification et de diagnostic, nous avons mis en oeuvre un programme d'observation dédié à l'étude des oscillations dans les filaments de région actives : c'est le JOP 124 intitulé "Filament éruptif dans les régions actives" (JOP : Joint Observation Program, voir http://sohowww.nascom.nasa.gov/soc/JOPs/). Ce programme implique des instruments à bord de SOHO et des instruments de l'observatoire au sol THEMIS : SUMER/SOHO (wil95), CDS/SOHO (har95), DPSM/THEMIS (mei91 ; mei01), EIT/SOHO (del95), MDI/SOHO (sch95) et MTR/THEMIS (ray93 ; lop00).

Les objectifs scientifiques du JOP 124 sont l'étude des oscillations dans les filaments de régions actives, l'évolution du champ magnétique de la région active observée ainsi que la détermination des paramètres plasma, telles que la température et la densité, dans le filament et son environnement coronal :

• l'analyse des oscillations dans les filaments requiert une durée totale d'observation de l'ordre de 5 à 10 heures pour pouvoir déterminer les longues périodes ($>$ 40 min), une résolution temporelle élevée ($<$ 30 s ou 1 min) pour déterminer les courtes périodes ($<$ 5 min). De plus, nous pouvons étudier les oscillations globales comme dans le Chapitre V et les oscillations localisées à l'aide des observations 2D du DPSM. Aux observations de la raie HeI à 584 Å, nous avons ajouté d'autres raies (H$\alpha$ à 6563 Å, HeII à 304 Å, OIII à 599 Å, MgX à 609 Å) afin d'analyser les oscillations à différentes altitudes dans l'atmosphère et pour différents éléments composant le filament ;

• les images H$\alpha$ haute cadence permettent d'observer les changements de la configuration du champ magnétique dans la chromosphère et dans la basse couronne. L'évolution de la composante longitudinale du champ magnétique photosphérique est obtenue par les observations haute cadence (1 min) avec MDI. Le mode MTR de THEMIS est impliqué dans le JOP124 pour déterminer le champ magnétique vectoriel photosphérique ;

• dans l'optique de contraindre tous les paramètres du modèle de joa93, nous proposons un programme de diagnostic du plasma du filament et de son environnement coronal à l'aide de rapports de raies (har95) sensibles aux variations de densité (SiIX à 341 Å et 349 Å) ou de température (NeV à 359 Å et 572 Å, SiXI à 581 Å et 629 Å).

Pour la mise en oeuvre du JOP, l'aide de Ph. Lemaire (SUMER), P. Mein (DPSM), D. Pike (CDS) et F. Paletou (MTR) a été primordiale pour que les observations proposées soient compatibles avec les spécificités de chaque instrument.