Résultats de l'étude des oscillations

Des ondes se propagent dans les structures magnétiques solaires selon les propriétés du champ magnétique et la nature du plasma. L'étude des ondes magnétohydrodynamiques se propageant dans les filaments semble donc un moyen indirect d'obtenir un diagnostic de cette structure (détermination de la densité, de la température et du champ magnétique).

Dans le but de prouver l'existence de telles ondes dans les filaments, nous avons défini un programme d'observation avec le spectromètre SUMER/SOHO. Pour la raie de l'hélium neutre à 584 Å, la série temporelle en vitesse Doppler est soumise à une analyse de Fourier. Le spectre de puissance obtenu met en évidence des fréquences caractéristiques entre 0.25 et 3 mHz (entre 1 h 30 min et 5 min).

Nous avons ensuite utilisé le modèle de joa93 pour comparer les fréquences observées et les fréquences caractéristiques des ondes MHD apparaissant dans ce modèle. Le filament est considéré comme un parallélépipède rectangle de densité $\rho _{o}$ et de température $T_{o}$ dans un environnement coronal ($\rho_{e}$, $T_{e}$) et plongé dans un champ magnétique uniforme $\vec B$ incliné d'un angle $\phi$ par rapport à l'axe principal du filament. La direction de propagation des ondes est dans un plan parallèle à la photosphère. En utilisant la méthode des modes normaux, nous obtenons les relations de dispersion pour les ondes MHD (ondes d'Alfvén, ondes magnétoacoustiques lentes et rapides). Une analyse paramétrique de ce modèle permet de donner les valeurs approchées des fréquences primaires et secondaires de chaque mode et d'obtenir des propriétés intéressantes concernant les différentes fréquences (rapports des fréquences, classement des fréquences, estimation des fréquences pour des valeurs typiques de la densité et de la température). Nous obtenons alors une méthode d'identification des fréquences observées aux fréquences primaires des modes MHD. Dans le cas de la région active 8725, le mode d'Alfvén pair a une fréquence de 0.25 mHz (65 min), le mode magnétoacoustique rapide "kink" une fréquence de 0.87 mHz (20 min), le mode d'Alfvén impair une fréquence de 1.66 mHz (10 min).

Cette méthode d'identification et l'étude paramétrique du modèle se combinent pour fournir un diagnostic du filament étudié : l'angle $\phi$ entre l'axe principal du filament et le champ magnétique est estimé à 18$^{\circ }$, le module du champ magnétique (en Gauss) est directement proportionnel à la racine carrée de la densité (en cm$^{-3}$) du filament : $B \sim 2.9 10^{-5} \sqrt{\rho_{o}}$.

Pour confirmer et développer cette étude, nous avons mis en oeuvre un programme d'observation commun aux instruments du satellite SOHO (SUMER, CDS, EIT, MDI) et de l'observatoire au sol THEMIS (DPSM, MTR). Ce programme permet d'étendre l'analyse des oscillations dans les filaments de régions actives à différentes raies spectrales (ou différentes altitudes dans la couronne). De plus, ce programme nous fournit des informations supplémentaires sur l'évolution du champ magnétique et permet également un diagnostic direct du filament et/ou de son environnement. Les résultats préliminaires de ces observations mettent en évidence des fréquences caractéristiques pour la raie HeI à 584 Å entre 0.5 et 2 mHz (entre 5 et 30 min), pour la raie MgX à 609 Å de 3.73 mHz, et pour la raie H$\alpha$ à 6563 Å de 4.16 mHz. De plus, les observations DPSM ont permis de caractériser les mouvements de matière associés à un filament éruptif.