Les observations

La mise en évidence d'oscillations dans les filaments ou les protubérances a été développée dès le début des années 80 (par exemple bas83 ; wie84). Pour un aperçu plus général des observations et des périodes d'oscillations détectées, on pourra se reporter aux revues de sch89, via98, sch98, ou oli99. La recherche des oscillations dans ces structures a été motivée principalement par deux problématiques importantes de la physique solaire : la transmission des ondes de pression observées à la surface du Soleil (cf Chap. 1) dans la chromosphère et la couronne, et l'évolution des ondes observées lors des phases pré-éruptives.

Trois intervalles de périodes peuvent être définis dans les protubérances (mol97) : les courtes périodes inférieures à 6 min, les périodes intermédiaires entre 6 et 40 min, et les longues périodes entre 40 et 90 min. Les courtes périodes ont principalement été détectées dans les protubérances en étudiant soit la distribution en intensité soit le déplacement Doppler des raies. Les variations temporelles en intensité ont révélé des oscillations dans la région de transition (O IV et Si IV) avec des périodes comprises entre 3 et 6 min (bla99 ; boc01). En mesurant le décalage Doppler suivant la ligne de visée de la raie H$\alpha$, wie84, bal86 ou plus récemment tho91 ont mis en évidence des oscillations de 3-6 min. Les observations citées précédemment se différencient principalement par la durée des observations (e.g., $\sim$ 2 h pour bal86), la position de la fente, ou le temps entre deux enregistrements (e.g., 30 s pour tho91). Ces paramètres sont très importants pour les observations car ils vont limiter la détectabilité des modes d'oscillations comme nous le verrons par la suite. Les oscillations de 3-6 min en intensité et en vitesse ont été interprétées comme étant liées aux oscillations générées dans la photosphère ou la chromosphère (cf Chap. 1) et transmises par le champ magnétique supportant les protubérances (bal88). En ce qui concerne les filaments, la détection d'oscillations est rendue plus difficile par le faible signal émis ou absorbé par la structure. Par exemple, mal81 (mal81, mal87) n'ont pas observé d'oscillations entre 1-10 mHz (2-17 min) dans les filaments quiescents et de régions actives situés près du centre du disque solaire . Par contre, yi91 et mol98 ont détecté des courtes périodes d'oscillations en vitesse dans la raie proche-infrarouge de l'hélium neutre à 10830 Å. Les longues périodes d'oscillations ont été observées en mesurant la vitesse suivant la ligne de visée pour la raie H$\alpha$ entre 50 et 80 min (bas83 ; bas84 ; wie84) et récemment pour la raie He I à 584 Å avec une période proche de 2 h 30 min (reg99). mas98 ont montré que les longues périodes ($\sim$ 40 min) variaient en fonction de la latitude du filament. La détection des modes va donc être influencée par la position du filament sur le disque en concordance avec la polarisation des ondes.