Caractéristiques des observations

L'instrument SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) est un spectrographe à incidence normale (wil95) embarqué à bord de SOHO. Ces caractéristiques optiques ainsi que les méthodes de traitement des données (flatfield, courants d'obscurité, calibrations, ...) sont détaillées dans l'annexe A.

Dans le cadre de la campagne MEDOC #4, nous avons défini, avec l'aide de Ph. Lemaire, un programme d'observation permettant d'étudier les oscillations globales dans les filaments de région active. Ce programme se caractérise par l'utilisation d'une fente de 0.3$''$$\times$120$''$, avec un temps d'exposition de 30 s et une résolution spectrale de 20 mÅ (second ordre de diffraction) pour la raie de l'hélium neutre à 584.33 Å. Le principe de ces observations est de pointer une surface du Soleil couverte par la fente et contenant un morceau du filament, et de suivre cette surface en tenant compte de la rotation solaire. Nous obtenons donc une série temporelle de variation de l'intensité de la raie de l'hélium neutre pendant une durée totale de 7 h 30 min. La série temporelle que nous étudions dans cette partie a été enregistrée entre 22$:$20 UT le 13 octobre et 05$:$50 UT le 14 octobre.

Comme la cible visée correspond à une très faible partie du Soleil, nous devons connaitre avec précision la zone couverte par la fente afin de situer le filament. Pour cela, nous avons effectué avec SUMER un balayage d'une zone plus large avant et après l'acquisition de la série temporelle. Le champ couvert est de 30$''$$\times$120$''$ (cf Fig. V.3) avec un temps d'exposition de 5 s et utilisant une fente de 0.3$''$$\times$120$''$. Les coordonnées de pointage (centre de l'image) sont (434$''$, -513$''$).

Figure V.3: À gauche : le balayage de la région obtenu par SUMER le 13 octobre à 22$:$17 UT. À droite : agrandissement de l'image H$\alpha$ (Fig. V.2 en haut à droite). Les régions A et B représentent deux régions brillantes en H$\alpha$ qui nous ont permis d'identifier précisément le filament.

À l'aide d'un agrandissement de l'image H$\alpha$ (Fig. V.2 en haut à droite), nous avons identifié deux régions brillantes ou plages, A et B, qui apparaissent aussi bien sur l'image H$\alpha$ (Fig. V.3 droite) que sur l'image SUMER (Fig. V.3 gauche). Entre ces deux régions se situe le filament, c'est-à-dire entre -565$''$ et -545$''$ le long de la fente.

Un autre point important des observations est de savoir si le signal provenant du filament est significatif, c'est-à-dire si le nombre de coups reçu par le détecteur est suffisant pour avoir un signal d'origine solaire et non uniquement du bruit. Pour ce faire, nous comparons les profils de raie obtenus dans et en dehors du filament (reg01). La Fig. V.4 met en évidence la qualité du signal obtenu dans le filament.

Figure V.4: Comparaison des profils de raie dans le filament (pointillés) et en dehors du filament (trait plein). Le profil dans le filament est plus étroit qu'en dehors du filament.