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Les spécificités des observations SUMER que nous avons obtenues (les résolutions spatiale, temporelle et spectrale ainsi que la durée totale des observations) ont permis de mettre en évidence un grand nombre de fréquences d'oscillations dans le filament. En particulier, on notera la présence d'oscillations pour des longues périodes de l'ordre d'une heure ($\omega_{1}$) ou un ensemble de périodes intermédiaires entre 5 min et 20 min ($\omega_{2}$-$\omega_{12}$). Les courtes périodes ne sont pas détectées. Au contraire de mal81, nous avons détecté des oscillations dans l'intervalle 1-10 mHz. On peut expliquer ce fait par la position du filament : mal81 ont étudié des filaments proches du centre du disque solaire alors que, dans notre cas, le filament est situé en (434$''$, -557$''$) ce qui permet d'observer la plupart des ondes se propageant dans la structure quelle que soit leur polarisation et malgré les effets géométriques de projection.

On peut aussi s'interroger sur l'utilisation de la raie de l'hélium neutre à 584.33 Å pour détecter des oscillations en vitesse dans les filaments. Cette raie chromosphérique correspond à la transition $1s^{2}$ $^{1}S$ - $1s 2p$ $^{1}P^{0}$ du parahélium. Les observations de cette raie apparaissent principalement dans les années 70 : dup71 pour le soleil calme, dup73 dans les régions actives, ou encore cus75 et del76 à partir d'expériences fusées. Les profiles de la raie (cus75) sont larges ($\sim$ 110 mÅ pour del76 et $\sim$ 80 mÅ pour cus75) et parfois avec un reversement du profil au centre de la raie (del76) qui est une indication que la raie est optiquement épaisse dans la chromosphère. Par contre, aucune mesure précise n'avait été effectuée dans une protubérance ou un filament avant SOHO. La largeur à mi-hauteur de la raie a été évaluée à 140 mÅ dans le Soleil calme (via00) si l'on considère une vitesse microturbulente inférieure à 5 km.s$^{-1}$ mais apparaît clairement plus étroite dans le filament (Fig. V.4 ; reg01). Le profil est apparemment non-renversé. Les modélisations des raies de l'hélium hors équilibre thermodynamique local (hea74 ; lab99) fournissent des valeurs de l'opacité de la raie dans les protubérances de l'ordre de 10$^{4}$-10$^{6}$. Les valeurs de la largeur de la raie et de l'opacité de la raie permettent de considérer le milieu essentiellement opaque dans cette raie. Par conséquent, les informations sur les vitesses Doppler que nous avons analysées peuvent provenir d'une couche superficielle où la cohérence des oscillations est maintenue.

Dans la section suivante, nous allons utiliser un modèle de protubérance développé par joa93 pour identifier les modes d'oscillations pouvant exister dans une telle structure ainsi que pour fournir un diagnostic des paramètres caractéristiques du plasma et de la géométrie du filament.