Photométries comparées des émissions de l'hydrogène et de l'hélium dans les régions externes des protubérances

PHOTOMI~TRIES COMPARI~ES DES I~MISSIONS DE

L'HYDROGENE ET DE L'HI~LIUM DANS LES

RI~GIONS EXTERNES DES PROTUBI~RANCES

JEAN-LOUIS LEROY Observatoire du Pic-du-Midi, France

(Requ le 25 octobre, 1968)

R6sum6. La variation du rapport d'intensit6s Ha/D3 est 6tudi6e dans les r6gions p6riph6riques de deux protub6rances d'6clat assez faibles et qui 6taient 'suspendues' au-dessus de la chromosph6re. La partie sup6rieure des protub6rances est relativement plus intense en D3, tandis qu'en dessous des protub6rances le ph6nom6ne inverse s'observe. I1 faut consid6rer que ces variations ne peuvent pas s'expliquer par des ph6nom6nes de saturation, mais pourraient r6sulter du r6gime dynamique de la mati6re qui 6met les radiations observ6es.

1. Introduction

Nous avons montr6 pr6c6demment (LERoY, 1967) que les 6missions ~t 5876 A de l'h61ium (radiation D3) avaient dans les protub6rances solaires une r6partition prati- quement identique fi celle des 6missions plus fr6quemment 6tudi6es de l'hydrog6ne en Ha. Toutefois nous avions indiqu6 qu'une modification du rapport d'intensit6s Ha/D3 apparaissait parfois dans les parties sup6rieures des protub6rances et nous avions donn6 un exemple caractdristique de ce phdnom6ne (Figure 5 de l'article cit6)

qui paraissait d 'autant plus int6ressant qu'il avait 6t6 observ6 dans des r6gions off l'intensit6 des 6missions 6tait suffisamment faible pour que les effets de la saturation

puissent atre n6glig6s. Nos r6sultats 6talent donc en bon accord avec des travaux spectroscopiques am6ricains qui indiquent que, dans les protub6rances quiescentes tout au moins, les rapports d'intensit6s des diverses raies varient peu d'un point h l'autre (JEFFERIES et ORRAL, 1963) une tendance au renforcement relatif des raies de l'h61ium dans les r6gions les plus 61ev6es ayant ndanmoins 6t6 signalde (ZmIN, 1966).

Pourtant, nous avions mentionn6 des travaux spectroscopiques (MAKAROVA et KmYUKrIINA, 1961; TANDBI~RG-HANSEN, 1963) qui donnaient des rdsultats plut6t op- pos6s ~t nos observations et sp6cialement fi celles qui concluent fi l'homog6ndit6 des protub6rances actives. D'autre part, le fait que le rapport Ha/D3 semble parfois varier dans les parties sup6rieures des protubdrances, c'est-fi-dire fi proximit6 de la r6gion de transition protub6rance-couronne qui est si real connue, demandait fi atre examin6 de plus pr6s. Au total, on ne pouvait pas consid6rer que les travaux pr6c6- dents 6puisaient l'6tude de la r6partition des diff6rentes 6missions protub6rantielles et il nous a sembl6 indispensable de poursuivre les observations en accordant une attention particuli6re aux r6gions pdriphdriques des protub6rances.

I1 nous est en effet apparu, au cours de discussions avec le Dr. I. Kawaguchi, que la quasi-totalit6 des images et des spectres de protub6rances 6tudi6es jusqu'ici

Solar Physics 7 (1969) 221-237; �9 D. Reidel Publishing Company, Dordrecht-Holland

222 JEAN-LOUIS LEROY

ont 6t6 expos6s de telle fagon que Ha soit convenablement enregistr6 au centre de la protub6rance; on ne salt doric rien des 6missions susceptibles de devenir visibles si l 'on augmente les temps de pose et l 'on ne sait meme pas jusqu'o/~ s'~tendent les protub6rances et quelles limites on pourrait chercher ~t leur attribuer. D'autre part, il est souvent difficile d'amener sur la fente d'un spectrographe l'image d'une formation lumineuse t6nue si elle apparait en dehors du corps principal de la protub6rance et ce, meme s'il s'agit d'un d6tail relativement intense. I1 en r6sulte que l'6tude spec- troscopique du r6seau de ills extremement complexe qui prolonge souvent une pro- tub6rance, vers la chromosph6re notamment, n'a pas encore 6t6 men6e/t bien.

Le programme d'observations qui se trouvait donc d6sign6 (obtenir des images en Ha et en D3 des r6gions ext6rieures des protub6rances) pr6sentait des difficult6s pratiques notables. En effet, si l 'on admet comme il est raisonnable de la faire (a) que la largeur 6quivalente de H:~ dans les parties les plus brillantes d'une protub6rance est de l 'ordre de 5 x 10 -z (l'unit6 6rant comme d'habitude 1 A du spectre continu photosph6rique) (b) que dans les r6gions ext6rieures l'intensit6 de Hc~ peut facilement etre 20 fois plus petite (c) que, dans ces memes r6gions, le rapport H~./D3 est proche de 40 car il ne dolt pas y avoir de saturation, on voit que l 'on dolt s'attendre/~ observer des 6missions de 60 x 10 -6 en D3. Autrement dit il faudrait photographier des objets de brillance coronale avec la r6solution spatiale que l 'on demande pour des photo-

graphies de protub6rances .... Nous avons utilis6 pour ce programme l'instrument qui avait 6t6 mis au point

pour les travaux ant6rieurs (LERoY, 1967): les monochromateurs sont des filtres inter- f6rentiels Grubb et Parsons de 10 A de bande passante si bien que les d6calages spectraux dus/~ des vitesses radiales 6ventuelles des protub6rances ne peuvent alt6rer l'aspect des photographies. On enregistre sur film 24 x 36 une partie de l'image solaire de 16 cm de diametre qui est donn6e par l 'optique secondaire du coronographe. Les temps de pose n6cessaires, quand on travaille au coronographe de 20 cm, sont de l 'ordre de 2 sec pour D3 et de 1/8 sec pour Ha. Le film utilis6 est l'Agfa ISU qui est d6velopp6 /~ fond jusqu'/t un gamma de 1.6; dans de relies conditions le grain de l'6mulsion permet d'enregistrer des d6tails contrast6s de 1" ce qui correspond/t peu pr6s au pouvoir s6parateur th6orique de l'objectif diaphragm6 suivant le sch6ma de

Lyot. L'6tude des r6gions p6riph6riques des protub6rances est particulierement int6res-

saute dans le cas des objets qui montrent une masse protub6rantielle importante suspendue au-dessus de la chromosphere (et g6n6ralement reli6e/t cette derniere par des formations filiformes moins lumineuses). Aussi avons-nous s61ectionn6 dans les observations recueillies durant les derni~res ann6es les photographies de protub6rances qui apparaissaient ainsi 'suspendues' et 6tudi6 en d6tail les exemples les plus caract6- ristiques. Les r6sultats obtenus ~t ce jour portent d'une part sur les variations /t un instant donn~ du rapport H~/D3 darts les r6gions p6riphdriques d'une protuberance; d'autre part, sur les modifications particuli~res du m~me rapport H:~/D3 qui s'observent quand la matiere lumineuse d'une protub6rance s'6coule (ou parait s'6couler) vers la chromosphere. Nous appuyons ici nos conclusions sur les observations de

PHOTOMI~TRIES COMPAREES DES I~MISSIONS DE L'HYDROGENE ET DE L'HELIUM 223

deux protubdrances seulement mais nous pensons que nos rdsultats sont assez gdndraux

car la plupart de nos clichds rdv~lent plus ou moins clairement les m6mes propridtds.

2. Variation du rapport d'intensit~s H~/D3 dans les r~gions ext~rieures d'une protuberance faible

N o u s a v o n s p h o t o g r a p h i 6 , le 20 Aof~t 1967, u n e p r o t u b 6 r a n c e d ' 6 c l a t assez fa ib le q u i

6 ta i t ' s u s p e n d u e ' a u - d e s s u s de la c h r o m o s p h 6 r e au m o m e n t de n o t r e o b s e r v a t i o n . D e

Fig. 1 Images en Ha, en haut, et en D3, en bas, d'une protuberance photographide le 20 AoOt 1967 (~ 8h 52mn 40s en D3 et 8h 53mn 30s en Ha). ke bas de la photographie en D3 a 6t6 recouvert d 'un disque noir artificiel de faqon que le niveau de base des deux images soit identique. Les couples de traits blancs indiquent la direction suivant laquelle ont 6t6 effectues les enregistrements microphoto-

m6triques qui ont servi/t 6tablir la Figure 2. L'6chelle des photographies est de 3" par mm.


bonnes s6ries d'images en Ha et en D3 ont 6t6 obtenues ~t intervalles suffisamment rapproch6s pour que l'6volution de la protub6rance ne g6ne pas la comparaison des deux 6missions. La Figure 1 montre les images obtenues en D3 ~ 8h 52ran 40s et en Ha ~ 8h 53mn 30s (heure TU). Au cours du d6pouillement nous nous sommes principalement int6ress6s h la protub6rance principale (visible dans la partie gauche de la Figure 1) et h ses extensions sup6rieures et inf6rieures. Vu l'6clat mod6r6 des 6missions consid6r6es, la r6duction de l'intensit6 de HT, par suite d'effets de saturation doit &re assez faible.

L'examen de la Figure 1 montre que le corps de la protub6rance a la m~me forme et pr6sente les m6mes d6tails pour les deux radiations consid6r6es (h ceci pros que l'image en D3 pos6e 16 lois plus longtemps que l'image en H~, est in6vitablement moins fine). Par contre, on volt que la pattie sup6rieure de la protub6rance se termine par une 'queue' diffuse qui est relativement plus intense en D3 qu'en Ha. Au contraire, en dessous de la protub6rance, de petits globules bien visibles en H~ le sont ~t peine en D3 ce que l'&alement plus grand de l'image en D3 ne suffit pas h expliquer.

( " - - , _,

intensltg lumlneuse (valeurs relatives) o,s 1,o

Fig. 2. Variation de l'intensit6 des radiations D3 (en trait plein) et Ha (en tirets) dans la protub& rance du 20 Aofit 1967. On a port6 en abscisse l'intensit6 de la radiation consid6r6e dans une &helle relative; les diff6rentes ordonn6es correspondent aux diverses r6gions de la protub6rance travers6es par les enregistrements microphotom&riques suivant des trac6s ~t peu verticaux qui sont indiqu6s

sur la Figure 1,

PHOTOMETRIES COMPAR~ES DES EMISSIONS DE L'HYDROGENE ET DE L'HELIUM 225

Pour pr6ciser ces impressions nous avons faits des enregistrements microphoto- mdtriques sur les deux n6gatifs le long d'un segment dont les extr6mit6s sont indiqu6es

par deux traits blancs sur la Figure 1. Les densit6s photographiques ont 6t6 transfor- m6es en intensit6s puis la lumi~re parasite du ciel a 6t6 soustraite. On obtient alors les courbes de la Figure 2 sur lesquelles nous avons indiqu6 en G e t en G' les petits globules visibles sous la protub6rance principale et en Q la 'queue' diffuse qui con- stitue sa partie sup~rieure.

Les intensitds ont ~td multipli~es pat" un coefficient arbitraire de fa fon que les courbes coi'ncident en un point du centre de la protubdrance; on peut voir que cette coincidence persiste pour toute la partie centrale de la protub6rance mais que les courbes se s6parent dans les parties les plus faibles, le rapport Hc~/D3 6voluant de faqon oppos6e selon que l 'on est en dessus ou en dessous de la protub6rance: en Q la 'queue' verticale diffuse qui prolonge la protub6rance vers le haut - et dont il est difficile de dire off elle se termine - est 2 fois plus intense en D3 qu'en Ha. Ce r6sultat confirme et pr6cise celui que nous avons rappel6 au d6but de ce travail. Sous la protub6rance au contraire, les globules G e t G' sont 2 fois plus brillants en Hc~ qu'en D3.

On serait donc conduit 5. penser que le ou les param6tres physiques qui d6terminent la valeur du rapport H~/D3 sont stationnaires dans une protub6rance mais varient quand on s'dcarte de la r~gion de concentration maximale de la mati~re protub6ran- tielle. Toutefois une restriction importante doit &re apport6e/t cette premiere constatation: dans les r6gions ext6rieures lat~rales de la protubdrance aucune anomalie du rapport He/D3 n'apparait; le phdnom6ne que nous 6tudions ne se produit que suivant des coupes de direction proche de la verticale passant par le centre de la protubdrance. Un tel comportement 61imine certaines explications que l'on aurait pu proposer comme par exemple l'6ventualit6 que H~/D3 change progressivement de valeur au voisinage de la zone de transition protub6rance-couronne.

Le r61e que semble jouer la verticale dans ce probl~me paralt difficile a interpr6ter en fonction d'une influence possible de la gravit6 qui intervient probablement peu dans le maintien des protubdrances. Par contre, le fait que le champ magn6tique qui soutient la protub6rance soit horizontal-si tel est bien le m6canisme fondamenta l - et que par cons6quent le mouvement de la mati6re dans la direction verticale se fasse tr~s lentement, comme l'avaient d6jS_ indiqu6 MVNZVL et WOLBACH (1960) dans leur analyse des films de Sacramento Peak, pourrait inciter /l interpr6ter la variation verticale de H z~/D3 comme une consdquence d'un r6gime dynamique particulier de la matibre. Une autre possibilit6 est que l'excitation de l'h61ium soit fortement in- fluenc6e par le rayonnement ultraviolet de la chromosph6re et/ou de la couronne (KAWAGUCHI, 1964; HIRAYAMA, 1964); la pr6pond6rance de l'une ou l'autre de ces deux sources possibles d'ultraviolet ddpendrait alors de la hauteur au-dessus de la chromosph6re et 6galement de l'effet de masque que peut exercer la protubdrance vis-5_-vis de l'ultraviolet coronal pour ses r6gions inf6rieures et vis-/t-vis de l'ultraviolet chromosphdrique pour ses r6gions sup6rieures. On pourrait enfin penser que puisque la tr6s basse couronne dans laquelle baigne la protub6rance a des propridtds physiques qui varient sans doute sensiblement avec l'altitude, l'6quilibre qui r6git les 6missions de


la mati~re protubOrantielle est forcdment diffOrent/t la base et au sommet de la pro- tubOrance. Bien entendu il serait vain de chercher/t trancher entre de telles explications possibles/~ l'aide seulement de photographies en He et en D3.

Nous indiquerons pour terminer que les caract~res particuliers de la 'queue' supOrieure - relativement plus intense en D3 et diffuse - que nous avons mis en 6vi-

dence dans la protubOrance du 20 Aofit s 'observent assez fr0quemment. Cet aspect

plus diffus des parties 01evdes des protub0rances se voit Ogalement sur des images en Hc~ (KAWAGUCHI, 1967) et il est marne assez frappant sur les images/t haute rOsolution

comme celles qui ont 6t6 obtenues /~ Sacramento Peak. Nous nous proposons de

porter ult0rieurement notre attention sur ce phdnomane qui n 'a donnd lieu/~ notre

connaissance/t aucune 6tude morphologique (la raise en Ovidence de fagon eertaine,

dans la partie supOrieure des protub0rances, d'une structure particuliare accompagn0e d'une valeur anormale du rapport Hc~/D3 pourrait ~tre un moyen de rechercher des 'points de condensation' 0ventuels de la couronne).

3. Modifications du rapport d'intensit~s H~./D3 au cours de l'~coulement de la mati~re protub~rantielle vers la chromosphere

Nous avons photographi0 le 31 Aofit 1967 une protub6rance 'suspendue' int0ressante. Deux images de cet objets ont 6tO publiOes par ailleurs.* La Figure 3 donne deux autres

extraits de la sOrie d'images en Hc~ et en D3 qui ont 0t0 recueillies ~ intervalles r0guliers

pendant une quinzaine de minutes environ. Selon les cartes du Fraunhofer Institut la protubOrance dont il est question Otait

/~ peine visible le 30 Aofit ~ 15h 05ran T U mais eUe 0tait d0j/t bien d0velopp0e le m~me

j o u r / t 23h 15ran TU. Les 31 Aofit et ler Septembre elle Otait visible au-dessus du bord solaire Ouest ~ 10 ~ de latitude Nord environ. Le 2 Septembre elle Otait encore

assez 61evOe mais n'apparaissait plus dOtachOe de la chromosphOre. Le 3 Septembre, elle avai t / t peu pros disparu.

La liaison de cette protub0rance avec l'activit6 photosph0rique sous-jacente 6tait

certaine mais complexe: deux groupes de taches visibles non loin du bord Ouest le 31 Aofit 6taient situOs au Nord et un peu ~ l 'Est de la protubdrance. D'autre part, une forte intensit0 de la raie coronale 6374 A, au bord Ouest, le 31 Aofit, nous fait penser que de nouvelles taches naquirent peut-@tre au bord Ouest au voisinage de la

protubOrance. Mais il ne s'agit que de prdsomptions et, en tous cas, une demi-rotation plus tard, c'est-~t-dire dans la p0riode du 12 au 15 Septembre, aucune tache ne revint au bord Est / t la latitude considdrde.

I1 rOsulte de cette premiOre analyse que la protubOrance dtudiOe fut observOe /~ proximit6 d 'un certain nombre de taches dont on connait real l'Ovolution ce qui implique notamment qu'il y a peu de chances d 'avoir de bonnes cartes du champ magnOtique photosphdrique sous-jacent.

Nous avons obtenu entre autres images de cette protub0rance 10 vues entre 8h 25mn 50s et 8h 36mn 05s TU. Les photographies en He et en D3 sont altern~es et

* Solar Phys. 5 (1968), 403.

PHOTOMI~TRIES COMPARI~ES DES I~MISSIONS DE L'HYDROGENE El" DE L'HI~LIUM 227

Fig. 3. Images en D3 (en haut) et en Ha (en bas) d ' une protubdrance ' suspendue ' photographide le 31 Aofit 1967 (~t 8h 28mn 20s en D3 et /t 8h 29mn 05s en Ha). Le bas des photographies a 6t6 recouvert d ' u n disque noir artificiel de fa9on que le n iveau de base des deux images soit le m6me.

L'~chelle des photographies est de 2" par ~run.


une image en Ha suit toujours une image en D3 de moins de 60 sec. La qualit6 des images en D3 est le plus souvent inf6rieure ~t celle des images en Ha (expositions plus longues); d'autre part, la qualit6 des photographies obtenues est optimale au milieu de la s6quence consid6r6e. Sur les meilleures images, la largeur ~ mi-hauteur des plus fins d6tails est voisine de 1" c'est-~t-dire proche de la limite impos6e par la diffraction. I1 importe enfin de se rappeler que le film utilis6 6tait le m~me pour les deux radiations et qu'il avait re9u un 6talonnage photom6trique relatif. I1 est donc possible de d6ter- miner avec une bonne pr6cision les rapports des intensit6s en Hc~ et en D3 h unfacteur multiplicatif prks.

La Figure 3 montre que l'objet que nous 6tudions maintenant se compose en r6alit6 de deux formations distinctes. Dans ce qui suit nous nous int6resserons presque exclusivement h celle de gauche qui se pr6sente comme une protub6rance 'suspendue', reli6e ~t la chromosph6re par un filament lumineux que nous d6signerons du nora de p~doncule (pour 6viter l'emploi du mot 'filament' qui a en physique solaire une

signification bien d6termin6e). L'examen de la Figure 3 conduit ~t formuler quelques observations pr6liminaires: (a) Le p6doncule lumineux qui relie la protub6rance 'suspendue' ~t la chromos-

ph6re est relativement plus intense en Ha qu'en D3 (H~/D3 est plus grand dans le p6doncule que dans le corps de la protub6rance).

(b) En haut et ~t gauche de la protub6rance 'suspendue' une masse lumineuse

triangulaire situ6e sur la bordure sup6rieure de la protub6rance est au contraire plus intense (toujours en valeur relative) en D3 qu'en Ha.

(c) Si l 'on examine des couples de points de m~me intensit6 en Hc~, suffisamment peu brillants, et situ6s respectivement sur les bordures sup6rieure et inf6rieure de la protub6rance, on peut voir que les r6gions externes sup6rieures sont syst6matique- ment plus brillantes en D3 qu'en Ha, et vice versa.

(d) Aucune diff6rence analogue n'apparMt entres les bordures droite et gauche de

la protub6rance. Les constatations (c) et (d) confirment les r6sultats expos6s plus haut. Le point

(b) se rattache par contre au probl6me 6voqu6 ~t la fin de la Section II, de la pr6sence 6ventuelle, au sommet d'une protub6rance, d'un point 'chaud' (par comparaison avec le reste de la protub6rance) o3 pourrait s'effectuer la 'condensation' de la mati6re coronale. Nous n'6tudierons pas ici ce probl6me et concentrerons notre attention sur le point (a) c'est-~t-dire que nous nous attacherons h l'6tude du p6doncule qui relie la protub6rance ~t la chromosphere. La Figure 4 donne une reproduction, pour les 10 images de la s6rie de photographies s61ectionn6es, de toute la partie de la pro- tub6rance qui a des relations avec ce p6doncule.

Nous avons compl6tement explor6 au microdensitom6tre Vassy les portions de n6gatifs reproduites sur la Figure 4. Les densit6s ont 6t6 transform6es en intensit6s relatives puis on a soustrait la lumi6re parasite du ciel; des cartes en isophotes ont ensuite 6t6 construites apr6s normalisation des intensit6s par rapport ~t un point choisi au centre de la protub6rance auquel on a attribu6 l'intensit6 i00 en Ha comme en D3. Cette proc6dure revient ~ 6tudier la variation de l'intensit6 lumineuse en diff6-

PHOTOb~TRIES COMPAREES DES EMISSIONS DE L'HYDROGENE ET DE L'HELIUM 229

Fig. 4. Reproductions partielles de 10 photographies de la protuberance du 31 Aoflt 1967 montrant l 'evolution rapide du "p6doncule' qui la reliait a la chromosphere. L'dchelle des photographies est de 2"5 par mm. Les num6ros impairs de la s6quence sont des vues en D3, les autres des vues en H~.

230 JEAN LOUIS-LEROY

rents points du p6doncule en admettant que le point de r6f6rence avait une intensit6

constante. Cette hypoth&e nous parait largement justifi6e car les photographies

montrent clairement que le corps de la protub6rance montra tr6s peu de changements

pendant les 10 minutes considdr6es alors que des modifications rapides se produisaient

dans le p6doncule. D'autre part, pour autant que l 'on puisse se tier fi la constance

des temps d'exposition donnds par un obturateur fi rideau, la comparaison entre elles

des 5 images en He et des 5 images en D3 indique 6galement que le point choisi

pour r~fdrence a gard6 sensiblement la m~me intensit~ pendant le laps de temps

consid6r6. Nous pensons finalement que s'il y a eu des variations, elles n'ont pas

d@ass6 -T- 10%; ceci fixe la pr6cision de notre normalisation des intensit& d'un clich6

& l'autre et nous estimons que cette pr6cision est sutiisante pour le travail dont il est

question ici &ant donn6 que les variations d'intensit6 dans le pddoncule sont tr6s

sensiblement plus grandes.

La Figure 5 donne des cartes en isophotes du p6doncule pour deux couples d'ima-

ges dont celui de la Figure 3. On remarquera que routes les intensit& sont plus petites

que l'intensit6 100 attribu6e au point de rdf6rence; or, ce point avait lui-mame 6t6

choisi dans une r6gion sombre ~t l'int6rieur de la protubdrance. Il en r6sulte que la

8h 28mn 20s

IE

5.ooo km

a - t 8h 29mn 05s ~ ,.-,~\%N

0

H,~. 4s

Fig. 5. Isophotes en intensit6 de la pattie inf6rieure de la protub6rance du 31 Aofit 1967 ('p6doncule' reproduit sur la Figure 4; la chromosph6re est vers le bas de chaque carte). Les intensit6s vont toujours en augmentant quand on passe de l'ext6rieur 5. l'int6rieur du p6doncule; elles croissent de 8 en 8 quand on passe d'une isophote en D3 5. la suivante, de 15 en 15 dans le cas des isophotes en Ha.

PHOTOMETRIES COMPAP~ES DES I~MISSIONS DE L'HYDROGENE ET DE L'HELIUM 231

formation que nous 6tudions peut 8tre considdr6e comme peu brillante et que les

variations de largeur 6quivalente qui pourraient r6sulter de ph6nom6nes de saturation

(en He surtout!) doivent &re petits. Cette circonstance nous permet de faire une

comparaison significative des 6missions en He et en D3 darts le p6doncule. Avant de nous intSresser aux d6tails de ce p6doncule nous pouvons faire quelques

remarques valables pour son ensemble: (a) Pendant les 10 minutes de temps qui sont couvertes par notre s6quence la

position dans l'espace du p6doncule ne parMt pas fixe, les derni~res images montrant notamment une concavit6 tourn6e vers le bas qui est peu visible au d6but de la s8quence. Si l 'on admet que la mati~re lumineuse qui est vue sous forme d'un p6don- cule est canalis6e dans un tube de force magn6tique on est conduit / t penser que ce

tube de force se dSplace lat6ralement pendant la dur6e des observations. Une telle constatation est contradictoire avec des rSsultats antSrieurs qui montraient que les trajectoires des masses lumineuses qui quittent successivement une protub6rance sont la plupart du temps les mOmes (SEVERNY et KHOKHLOVA, 1953). Une explication de la d6formation apparente du pddoncule que nous 6tudions ici pourrait 6tre un processus analogue/t celui que BRUZEK (1964) a d6crit dans le cas des protub6rances 'en boucles': la mati~re suit des tubes de force fixes dans l'espace mais les globules qui s'6chappent successivement de la protub6rance suivent des tubes de force diff6- rents ....

(b) Dans l'hypothbse off la protub6rance est soutenue par un champ magndtique on doit s'attendre fi ce que les lignes de force soient fi peu pr6s horizontales ou marne ddprimdes en dessous de la protub6rance (KIPPENHAHN et SCHLUTER, 1957). Alors, on comprend real la trajectoire oblique (quels que soient les effets de perspective) que suivent les morceaux de mati6re qui constituent le pddoncule. MENZEL et WOL- BACH (1960) avaient envisag6 la possibilit6 que la mati6re constituant la protub&ance puisse traverser lentement les lignes de force horizontales; mais alors, le mouvement de ces fragments lumineux devrait ~tre sensiblement vertical, ce qui 6tait effectivement observ6 par les auteurs pr6c6dents, et non oblique comme dans notre cas.

(c) Les cartes en isophotes de la Figure 5 montrent que l'intensit6 maximale en He est de l'ordre de 75 alors qu'elle atteint /t peine 40 en D3 dans les diffdrents globules qui constituent le p6doncule. Puisque nous avons normalis6 les intensit6s / tune valeur de 100 en He comme en D3 pour un m6me point de l'int6rieur de la protub6rance, cel/t veut dire que le rapport d'intensit6 Hc~/D3 est approximativement 2 fois phts grand dans le p6doncule. II s'agit d'un gros ph6nom6ne qui ne peut pas s'expliquer par la saturation de He puisque les intensit6s dans le p6doncule sont un peu plus faibles mais du lname ordre de grandeur cependant que l'intensit6 du point qui a 6t6 choisi pour r6f6rence. Nous consid6rons donc que la Figure 5 - comme la Figure 2 - apporte une confirmation au point de vue que nous avions ddj~t avanc6 (LERoV, 1967): contrairement / t ce qui 6tait admis jusqu'/t ces derni6res ann6es il faut consid6rer que l 'on observe dans certaines protub6rances des rdgions o/l la variation du rapport He/D3 ne peut pas s'expliquer par la saturation de l'6mission en He.


La Figure 5 permet aussi de voir que le rapport He/D3 semble constant d'un globule /t l 'autre quels que soient leurs 6clats; on peut donc dire que la variation du rapport He/D3 survient essentiellement au moment o~5 la mati6re quitte le corps de la protub6rance et s'engage dans le p6doncule. Afin de pr6ciser cette impression nous avons essay6 de suivre l'intensit6 totale d 'un globule lumineux pendant toute sa descente (qui se fair en un laps de temps inf6rieur aux 10 minutes couvertes par nos observations). Nous nous sommes alors heurt6s ~t un obstacle impr6vu et appa- remment insurmontable dans le cases du travail envisag6: les globules lumineux qui semblent descendre le long du filament n'ont pas d'individualit6 propre, c'est-~t-dire que, au cours de leur descente, ils se fragmentent - et les diff6rents morceaux s'61oig-

10000 krn I I

D3 8h 25ran 50s

H.r 8h26 mn20s

D 5 8h 28 mn 20 s

~ 2 9 r n n OSs

D3 8h 30rnn 3Ss

H~ 8h 31ran OSs

D3 8h 33rnn 20s

H,K 8h 33ran 35s

D 3 8h 3r 'mn 40s

H ~ 8h 36rnn 05s

Fig. 6. D6formation d'un globule lumineux au cours de sa descente le long du 'pddoncule' de la protub6rance du 31 Aofit 1967. On a port6 en ordonn6e l'intensit6 maxirnale dans le ~ et en abscisse l'abscisse curviligne compt6e le long de ce dernier. Les intensitds sont exprim6es dans deux 6chelles relatives (une pour Ha et une pour D3) et le niveau z6ro des intensit6s est indiqu6 par un trait horizontal h gauche de chaque courbe. On a hachur6 les diff6rents profils correspondant ~t un m6me globule lurnineux (en faisant, pour les premibres courbes, quelques hypotheses sur la faqon

do nt la mati6re lumineuse passe de la protub6rance ~t un globule du 'p6doncule'.

PHOTOMETRIES COMPAREES DES EMISSIONS DE L'HYDROGENE ET DE L'HELIUM 233

nent les uns des autres - ou bien au contraire ils se r6unissent ~t un autre globule, ce

dernier ph6nom6ne survenant notamment au d6but de la descente.

Pour 6tudier ce ph6nom6ne nous avons 6tabli la Figure 6 sur laquelle nous avons port6 en abscisse l'abscisse curviligne compt6e le long du filament (~ l'endroit off sur une coupe transversale, l'intensit6 est maximale) et en ordonn~e la valeur de cette intensit6 'de cr~te'. Nous avons soulign6 par des hachures un globule qui parcourt de haut en bas tout le p6doncule pendant la dur6e de nos observations. I1 est d'ailleurs bien visible dans le tiers sup6rieurs du p6doncule sur les deux photographies de la Figure 3 et l 'on volt d6j~ sur ces reproductions que sa forme s'est sensiblement modifi6e entre 8h 28ran 20s et 8h 29ran 05s, c'est-~-dire en l'espace de 45 sec seulement!

La Figure 6 met en 6vidence de fagon 6clatante ces modifications: si au milieu de la s6quence (8h 29ran 05s, 8h 30ran 35s, 8h 31ran 05s) la forme du globule parait se conserver ~ peu pr6s, dans les derni6res images (8h 33ran 20s, 8h 33ran 35s, 8h 35mn 40s, 8h 36ran 05s) elle se modifie notablement, le globule s'allongeant au point de devenir un long fuseau (Figure 4). Au contraire, darts les premieres images de la s& quence (8h 25ran 50s, 8h 26ran 20s, 8h 28ran 20s) le globule peut ~ peine ~tre iden- tifi6: non seulement il a une forme tr6s diff6rente de celle qu'il acquerra quelques minutes plus tard mais encore son intensit6 totale n'est pas d6finie en ce sens que la mati~re lumineuse semble encore passer du corps de la protub6rance au globule alors m~me que celui-ci parMt d~j~ d6tach6!

De fa~on grossi6rement imag6e, le comportement d 'un globule de mati~re lumineuse au moment off il s'6chappe de la protub6rance paratt tout ~t fait analogue celui d'une goutte de liquide se d6tachant d'un tube, progressivement ~ cause des effets de capillarit6. Par la suite, le mouvement des globules lumineux le long du p6doncule se fait non pas comme s'il s'agissait de masses discontinues mais comme si l 'on assistait /~ un 6coulement continu marqu6 seulement par des condensations locales plus ou moins grandes de mati6re lumineuse dont l 'importance et la r6partition se modifient constamment. On peut d'ailleurs remarquer que les intervalles noirs qui semblent s6parer diff6rents globules ~t la fin de notre s6quence (voir les deux derni6res images de la Figure 4) montrent en fair une 6mission lumineuse non n6gligeable qui ne peut pas s'expliquer par l'6talement instrumental ou atmosph6rique de la lumi6re des globules (on le v6rifie en effectuant dans les globules des coupes photom6triques parall61es puis perpendiculaires ~t l'axe du p6doncule).

Les apparences qui viennent d'Stre d6crites pourraient ~tre dues essentiellement la structure fine du p6doncule: son diam6tre atteint 4000 km par endroit et l 'on salt

(DUNN, 1959) que des structures de moins de 300 km existent parfois dans les pro- tub6rances. II est donc tr~s possible que ce qui appara~t sur une image comme un p6doncule unique (ou par endroit d6doubl6) soit en r6alit6 compost d 'un grand hombre de ills non r6solus. Si des globules de mati6re de petite dimension descendent le long de ces ills avec des vitesses diff6rentes, il dolt apparMtre, sur une image non r6solue, des condensations lumineuses, r6sultant d'effets de perspective temporaires, qui changent constamment de dimension, de forme et d'intensit& Une autre possi-

234 J E A N - L O U I S L E R O Y

bilit6 serait que le p6doncule soit compos6 de ills non r6solus d'intensit6 uniforme sur toute leur longueur et sensiblement parall~les; dans ces conditions le moindre d6- placement lat6ral des ills les uns par rapport aux autres peut faire apparattre des condensations lumineuses mobiles d6s lors que l 'on observe avec un pouvoir s6para- teur insuffisant (BILLINGS, 1966).

Quelle que soit l'explication vdritable des ph6nom~nes observ6s on est donc amen6 consid6rer que les globules lumineux n'ont pas d'individualit6, ce qu'indique bien

la Figure 6. Une telle conclusion est assez inqui6tante si l 'on songe que la plupart des 6tudes de mouvements de protub6rances (qui faisaient d6j~ l'hypoth6se que les d6placements observ6s sur le plan du ciel sont des d6placements de la mati6re et non pas de la cause d'excitation du rayonnement!) sont pr6cis6ment fond6es sur la mesure de la position de d6tails analogues ~ ceux que nous avons 6tudi6s ici.

Devant l'impossibilit6 que nous rencontrions ~t d6finir les globules lumineux et 6tudier la variation de leur intensit6 en H~ et en D3 pendant leur descente, nous avons d6cid6 de d6terminer la variation moyenne de H~/D3 le long du p6doncule en faisant la moyenne des intensit6s observ6es & diff6rents instants en des points situ6s h une abcisse curviligne donn6e; l'origine des abscisses curviligne a 6t6 choisie ~ l'endroit off le p6doncule se s6pare du corps de la protub6rance. On a obtenu de cette faqon la Figure 7 sur laquelle, malgr6 des accidents r6siduels dus au petit hombre de clich6s

' ' I 50.000 km 25 .000 km 0

H*r

D3

P

/ i I

, I

vers Io chromosphere

0,0

5 c ~a

h

| ~7

q s -

o

1,0

Fig. 7. Variation moyenne de l'intensit6 lumineuse le long du 'p6doncule' de la protub6rance du 31 Aofit 1967. On a port6 en abscisse l'abscisse curviligne compt6e le long du 'p6doncule' & partir du point P off celui-ci se rattache au corps principal de la protub6rance et en ordonn6e le logarithme de l'intensit6 obtenue en faisant les moyennes des intensit6s observ6es sur 5 clich6s en H~ et 5

clich6s en D3.

PHOTOMI~TRIES COMPARI~ES DES ~MISSIONS DE L'HYDROGENE ET DE L'HI~LIUM 235

qui ont 6t6 utilis6s (5 en Ha et 5 en D3), on peut ais6ment voir apparaitre quelques

traits caract&istiques:

(a) C'est imm6diatement au sortir du corps de la protub&ance que le rapport H~/D3 change et acquiert une valeur ~t peu pros 2 fois plus grande comme nous l'avions mentionn6 plus haut.

(b) L'intensit6 en Ha comme en D3 semble d6croitre quand on consid&e des r6gions du p6doncule de plus en plus proches de la chromosph&e. Toutefois cette apparence n'est pas tr6s significative car nous avons port6 sur la Figure 7 l'intensit6 de cr&e du p6doncule; or, la Figure 4 montre que la largeur du p6doncule tend ~ aug- menter au voisinage du soleil si bien que l'intensit6 totale doit rester ~ peu pr6s constante. Autrement dit, l'~mission totale, en Ha comme en D3, ne varierait pas sensiblement quand un fragment de mati6re protub6rantielle se rapproche du soleil.

(c) I1 convient de pond6rer l'affirmation pr6c6dente en faisant remarquer que l'in- tensit6 en Ha semble d6cro~tre un peu plus lentement que l'intensit6 en D3 ce qui veut dire que, si la grande augmentation de H~/D3 se situe au sortir de la protu- b6rance, ce rapport augmente encore 16g~rement quand la mati~re se rapproche du soleil. Au total, on constate donc que l'6mission en D3 est d6favoris6e, pour une raison que nous ignorons, au voisinage de la chromosph6re. Cette conclusion rejoint celle que nous avions formul6e ~ la fin de la Section II apr~s ~tude de la protub6rance du 20 Aofit 1967.

Nous ne chercherons pas ici des explications ~ tous les ph~nom6nes particuliers qui viennent d'etre d6crits mais nous voulons cependant faire remarquer une analogie int6ressante: dans leur analyse du mouvement des protub6rances SEVERNY et KHOKH- LOVA (1953) ont montr6 qu'une modification de la vitesse de d6placement apparent d'une masse de mati&e protub&antielle coincidait parfois avec une variation brusque de l'intensit6 en Ha. Ici nous avons montr6 que le rapport H~/D3 varie tr6s rapide- ment quand la mati~re quitte le corps de la protub6rance pour s'engager dans le p6doncule. Le rapprochement de ces deux donn6es d'observation conduirait ~ penser qu'il y a des relations importantes entre le r6gime dynamique de la mati~re d'une protub&ance et le rayonnement qu'elle 6met. Nous avions d6j~ envisag6 cette possibilit6 dans la Section II et nous constatons par ailleurs qu'ellc pourrait s'accorder avec les

r6sultats r6cents de HIRAYAMA (1964; 1968) qui montrent que la vitesse de turbulence locale semble plus ou moins li6e h l'intensit6 des 6missions protub&antielles.

4. Programme d'observations compl6mentaires

Nous avons insist6 ~ plusieurs reprises dans cet expos6 sur le fait que nous avions observ6 dans certains points de plusieurs protub&ances des variations du rapport H~/D3 qui ne pouvaient pas s'expliquer par des ph6nom~nes de saturation. Ces anomalies se manifestent dans des r6gions p6riph6riques ce qui peut ~tre partiellement dfi ~ un effet de s61ection observationelle car il est plus difficile de d6celer une petite masse de mati6re qui a un rayonnement particulier si elle est plus ou moins masqu6e par les structures brillantes du centre d'une protub6rance. Mais il est possible 6gale-


ment que l 'on ne trouve de variations du rapport He/D3 que dans les r6gions pdri- ph6riques parce que c'est l~t seulement qu'existent des m4canismes physiques particuliers (par exemple des m4canismes non stationnaires comme la 'condensation' de la mati6re coronale ou bien l'4coulelnent de la mati6re protub6rantielle). Cette derni6re 6ventualit6 ferait 6videmment souhaiter une extension de l'6tude qui vient d'etre d4-

crite ~t des 6missions en He et en D3 de plus en plus faibles; malheureusement un tel programme se heurte/ t des difficult6s pratiques importantes.

Le Dr. I. Kawaguchi nous a sugg4r6 que l'observation de la radiation ~t 4686 A de l'h61ium ionis6 pourrait ~tre tr~s utile pour pousser plus avant l'6tude des r6gions p6riph6riques des protub6rances. En effet, cette radiation ne peut apparaitre que pour des excitations de 50 volts environ c'est-~t-dire que, si l 'on admet pour les protub6- rances un mod6le ~t plusieurs composants, la radiation 4686 A ne devrait briller que dans les r6gions les plus chaudes, sans doute dans les r6gions externes qui sont le plus au contact du milieu coronal. Nous avons donc abord6 ce nouveau programme d'observation qui se pr6sente de fagon tr6s d41icate: il est exclu d'4tudier les protub6- rances avec des filtres ayant une s61ectivit6 sup6rieure ~ 2 A car il ne faut pas que les d6calages spectraux dus aux vitesses radiales puissent affecter l'aspect des images. Nous avons entrepris un programme de photographies avec un filtre de 4.7 A de bande passante qui & ce point de vue est tr6s appropri& Mais on se heurte au fait qu'il faut photographier g travers un filtre fi bande passante relativement large des 6missions tr6s faibles. (Les donn6es d'observation publi6es laissent pr6voir pour la raie 4686 A une largeur 6quivalente de l'ordre de 20x 10 .6 dans les protub6- rances quiescentes et de 100 x 10 .6 dans les protub6rances actives.) Enfin, on doit se rappeler que la r6gion bleue du spectre est d4favorable pour les travaux au coronographe...

Nous avons d6j~t obtenu des clicMs qui montrent effectivement les protub6rances dans la lumi6re de la radiation 4686 A mais il est clair qu'il faudra attendre longtemps peut-6tre des conditions atmosph6riques exceptionnellement favorables pour enregistrer des images suffisamment d6taill4es. Nous pensons que ce travail m6me s'il doit avancer tr6s lentement vaut pourtant la peine d'atre ex6cut6 car il pourrait compl6ter utilement des programmes spatiaux qui se proposent d'observer d'autres radiations (ultraviolettes) suppos6es 6raises dans la r6gion de transition protub4rance- couronne (KozLOVSKY et ZIRIN, 1968).

Summary

This study follows a previous paper (LEROY, 1967) in which we have shown that the emissions of helium in D3 and of hydrogen in He have generally the same distribution in a solar prominence (with an interesting exception in which D3 was relativel), stronger in the upper part of the prominence). But this first work was mainly devoted to the central - bright - parts of prominences so that it appeared necessary to carry on the same observations with special attention to the faint outer parts of prominences (in such regions some peculiarities may appear, for instance non-stationary

PHO~OMI~TRIES COMPAREES DES EMISSIONS DE L'HYDROGENE ET DE L'HELIUM 237

processes which would possibly occur in the vicinity of the prominence-corona

transition layer).

We have chosen, out of our collection of images in Ha and in D3, two series which

showed prominences lying over the chromosphere. In the first one (prominence of 1967, August 20th; see Figure l) it is interesting to notice that the ratio of intensities H~/D3 is nearly constant inside the prominence but that it changes in the outer part of the prominence, D3 being relatively stronger upward and HT. downward. It is

shown that this effect is not likely to result f rom self-absorption and we give three

tentative reasons for this phenomenon (relation between dynamical properties and

emissions of prominence matter; influence of coronal and chromospheric ultraviolet radiation on the excitation of helium; vertical gradient of the physical properties in the lowest coronal regions).

Our second example shows (see Figure 3) a 'hanging' prominence which is tied

to the chromosphere by a filament (which we call a 'p6doncule') through which prom-

inence matter seems to flow towards the sun. Here we have mainly studied the evolution of the H~/D3 ratio in the 'p6doncule': it appears that Hc~/D3 changes abruptly

when the matter leaves the prominence and then that it stays approximately constant from the top to the bot tom of the 'p6doncule', H~/D3 being then 2 times larger than

in the prominence. Again we think that self-absorption cannot explain the observa-

tions and we emphasize the possibility of a relation between dynamical state of

prominence matter and its radiation. Finally, the study of the evolution of the 'p6don-

cule' during 10 rain shows that, even when one observes discrete luminous condensations which flow down from the prominence, it is probable that this flow is more or

less continuous and that the elementary structure of such a stream is under the re-

solving power ofcoronagraphs. Thus, the determinations of the velocity of prominence matter by measuring the successive positions of its luminous condensations may give completely fictitious results.

R 6 f & e n c e s

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Documents

Photométries comparées des émissions de l'hydrogène et de l'hélium dans les régions externes des protubérances