An observational study of helium in the solar corona with the EIT telescope on board the SOHOspacecraft.
Contribution à l'étude de l'hélium dans la couronne solaire. Observations du télescope spatial EIT
Résumé
Helium is the second most abundant element in the Universe. The understanding of the physicals processes associated with helium as well as the determination of the helium abundance both have implications in various research fields such as cosmology, stellar evolution or the physics of the solar wind. Helioseismology techniques give accurate measurements of the helium abundance in the solar interior, spectroscopic techniques provide diagnostics in the photosphere and in the chromosphere, and in situ measurements in the solar wind at 1 A.U. are carried out with particle detectors. But very few observations of helium exist in the corona and therefore, our knowledge of helium at intermediate distances between th photosphere and the solar wind is essentially based on theoretical studies. The present work is a tentative contribution to help constraint the observational knowledge of helium in the solar corona. The EIT telescope on board the SOHO spacecraft can observe the solar corona up to 2 Rs in an interval of wavelengths in the extreme ultraviolet spectrum including the resonance line of the He+ ion at 30.378 nm. This line being formed in the solar corona by resonant scattering of the chromospheric flux by coronal He+ ions, its intensity is proportional to the number density of He+ ions. Therefore, the observation of this line in the corona can potentially provide interesting diagnostics of the coronal helium. In spite of the contamination by other spectral lines, it seems that a non negligible fraction of the signal recorded by EIT in its 30.4 nm bandpass can be attribuated to the resonance line of He+. Furthermore, a preliminary study seems to show that the observed intensity gradients are anomalously low in the polar regions. The aim of the present work was to investigate further these preliminary results. We first carried out a detailed critical analysis of the characteristics of the EIT instrument in order to confirm that the 30.378 nm line of He+ in the corona can be detected in the 30.4 nm bandpass of EIT. This analysis implies a precise evaluation of several calibration parameters such as the flat-field of the detector, the contamination of the 30.4 nm bandpass and the instrumental stray light level. In order to interpret the intensities measured with EIT, we developed a model of the intensity of the resonance line of He+ in the corona, with the existing models for the Lyman alpha line of neutral hydrogen as a starting point. This model requires as an input some physical parameters such as the electron temperature and electron density, which were independently determined either from previous results or from new observations. The comparisons between the observed intensity and the prediction of the model seem to confirm the results of the preliminary analysis. In the equatorial regions, the intensity gradient of the resonance line of He+ is compatible with the electron density scale height. But at high latitudes in the polar coronal holes, the intensity gradient seems significatively smaller than what is expected from the computations. One can interpret this observation by an accumulation of helium in the polar coronal holes, where the fast solar wind originates. If the coronal ionisation balance computed in the model is valid, this accumulation of He+ could be the signature of an enhanced helium abundance in the corona. Some theoretical models of the corona/solar wind system show that the helium abundance could indeed be 20% or more in the corona, even though it is 10% in the solar interior and 4% in the solar wind. Because helium is four times more massive than hydrogen, it is clear the an enhanced helium abundance in the corona would greatly impact the energy and momentum fluxes in the solar wind. However, further observations, especially with a better spectral resolution and a lower stray light level, are needed to confirm those of EIT.
L'hélium joue un rôle fondamental dans la physique de l'héliosphère. La compréhension des phénomènes physiques qui lui sont associés ainsi que la détermination de son abondance ont des répercussions dans des domaines aussi variés que la cosmologie, la modélisation stellaire ou l'étude du vent solaire. L'héliosismologie permet maintenant de mesurer précisément l'abondance d'hélium dans le coeur du Soleil, les méthodes spectroscopiques fournissent des diagnostic dans la photosphère et dans la chromosphère, et l'hélium est étudié à une unité astronomique dans le vent solaire avec des détecteurs de particules in situ. Mais très peu de mesures existent dans la couronne et de ce fait, dans l'intervalle de distances allant de la chromosphère au vent solaire, notre connaissance de l'hélium repose essentiellement sur des travaux thériques. Ce travail est donc une contribution à l'étude observationnelle de l'hélium dans la couronne solaire. Le télescope EIT embarqué à bord de SOHO peut observer la couronne solaire jusqu'à 2 Rs dans un intervalle de longueurs d'onde du spectre extrême ultraviolet comprenant la raie de résonance à 30.378 nm de l'ion He+. Cette raie étant formée dans la couronne principalement par diffusion résonante du flux de photons chromosphérique par les ions He+, son intensité est proportionnelle à la densité d'ions He+, et son observation permet donc potentiellement un diagnostic intéressant de l'hélium coronal. Malgré une contamination par d'autres raies, il semble qu'une fraction non négligeable du signal enregistré par EIT dans sa bande passante à 30.4 nm puisse être attribuée sans ambigüité à la raie de résonance de l'He+. De plus, une étude préliminaire semble avoir indiqué que les gradients d'intensité ainsi observés sont anormalement faibles dans les régions polaires. L'objectif de la présente étude était de vérier cette assertion. Pour ce faire, nous avons tout d'abord procédé à une étude critique détaillée des caractéristiques de l'instrument EIT afin de confirmer que la raie à 30.378 nm de l'He+ est effectivement détectée dans la couronne dans la bande passante à 30.4 nm. Ceci a impliqué l'évaluation précise de plusieurs paramètres d'étalonnage dont la réponse spatiale du détecteur, la contamination de la bande passante à 30.4 nm par d'autres raies spectrales, ainsi que le niveau de lumière diffusée instrumentale. Affin d'interpréter les intensités mesurées à l'aide de EIT, nous avons développé un modèle empirique prédictif de l'intensité de la raie de résonance de l'He+ dans la couronne en nous basant sur des travaux existants pour le cas de la raie Lyman alpha de l'hydrogène et en utilisant tous les éléments observationnels disponibles. Ce modèle requiert la connaissance de certaines grandeurs caractéristiques des conditions physiques régnant dans la couronne, comme la température ou la densité électronique, lesquelles ont été déterminées indépendamment à partir de travaux déjà existants ou en analysant de nouvelles observations. Les comparaisons entre l'intensité observée par EIT et les prédictions de notre modèle semblent confirmer globalement les résultats de l'étude préliminaire. Dans les régions équatoriales, le gradient d'intensité de la raie de résonance de l'He+ est cohérent avec la hauteur d'échelle de la densité électronique. En revanche, aux hautes latitudes dans les trous coronaux polaires, le gradient d'intensité observé semble significativement plus faible que celui prédit par le modèle. On peut interpréter cette observation par une accumulation d'ions He+ dans les trous coronaux polaires, là où le vent solaire rapide trouve son origine. Si l'équilibre d'ionisation utilisé dans le modèle est effectivement représentatif des conditions coronales moyennes, cette accumulation d'He+ pourrait être la signature d'une abondance d'hélium élevée dans la couronne. Ceci peut être rapproché des résultats de certains modèles théoriques du vent solaire indiquant la possibilité que l'abondance d'hélium soit élevée dans la couronne, 20% ou plus, alors qu'elle est de 10% dans l'intérieur et de 4% en moyenne dans le vent solaire. Comme l'hélium a une masse quatre fois supérieure à celle de l'hydrogène, il est clair qu'une abondance d'hélium élevée influerait de façon non négligeable sur les flux de masse et d'énergie dans le vent solaire. D'autres observations avec une meilleure résolution spectrale et un niveau de lumière diffusée moindre sont cependant nécessaires pour confirmer notre résultat et obtenir de nouveaux outils de diagnostics dans la couronne.
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Astrophysique [astro-ph]
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