Telescope Heliographique pour 1'Etude du Magnetisme et des Instabilites Solaires

Caractéristiques principales :

• Polarisations instrumentales minimales
• Grand domaine spectral compatible avec le site
• Erigé sur l’un des meilleurs sites du monde
• Grande ouverture compatible avec les caractéristiques précédentes.

Grace a ces propriétés uniques, il permettra :

• l'obtention des diagnostics indispensables pour la modélisation des structures magnétiques concentrées.
• l'obtention des diagnostics nécessaires pour expliquer l’existence des chromosphères et des couronnes solaire et stellaires.
• l'obtention des diagnostics nécessaires pour tester les modèles de la zone convective et la structure interne des étoiles.
• l’accés et la mesure des courants électriques indispensables pour expliquer la dynamique des régions actives et des phénomènes associes (éruptions, …).
• la détection des particules non thermiques dans les éruptions chromosphériques (par spectropolarimétrie).

THEMIS est soutenu par un ensemble de chercheurs (Meudon, Nice, Pic du Midi, Bordeaux) ayant les compétences théoriques et observationnelles requises pour assurer avec le maximum d’efficacité l'exploitation de l'instrument et du D.P.S.M.¹⁾ installés sur le même site. THEMIS est l’un des moyens indispensables au sol pour soutenir pendant les missions spatiales (SMM réactive, SOT, etc …) les programmes coordonnés au niveau mondial en physique solaire.

Au cours des quinze dernières années, le développement de la radioastronomie solaire et de la recherche spatiale donnant accès aux domaines des ondes radio, de 1'U.V. et des rayons X a orienté naturellement la physique solaire vers l'étude de la couronne.
Les mesures “in situ” dans le milieu interplanétaire ont permis de raffiner les théories du vent solaire et 1’etude des rayonnements corpusculaires. Dans le même temps, les résultats théoriques et observationnels obtenus sur la physique des couches les plus profondes accessibles à l'observation ont bouleversé complètement les idées que nous avions sur les propriétés de la zone convective et la génération du champ magnétique dans les atmosphères stellaires et changent l'image homogène et isotrope qu'on donnait aux champs magnétiques et aux vitesses turbulentes dans le plasma stellaire.
Qui aurait imaginé il y a quelques années que le champ magnétique était concentré dans des structures filamentaires à très petite échelle (0.2“) avec une intensité de 1.000 à 2.000 Gauss ? C'est dans les 1.000 km d’atmosphère au~dessus de la zone convective que s'établissent les structures magnétiques concentrées qui donnent au Soleil 1'aspect observé en UV, X ou en radio, c'est-à-dire dans la couronne et la zone de transition.
Ces structures résultent de l'interaction entre les mouvements de matière et le champ magnétique. Dans cette zone limitée de l’atmosphère, et accessible a 1'observation , peuvent être trouvées les réponses a des problèmes de physique solaire et stellaire comme celui du chauffage des. chromosphères et couronnes. L’échec des tentatives d'explication du chauffage de la couronne solaire par dissipation d'onde de pression et la découverte de chromosphères et de couronnes dans presque toutes les étoiles renforcent 1'actualite du problème.

La proximité du Soleil en fait un laboratoire privilégié pour l’étude des plasmas mais aussi pour 1'etude et la compréhension des atmosphères stellaires.

• Qui pourra mesurer le champ magnétique sur des échelles de 100 km a la surface des étoiles ?
• Qui pourra étudier la distribution de ces structures, leur durée de vie et leur relation avec un probable cycle d'activité, qui sont autant d'indicateurs précieux de la structure de la zone convective sous-jacente ?

L'étude de 1'activite solaire à long terme ainsi que celle de la sismologie solaire permet de mieux connaître la structure interne des étoiles.
La compréhension des conditions de formation de la chromosphère et de la couronne solaire débouche sur celle des conditions de formation des chromosphères et couronnes stellaires. L’étude du champ magnétique est un exemple de ce que la Physique Solaire peut nous apprendre sur de nombreux problèmes d'Astrophysique.

La structure spatiale discontinue du champ magnétique ouvre des perspectives nouvelles sur les propriétés de la zone convective et la génération du champ magnétique. En effet, ce type de structures magnétiques diffère fortement de l'image homogène et isotrope qu’on donnait aux champs magnétiques et aux vitesses turbulentes.
Même si des progrès considérables sont réalisés tant sur la modélisation de la zone convective que sur les mécanismes de génération du champ magnétique, on est loin d’être capable de reproduire avec les modèles dynamo la structure à petite échelle du champ magnétique. Une approche nécessaire et complémentaire consiste a étudier observationnellement et théoriquement cette microstructure magnétique avec comme sous-produits précieux des renseignements sur la structure interne des étoiles et le chauffage des couches extérieures.
Les diagnostics de B, V, T a tous les niveaux au-dessus de la zone convective sont très difficiles en raison de la structure discontinue et non résolue, mais sont fondamentaux.
Plusieurs auteurs ont proposé des modèles magnétiques semi-empiriques qui expliquent certaines caractéristiques des “tubes magnétiques”. Aucun ne propose un mécanisme général de chauffage s'appliquant aux facules a la fois dans la photosphère et dans la chromosphère. En outre, la plupart de ces modèles sont hydrostatiques alors que dans un grand nombre de cas (spicules, pénombre des taches , facules …) on observe des mouvements de matière associés aux régions magnétiques.
Les modèles hydrodynamiques bien qu’encore imparfaits montrent en tout cas les contraintes magnétiques et thermiques que l’écoulement de matière impose a la structure.
Il est indispensable d'explorer les possibilités théoriques et de les confronter a 1'observation qui jusqu’à présent n'a pu fournir que des résultats partiels et insuffisants.

Grâce aux caractéristiques fondamentales de THEMIS :

• Polarisations instrumentales minimales indispensables pour pouvoir extraire les paramètres a l’intérieur et a 1'extérieur des structures.
• Grand domaine spectral compatible avec le site permettant l ’observation simultanée des raies nécessaires pour avoir les variations en altitude, et à une altitude donnée les raies nécessaires pour tenir compte des variations locales des paramètres $T$, $p$, $\rho$.
• Erigé sur 1'un des meilleurs sites au monde donnant une résolution effective proche de la dimension des structures.
• Grande ouverture compatible avec les caractéristiques précédentes.
• Accès a la composante transverse du champ et par suite a la détermination des courants électriques.

Et a l’utilisation de deux techniques puissantes :

• Speckle interférometrie.
• Spectro polarimétrie par transformée de Fourier.

Il sera possible :

• d’extraire la valeur du champ magnétique a 1'intérieur des

structures en fonction de l’altitude.

• d’extraire la vitesse des écoulements de matière a l’intérieur et a l’extérieur des structures en fonction de 1'altitude.
• de connaître le diamètre des structures en fonction de l'altitude.
• d'obtenir tous les renseignements statistiques sur la distribution des structures en fonction de la phase du cycle et la position sur le soleil (latitude, taches, facules, …).
• de déterminer les courants électriques dans les macro structures (Régions actives).—-

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