Gradient de densité et température dans la basse couronne

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  • GRADIENT DE DENSIT I~ ET TEMPI~RATURE

    DANS LA BASSE COURONNE

    J. L. LEROY et P. POULA]~N

    Observatoires du Pie du Midi et de Toulouse

    et

    B. FORT

    Observatoire de Paris, Meudon, France

    (Regu le 9 Mai, 1973)

    R~sum~. On consid6re souvent que le milieu coronal est en 6quilibre hydrostatique si bien que l'6tude de la distribution verticale de la mati6re est cens6e donner une bonne estimation de la temp6rature coronale (Billings, 1966). De fait, le gradient vertical de densit6 observ6 dans la basse couronne (altitudes inf6rieures/t 300000 km) off l'effet du vent solaire est peu important conduit h une 'temp6- rature hydrostatique' de 1500000 Ken moyenne, en assez bon accord avec les d6terminations fond6es sur l'6tude du rayonnement radio61ectrique et sur celle de l'ionisation. 1l semblerait n~anmoins souhaitable de chercher it pr6ciser cette concordance moyenne en comparant dans le d6tail les varia- tions de la tempdrature coronale et celles du gradient vertical de densit6 pour voir si l'hypoth~se de l'6quilibre hydrostatique est partout v6rifi6e.

    Cette comparaison ne peut 6tre tent6e qu'A partir d'un jeu d'observations suffisamment vari6es pour que ron puisse dbterminer de faqon inddpendante la densit6 et la temp6rature darts une m6me r6gion de la couronne: un tel matdriel est disponible grgtce aux observations coronales effectu6es entre 1967 et 1969 g l'Observatoire du Pic du Midi, qui comportent notamment, pour 81 journ6es d'observa- tions, (a) la mesure de l'intensit6 des raies 2 5303 Aet 2 6374 A,,/t 1' du bord, tous les 5 ~ autour du Soleil (b) la mesure de la brillance de la couronne K pour les m8mes angles de position,/t I'5 et 5' du bord. SaDS discuter ici des caract~ristiques propres/l ces deux cat6gories d'observations, qui ont d6j& 6t6 ddcrites dans d'autres publications, nous allons chercher dans ce travail h les utiliser pour mettre & l'6preuve la validit6 de l'hypoth6se de l'6quilibre hydrostatique dans la basse couronne.

    Abstract. The observations performed at the Pic du Midi Observatory with a K-coronameter at different altitudes above the solar limb allow us to compute the vertical density gradient of the corona, therefore giving the value of the hydrostatic temperature Th computed under the assumption of hydrostatic equilibrium in the lower corona. We compare Th with the ratio r = I5~o3/16874 of the in- tensities of the green and the red coronal lines observed at the same position angle and on the same day: r is expected to yield the proportion of cold regions and hot regions along the line of sight under study. As a matter of fact no relation appears between individual values of Th and r nor between averaged values of Th and r (Figure 1). In a second step we compute the 2 5303 A, emission which should be observed, for selected position angles where 2 6374 A emissions are faint, making use of the elec- tron density values which can be deduced from the K corona observations. The ratio O = (153o3) obs/(1530a) calc of observed to computed 2 5303 A intensities should depend upon the co- rona temperature according to the ionization theory. But again, we do not find the expected relation since Figure 2 displays only a large scatter of points. We conclude that large deviations to hydrostatic equilibrium probably occur in the corona but it is still possible that the presence of arch structures in the lower corona makes it unrealistic to interpret a ratio of intensities integrated along different lines of sight in term of a regular density gradient, although this procedure has been universally used up to now.

    1. Evaluation d'une temperature hydrostatique

    Darts une couronne solaire homog6ne, i so therme, et en 6qui l ibre hydrostat ique la

    Solar Physics 32 (1973) 131-138. All Rights Reserved Copyright 9 1973 by D. Reidel Publish#lg Company, Dordreeht-Holland

  • 132 J.L.LEROY ET AL.

    r6partition de la densit6 N suivrait la loi:

    N(a ) = N(1 ) x e -(13"9/Th) x [(d- l)/d] ( l )

    N(~) est la densit6 ~t la base de la couronne. d est la distance au centre du Soleil compt6e en rayons solaires. T hest la temp6rature hydrostatique compt6e en unit6s de 106 K.

    Le coefficient 13.9 est obtenu pour un hombre atomique moyen de 0.6 (Zirin, 1966). Les 2 param6tres de l'6quation (1) peuvent ~tre d6termin6s, pour chaque angle de

    position autour du Soleil, ~t partir d'observations effectu6es ~ 2 hauteurs diff6rentes. En effet, si p(~) repr6sente la quantit6 de lumi~re polaris6e diffus~e par 1 61ectron, une observation effectu6e le long de la ligne de vis6e x'x, passant ~t la hauteur d o au dessus du Soleil, donnera l'intensit6:

    +oo

    = 7 10 -7 _f p(x)N(d)dx B(ao) (2)

    avec: d 2 = d~ + x 2

    (Leblanc et aL, 1970). D'autre part nous avons montr6

    (3)

    pr6c6demment que l'on pouvait reprdsenter P(x) avec une tr6s bonne approximation par l'expression:

    l)(x) = ~1 e-pix2 4- 0~2 e-hX~ (4)

    off al, ~2, ill, f12 sont des constantes. Les formules (1), (2), (3), (4) conduisent donc, aprbs une int6gration, ~ un r6sultat

    de la forme:

    B(ao) = N(1 ) x f (Th, do)

    off la fonction f est d6finie num6riquement. De m~me:

    (5)

    B(a,o) = N(,) f (Th, d'o) (5') d'otl:

    B(ao)/B(a,o) = g (Th, do, d~). (6)

    L'expression (6) fixe Th, d o et do 6tant connus, dhs que B(ao) et B~n0) ont 6t6 mesur6s. Ce r6sultat n'est strictement valable que si T hest constant non seulement en hauteur,

    ce qui est assez plausible sur l'6chelle d'altitudes consid6r6e, mais encore le long de la ligne de vis6e. Pourtant, on peut montrer que la d6termination de T h ~t parfir de l'ex- pression (6) donne encore un r6sultat significatif si l'on trouve sur la ligne de vis6e des r6gions chaudes et froides, en proportion variable, s6par6es par des limites radiales: Th d6finit alors une temp6rature hydrostatique moyenne pond6r6e par les quantit6s de matihre coronale contenues dans chacune des structures.

  • GRADIENT DE DENSITE ET TEMPERATURE CORONALE 133

    2. Premiere ~valuation d'une temperature d'ionisation et comparaison avec Th

    La temp6rature d'ionisation de la couronne serait assez bien ddcrite par le rapport des intensit6s de la raie )~ 5303 A et de la raie 2 6374 A si ces deux radiations 6taient 6mises dans les m~mes r6gions de la couronne, ce qui n'est vraisemblablement pas le cas. Nous allons cependant d6finir un param6tre r=Is3o3/I6374, rapport des intensit6s observ6es des raies 2 5303 A et 2 6374 A, qui d@end des temp6ratures d'ionisation et qui repr6sentera seulement la proportion de r6gions chaudes et de r6gions froides le long de la ligne de vis6e consid6r6e. On pourrait alors s'attendre & observer une certaine corr61ation entre Th etr . La Figure 1, sur laquelle chaque point repr6sente le couple

    2.5

    2.0

    Th.

    1.5 i

    1.0~

    I 1 I I I I

    9 9 e 9

    " ....-2- 9

    . . . . 9 ~ .s , ,~ .4 9

    ' . , kS : '~" . " - ~ : ~' . . : . .. I ~.~,r; .~ "- . . ~' -~. - '~- . z- " " : T i 9 . '" 9 9 m 9 , . " . ' ag , , " t 'a,,~ ." g , 9 9 0% ~ " 9

    /u 9 o 9 9 o~ go 9 9 o o Jt 9 9 e~ , / o oo~ o__se~176 9 | 9 ~ e % o 9 0o

    / o8o 9 9 , 9 9 9

    8oqm 9 9 9 9 9 . 9 : , 9 ,. %~ 9 .

    9 oo 9

    1 1 I I [ 0 2 /+ 6 8 10

    9 : . . 9 9 e ~

    9 o - 9 ~ 9

    o 9

    I ~" 12 14

    Fig. 1. En ordonn6e, la ternpCrature hydrostatique Th, d6duite des observations de la couronne K, exprirn6e en unit6s de 106 K; en abscisse, le rapport d'intensit6s r ~ I5~o3/16374 mesur61e meme jour au m~me angle de position.

    Les points noirs repr6sentent les valeurs individuelles tandis que les petits cercles donnent les valeurs moyennes de Th (calcul6es pour les intervalles de r de 0 ~. 1, de 1 & 2 etc ...) ainsi que leurs 6carts quadratiques moyens. La courbe trac6e en tirets montre l'allure de la relation qui 6tait

    attendue entre Th et r.

    de valeurs de Th et de r correspondant/t un angle de position, a 6t6 obtenue en choisis- sant les r6gions les plus remarquables (r maximum ou minimum) des 81 diagrammes journaliers disponibles, o~ la corr61ation recherch6e serait susceptible d'apparaRre le plus clairement.

    Or aucune d6pendance entre T het r n'apparalt sur la Figure 1. Bien entendu, la trCs forte dispersion des points peut s'expliquer en partie par les erreurs d'observation. Indiquons toutefois, sans rentrer dans les d6tails, que l'incert#ude des mesures ne

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    peut d eIle seule expliquer qu'une partie de l'dparpillement observd clans le plan Th, r (la barre d'erreur probable pour chaque point de la Figure 1 est de ~ 0.2 sur r et de

    0.2 10 6 K sur Th). Mais surtout, les valeurs moyennes de Tb obtenues pour chaque tranche de valeurs de r, report6es sur la Figure 1 avec leurs 6carts types, n'indiquent aucune variation de Then fonction de r. La courbe trac6e en tirets montre/~ titre de comparaison l'6volution qui devrait &re observ6e si les r6gions froides (seules pr6sentes pour r=0) 6taient/~ 1.0 10 6 K et si les r6gions chaudes (largement pr6pond6rantes pour r>5) 6taient/t 1.8 x 10 6 K.

    Le d6saccord mis en 6vidence par la Figure 1 peut atre expliqu6 de diverses fa~ons comme on le verra plus loin. Nous avons nous-m6me rencontr6 l'objection suivante: s'il est vrai, comme il semble apparaitre dans des travaux r6cents, (Reimers, 1971; Fort et al., 1973), que les r6gions froides oia brille la raie 2 6374 sont 6galement des parties peu denses de la couronne, la grande majorit6 des 61ectrons qui contribuent au rayonnement de Ia couronne K appartiennent aux parties plus chaudes de Ia couronne si bien que la valeur de Th, d6duite d'observations de la couronne K, ne peut montrer aucune liaison avec l'intensit6 de la rai