Prominences and their eruptions as observed with the IRIS mission and ancillary instruments

par Ping Zhang

Thèse de doctorat en Physique des plasmas

Sous la direction de Eric Buchlin et de Jean-Claude Vial.

Soutenue le 25-02-2019

à l'Université Paris-Saclay (ComUE) , dans le cadre de École doctorale Ondes et Matière (Orsay, Essonne ; 2015-....) , en partenariat avec Institut d'astrophysique spatiale (Orsay, Essonne ; 1998-....) (laboratoire) et de Université Paris-Sud (1970-2019) (établissement opérateur d'inscription) .

Le président du jury était Karine Bocchialini.

Le jury était composé de Eric Buchlin, Jean-Claude Vial, Karine Bocchialini, Oddbjørn Engvold, Wei Liu, Nicolas Labrosse, Stéphane Régnier.

Les rapporteurs étaient Oddbjørn Engvold, Wei Liu.

  • Titre traduit

    Les protubérances et leurs éruptions observées par la mission IRIS et les instruments auxiliaires


  • Résumé

    Les protubérances solaires sont de fascinantes structures magnétiques à grande échelle dans l'atmosphère solaire. Elles sont l'objet de recherches depuis des dizaines d'années mais des questions comme leur formation, leur stabilité et leur éruption ne sont toujours pas bien comprises. De grands progrès ont été obtenus dans ce domaine et celui des éruptions en particulier avec une combinaison d'observations synoptiques et continues depuis l'espace (voir SoHO/EIT, STEREO/SECCHI/EUVI, et SDO/AIA) et en spectro-imagerie multilongueurs d'onde. Depuis le lancement du satellite IRIS en 2013, beaucoup de résultats d'observations et de modélisations ont été obtenus grâce à la très haute résolution spectrale et spatiale d'IRIS tant en spectroscopie qu'en imagerie. Dans cette thèse, nous nous focalisons sur les signatures observationnelles des processus mis en avant pour expliquer les éruptions de protubérances. Nous essayons aussi de déterminer les variations de conditions physiques d'une protubérance éruptive et d'estimer à la fois les masses de matière qui quittent le Soleil et celles qui retournent au Soleil pendant une éruption. En ce qui concerne les vitesses, nous parvenons à construire le vecteur vitesse en chaque pixel de la protubérance observée, grâce à la combinaison d'une méthode de "flot optique" appliquée aux images AIA 304 et IRIS Mg II h&k ce qui donne accès aux vitesses dans le plan du ciel, d'une part, et grâce à la technique Doppler appliquée aux profils IRIS Mg II h&k ce qui permet de calculer les vitesses le long de la ligne de visée, d'autre part. En ce qui concerne les densités et températures, nous comparons les intensités absolues observées avec les valeurs déduites de calculs de transfert radiatif Hors-Equilibre Thermodynamique Local, ce qui nous permet de construire des cartes de ces quantités. Les densités électroniques ainsi déduites sont dans la gamme 1.3E9 - 7.0E10 cm⁻³ et les densités totales d'hydrogène dans la gamme 1.5E9 – 3.6E11 cm⁻³ dans les diverses régions de la protubérance. La température moyenne est d'environ 1.1E4 K une valeur plus élevée que dans les protubérances quiescentes. Le degré d'ionisation varie entre 0.1 et 10. Les flux de masse à l'intérieur de la protubérance et leurs variations temporelles ont pu ainsi être calculés. La masse totale ainsi déduite est dans la gamme 1.3E14 - 3.2E14 g. La perte totale de masse de la protubérance vers la surface solaire évaluée sur la durée d'observation avec IRIS est d'un ordre de grandeur plus faible que la masse totale de la protubérance. Nous explorons aussi les corrélations entre indices spectraux observables dans les raies h et k de Mg II et des quantités physiques comme la densité et la mesure d'émission (ME). Nous avons choisi de calculer des modèles uni-dimensionnels (1D) isothermes et isobares en utilisant le code PRODOP_Mg NLTE disponible à MEDOC (IAS) et en procédant au calcul exact du rayonnement incident. Nous en déduisons des corrélations entre les intensités émergentes dans les raies h et k d'une part, et les densités et les ME d'autre part. Moyennant quelques hypothèses sur la température, nous établissons une relation entre les intensités k (et h) et la ME, une relation qui devrait être utile pour déterminer les densités d'hydrogène et d'électrons aussi bien que l'épaisseur effective d'une protubérance observée. Ainsi donc, l'évolution des propriétés morphologiques et thermodynamiques d'une protubérance éruptive ont été étudiées de dans cette thèse. Ces travaux conduisent à une meilleure compréhension de quelques aspects des protubérances (éruptives), tels la distribution et l'évolution des densités, de la température, des vitesses et du degré d'ionisation. Nous avons ainsi fourni des contraintes utiles à la modélisation des protubérances. Dans notre conclusion, nous résumons nos résultats et proposons quelques suggestions pour de futures analyses et observations et pour des capacités instrumentales optimisées.


  • Résumé

    Solar prominences are fascinating, large-scale magnetic structures in the solar atmosphere. They have been investigated for many decades, but the issues of their formation, stability, and eruption are still not well understood. Much progress has been made in our knowledge of prominences and their eruptions with both synoptic measurements from space (with SoHO/EIT, STEREO/SECCHI/EUVI, and SDO/AIA) and multiwavelength spectro-imaging. Since the launch of IRIS in 2013, a lot of results have been obtained in both observational and modeling domains with IRIS high spectral and spatial resolution imaging and spectroscopy. In this thesis, we focus on the observational signatures of the processes which have been put forward for explaining eruptive prominences. We also try to figure out the variations of physical conditions of the eruptive prominence and estimate the masses leaving the Sun vs. the masses returning to the Sun during the eruption. As far as velocities are concerned, we derive a full velocity vector for each pixel of the observed prominence by combining an optical flow method on the AIA 304Å and IRIS Mg II h&k images in order to derive the plane-of-sky velocities and a Doppler technique on the IRIS Mg II h&k profiles to compute the line-of-sight velocities. As far as densities and temperatures are concerned, we compare the absolute observed intensities with values derived from Non-Local Thermodynamic Equilibrium (NLTE) radiative transfer computations to build maps of these quantities. The derived electron densities range from 1.3E9 to 7.0E10 cm⁻³ and the derived total Hydrogen densities range from 1.5E9 to 3.6E11 cm⁻³ in different regions of the prominence. The mean temperature is around 1.1E4 K which is higher than in quiescent prominences. The ionization degree is in the range of 0.1 to 10. The mass flows in the prominence and their variations with time are consequently computed. The total mass is 1.3E14 to 3.2E14 g. The total mass drainage from the prominence to the solar surface during the observation of IRIS is about one order of magnitude smaller than the total mass of prominence. We also explore the correlations between the observable spectral features in h and k lines of Mg II to physical quantities such as the density and the Emission Measure (EM). We choose to compute one-dimensional (1D) isothermal and isobaric models using the PRODOP_Mg NLTE code available at MEDOC (IAS) with the exact computation of the incident radiation. Then we derive correlations between the k and h emergent intensities on one hand and the densities and EM on the other hand. With some assumptions on the temperature, we obtain a unique relation between the k (and h) intensities and the EM that should be useful for deriving either the hydrogen and electron densities or the effective thickness of an observed prominence. Thus, the evolution of the morphology and thermodynamic properties of an erupting prominence have been studied in the thesis. These investigations lead to our understanding in some aspects of prominences, e.g., the distribution and evolution of densities, temperatures, velocities and ionization degree. These could be useful constraints for theoretical prominence models. In the conclusion, we summarize our results and provide some suggestions for future analysis, observations and ideal observing capabilities.


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