Spécificité des observations en héliosismologie

Le site de l'Oukaimeden a été choisi pour abriter l'une des stations du réseau IRIS (International Reasearch of the Interior of the Sun). Il me semble utile, vu l'importance de cet événement, de présenter ici d'une façon très succincte, l'intérêt de l'héliosismologie et le but de cette expérience.

A partir de 1960 les physiciens solaires commencèrent à parler de l'existence de mouvements périodiques et cohérents à la surface du soleil. En effet, Pendant les étés 1960 et 1961, Leighton a réalisé à l'observatoire du Mont Wilson l'une des séries d'observations les plus importantes de l'histoire de la physique solaire. Ses données comprenaient des spectrogrammes du champ de vitesse à la surface de l'astre, obtenus dans les ailes rouge et bleue d'un certain nombre de raies spectrales. Les images obtenues par Leighton ont immédiatement permis la découverte de deux phénomènes solaires fondamentaux: l'existence de grandes cellules convectives appelées super-granulation, et la présence d'oscillations périodiques dans l'atmosphère du Soleil (Leighton 1961; Leighton at al. 1962). Les mouvements avaient des périodes comprises entre 240 et 360 secondes avec une période dominante de l'ordre de 300 s. C'est ainsi que l'Héliosismologie était née expérimentalement avant d'être conçue par les théoriciens.

L'héliosismologie ou sismologie du soleil n'est en fait connue sous cette appellation que depuis une quinzaine d'années. Suite aux observations de Leighton et de Evans (Evans et Michard 1962), beaucoup de travaux ont été effectués aussi bien sur les caractéristiques observées des oscillations que sur la cause du phénomène. Ces travaux montrent que le Soleil, secoué par une turbulence convective transportant l'énergie interne jusqu'à la surface, peut entrer en résonance et vibrer suivant un très grand nombre de modes propres.

Notre étoile est soumise à une série de pulsations mécaniques. A sa surface, ceci apparaît comme un déplacement radial créant un décalage spectral des raies solaires (effet Doppler ) . Ce déplacement oscille du rouge vers le bleu et vice versa avec une période dominante de 5 minutes.

Pour tirer les conclusions nécessaires à la compréhension de la physique du soleil, ses fréquences individuelles d'oscillation devraient être mesurées sur une grande durée. Pour obtenir les données nécessaires aux études futures, des mesures doivent être effectuées à peu près toutes les minutes pendant au moins 2 ou 3 années. Malheureusement un problème important doit être résolu: c'est la discontinuité des observations due à l'alternance jour-nuit.

De telles interruptions introduisent dans les données une période artificielle d'une journée. Ce signal et ses harmoniques (les fractions rationnelles de 24 heures), se superposent à chaque signal réel du Soleil, produisant un mélange complexe de vraie et de fausse périodicité. Pour éviter cette confusion, une série d'observations ininterrompues est nécessaire. A part l'observation à partir des pôles géographiques terrestres, des mesures continues peuvent être obtenues de deux manières: en installant un réseau de sites d'observations à travers le globe terrestre, ou en envoyant un seul observatoire dans l'espace. Actuellement l'alternative terrestre est l'approche la moins coûteuse et celle qui promet d'obtenir le plus rapidement les premiers résultats.

l'Oukaïmeden comme un site dans un réseau international

Plusieurs équipes de recherches se sont intéressées à l'héliosismologie ces dernières années et trois réseaux terrestres se sont développés pour la mesure en continu des oscillations solaires. Le réseau GONG se propose d'installer 6 stations autour du globe et vise la détection des modes de degré intermédiaire et élevé. Le réseau de Birmingham envisage l'installation de 3 stations pour des mesures en disque intégré utilisant la résonance spectroscopique du potassium. Le réseau IRIS, utilisant ce même principe, fait des mesures Doppler du soleil en disque intégré par la résonance optique du sodium. Le réseau IRIS dans sa phase finale devrait déployer 8 stations de mesure que nous avons représentées sur la Figure I.9. Cinq de ces stations sont déjà installées dans leurs sites respectifs et fonctionnent d'une manière continue:

- La Silla, Chili : Localisation : European Southern Observatory (ESO) (29°S, 70°W, 2400m alt.)

- Stanford, Californie, USA : John Wilcox Solar Observatory (37°N, 122°W, 100m alt.)

- Oukaïmeden, Maroc : (31°S, 8°W, 2700m alt.)

- Kumbel, Uzbekistan : (41°N, 70°E, 2300m alt.)

- Izana,Tenerife, Iles Canaries, Espagne : Institut Astrophysique des Canaries (28°N, 15°W, 2400m alt.)

texte extrait du mémoire de doctorat d'état de Benkhaldoun Zouhair