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de 900 jours) pourrait être causée par l'apparition périodique de l'activité magnétique associée à la présence d'une convection azimutale à grande échelle, les rouleaux ([10], [11], [12]). En effet, toute perturbation magnétique peut provoquer un changement dans le taux d'efficacité de la convection, entraînant un ajustement de l'enveloppe solaire. On ne dispose pas encore d'un modèle théorique satisfaisant. Pourtant on peut trouver une indication observationnelle que la modulation de l'enveloppe à 900-1000 jours est bien d'origine solaire et qu'elle affecte la météorologie terrestre. En effet, une corrélation entre les températures au Pôle Nord terrestre et un indice d'activité solaire (le flux radio à 10,7 cm) a été établie [13], mais pour des conditions particulières : seules, les températures correspondant aux époques où la circulation quasibiennale des vents stratosphériques se fait d'ouest en est (phase ouest de l'oscillation) semblent réagir à l'activité solaire. Il nous a paru intéressant de vérifier si cette corrélation persistait en choisissant d'autres indices globaux de la variabilité solaire, par exemple le diamètre et la convection à grande échelle. On remarquera la coïncidence des phases est et ouest des Q.B.O. (quasi-biennale oscillation), à la pression de 10 mbar [14], avec les maximums et minimums du diamètre solaire (fig. 2). Bien plus, la phase ouest des Q.B.O. (associée aux minimums du diamètre solaire) correspond au démarrage des nouveaux rouleaux convectifs dont on sait qu'ils sont liés à l'activité magnétique [10]. La corrélation n'est établie que sur un cycle undécennal, et nous ne disposons pas de modèle théorique reliant la variabilité solaire à la circulation stratosphérique. Pourtant, il s'agit d'un phénomène qui pourrait apporter un éclairage nouveau sur l'action du cycle solaire et sa relation avec la météorologie terrestre. Aux périodes courtes (40 à 70 jours), on observe des relations entre l'activité solaire et la météorologie. Ces relations apparaissent dans les mesures du diamètre (données de l'astrolabe) [4], de la constante solaire [15], de l'activité géomagnétique [16], du moment angulaire de l'atmosphère de la terre [16], et de la relation de la terre ([16], [17]). Ces phénomènes récurrents à courte période sont également visibles dans les données de Belgrade,
(fig. 2). Bien plus, la phase ouest des Q.B.O. (associée aux minimums du diamètre solaire) correspond au démarrage des nouveaux rouleaux convectifs dont on sait qu'ils sont liés à l'activité magnétique [10]. La corrélation n'est établie que sur un cycle undécennal, et nous ne disposons pas de modèle théorique reliant la variabilité solaire à la circulation stratosphérique. Pourtant, il s'agit d'un phénomène qui pourrait apporter un éclairage nouveau sur l'action du cycle solaire et sa relation avec la météorologie terrestre. Aux périodes courtes (40 à 70 jours), on observe des relations entre l'activité solaire et la météorologie. Ces relations apparaissent dans les mesures du diamètre (données de l'astrolabe) [4], de la constante solaire [15], de l'activité géomagnétique [16], du moment angulaire de l'atmosphère de la terre [16], et de la relation de la terre ([16], [17]). Ces phénomènes récurrents à courte période sont également visibles dans les données de Belgrade, mais le niveau du signal reste peu supérieur au bruit, en raison des irrégularités dans l'échantillonnage. Bien que la corrélation entre la variabilité solaire et climatique terrestre doive être confirmée et expliquée, on est en présence d'un faisceau d'observations indiquant une relation possible entre divers paramètres solaires et terrestres : convection, activité magnétique, diamètre et météorologie. Note reçue le 13 juin 1988, acceptée le 29 juillet 1988. RÉFÉRENCES BIBLIOGRAPHIQUES [I] S. SADZAKOV et M. DACIÉ, Bul. Obs. Belgrade, n° 135, 1985, p. 47-53. [2] S. SADZAKOV, M. DACIÉ et D. SALETIĆ, Publ. Dept. Astron. Belgrade, 6, 1976, p. 119-125. [3] Poulkovo Observatory, private communication. [4] F. LACLARE, C. R. Acad. Sci. Paris, 305, série II, 1987, p. 451-454. [5] Ph. DELACHE, F. LACLARE et H. SADSAOUD, Nature, 317, 1985, p. 416-418. [6] T. BROWN, Bull, of the A.A.S., 20, n° 1, 1988, p. 376. [7] T. BROWN, D. F. ELMORE, L. LACEY et H. HULL, Applied optics, 21, 1982, p. 19-21. [8] R. H. DICKE, J. R. KUHN et K. G. LIFFRECHT, Ap. J., 311, 1986, p. 1025-1030. [9] F. LACLARE, A. JOURNET et H. SADSAOUD, C. R. Acad. Sci. Paris, 301, série I, 1985, p. 383-386. [10] E. RIBES
convection, activité magnétique, diamètre et météorologie. Note reçue le 13 juin 1988, acceptée le 29 juillet 1988. RÉFÉRENCES BIBLIOGRAPHIQUES [I] S. SADZAKOV et M. DACIÉ, Bul. Obs. Belgrade, n° 135, 1985, p. 47-53. [2] S. SADZAKOV, M. DACIÉ et D. SALETIĆ, Publ. Dept. Astron. Belgrade, 6, 1976, p. 119-125. [3] Poulkovo Observatory, private communication. [4] F. LACLARE, C. R. Acad. Sci. Paris, 305, série II, 1987, p. 451-454. [5] Ph. DELACHE, F. LACLARE et H. SADSAOUD, Nature, 317, 1985, p. 416-418. [6] T. BROWN, Bull, of the A.A.S., 20, n° 1, 1988, p. 376. [7] T. BROWN, D. F. ELMORE, L. LACEY et H. HULL, Applied optics, 21, 1982, p. 19-21. [8] R. H. DICKE, J. R. KUHN et K. G. LIFFRECHT, Ap. J., 311, 1986, p. 1025-1030. [9] F. LACLARE, A. JOURNET et H. SADSAOUD, C. R. Acad. Sci. Paris, 301, série I, 1985, p. 383-386. [10] E. RIBES et F. LACLARE, Geophys. Astrophys. Fluid Dynamics, 41, 1988, p. 171-179. [11] E. RIBES, P. MEIN et A. MANGENEY, Nature, 318, 1985, p. 170-171. [12] E. RIBES, C. R. Acad. Sci. Paris, 302, série II, 1986, p. 871-876. [13] K. LABITSKE et H. VAN LOON, Journal of Atmosph. Terr. Physics, 1988 (sous presse). [14] B. NAUJOKAT, Journal of Atmos. Sci., 43, 1986, p. 1873-1877. [15] J. PAP, Solar Phys., 97, 1985, p. 21-28. [16] D. DJUROVIC et P. PAQUET, Astron. and Astrophys., 1988 (sous presse). [17] M. FEYSSEL et Ch. NITSCHELM, Annales Geophysicae, 3, n° 2, 1985, p. 181-186. Observatoire de Paris, section d'Astrophysique de Meudon, 92195 Meudon; Observatoire de Lyon, 69230 Saint-Genis-Laval; Observatoire astronomique de Belgrade, 7 Volgina, Beograd. EXPLICATIONS DE LA PLANCHE Fig. 1. — Variation du semi-diamètre équatorial (B) et polaire (#) observée au cercle méridien, au cours du cycle undécennal. Chaque carré ou cercle représente une moyenne bi-annuelle des mesures du rayon, et leur barre d'erreur associée. L'oscillation du demi-diamètre est visible sur les deux séries, malgré le petit nombre d'observations. Fig. 1. — Variation of the equatorial (■) and polar (#) radius observed with the meridian circle, during the eleven-year cycle. Each square and circle
1988 (sous presse). [14] B. NAUJOKAT, Journal of Atmos. Sci., 43, 1986, p. 1873-1877. [15] J. PAP, Solar Phys., 97, 1985, p. 21-28. [16] D. DJUROVIC et P. PAQUET, Astron. and Astrophys., 1988 (sous presse). [17] M. FEYSSEL et Ch. NITSCHELM, Annales Geophysicae, 3, n° 2, 1985, p. 181-186. Observatoire de Paris, section d'Astrophysique de Meudon, 92195 Meudon; Observatoire de Lyon, 69230 Saint-Genis-Laval; Observatoire astronomique de Belgrade, 7 Volgina, Beograd. EXPLICATIONS DE LA PLANCHE Fig. 1. — Variation du semi-diamètre équatorial (B) et polaire (#) observée au cercle méridien, au cours du cycle undécennal. Chaque carré ou cercle représente une moyenne bi-annuelle des mesures du rayon, et leur barre d'erreur associée. L'oscillation du demi-diamètre est visible sur les deux séries, malgré le petit nombre d'observations. Fig. 1. — Variation of the equatorial (■) and polar (#) radius observed with the meridian circle, during the eleven-year cycle. Each square and circle represent a 6-month average of the radius measurements with their error bar. The oscillation of the radius is présent on the two set of observations, although the noise due to the small number of measurements is large. Fig. 2. — Comparaison entre les variations du demi-diamètre global (équatorial et polaire) observées au cercle méridien (a) et à l'astrolabe (b). L'accord entre les deux séries d'observations est remarquable. On a indiqué par E et W le démarrage de la circulation zonale stratosphérique (à 10 mbars) Est et Ouest. Les positions W sont associées au démarrage des rouleaux convectifs solaires [10]. Fig. 2. — Comparison of the global radius (equatorial and polar) observed with the meridian circle (a) and with the astrolabe (b). The agreement between the two independent séries of observations is remarkable. We have also shown by the letters E and W, the starting phase of the zonal stratospheric wind corresponding to the Easterlies and Westerlies respectively (at the 10 mbar pressure). The westerlies (W) are correlated to the onset of global azimutal convective rolls [10]. PLANCHE I/PLATE I ELIZABETH RIBES C. R., 1988, 2e Semestre (T. 307) série II " 81 C. R. Acad. Sci. Paris, t. 307, Série
observées au cercle méridien (a) et à l'astrolabe (b). L'accord entre les deux séries d'observations est remarquable. On a indiqué par E et W le démarrage de la circulation zonale stratosphérique (à 10 mbars) Est et Ouest. Les positions W sont associées au démarrage des rouleaux convectifs solaires [10]. Fig. 2. — Comparison of the global radius (equatorial and polar) observed with the meridian circle (a) and with the astrolabe (b). The agreement between the two independent séries of observations is remarkable. We have also shown by the letters E and W, the starting phase of the zonal stratospheric wind corresponding to the Easterlies and Westerlies respectively (at the 10 mbar pressure). The westerlies (W) are correlated to the onset of global azimutal convective rolls [10]. PLANCHE I/PLATE I ELIZABETH RIBES C. R., 1988, 2e Semestre (T. 307) série II " 81 C. R. Acad. Sci. Paris, t. 307, Série II, p. 1203-1210, 1988 1203 Soleil/Sun Sur l'analyse statistique des cellules du réseau chromosphérique Mohammed L. LOUCIF Résumé — D'excellents spectrohéliogrammes du soleil calme, dans la raie K Cal, sont analysés statistiquement afin de déduire les caractéristiques géométriques et la taille des Supergranules (SG). La comparaison des spectres 2-D déduits à partir de balayages radiaux réalisés le long des deux directions polaires et équatoriale, montre une absence d'anisotropie pôle/équateur, et donc une absence d'allongement des cellules convectives dû à la rotation différentielle du soleil. L'amplitude au voisinage du maximum est, par contre, systématiquement plus élevée dans la direction équatoriale. La taille moyenne des cellules de SG est de 29,3 Mm, en accord avec les valeurs classiques. Il est à noter qu'une « signature «typique du réseau est observée sur tout l'intervalle [0,02; 0,065] arcsec1. Le même comportement se retrouve sur un spectre dans la région du minimum d'opacité. Statistical analysis of the chromospheric network cells Abstract — Excellent KCalI spectrohéliograms of the very quiet sun have been statistically analyzed in order to deduce the geometry characteristics of the intensity fluctuations at the super-granulation scale. Two dimensional power-spectra were performed using closed diameter scans along both polar and equatorial directions. The
à partir de balayages radiaux réalisés le long des deux directions polaires et équatoriale, montre une absence d'anisotropie pôle/équateur, et donc une absence d'allongement des cellules convectives dû à la rotation différentielle du soleil. L'amplitude au voisinage du maximum est, par contre, systématiquement plus élevée dans la direction équatoriale. La taille moyenne des cellules de SG est de 29,3 Mm, en accord avec les valeurs classiques. Il est à noter qu'une « signature «typique du réseau est observée sur tout l'intervalle [0,02; 0,065] arcsec1. Le même comportement se retrouve sur un spectre dans la région du minimum d'opacité. Statistical analysis of the chromospheric network cells Abstract — Excellent KCalI spectrohéliograms of the very quiet sun have been statistically analyzed in order to deduce the geometry characteristics of the intensity fluctuations at the super-granulation scale. Two dimensional power-spectra were performed using closed diameter scans along both polar and equatorial directions. The detailed comparison of these "polar" and "equatorial" spectra shows no evidence of a flattening due to rotation at these convective cells scale. The weighted average size of the cells is found to be 29.3 Mm in agreement with classical values. A definite amplitude difference near the maxima spectral power is reported, when polar and equatorial directions are compared. We finally note that the power spectra of the Chromospheric Network is extended over the whole [0.020; 0.065] arcsec1 range. The same features are recognized on a spectrum obtained in the opacity minimum région. Abridged English Version — HAS THE SOLAR ROTATION ANY INFLUENCE ON THE FLATTENING OF SUPERGRANULATION CELLS? — Such an effect is not observationally established. We can cite for this, the theoretical work of Gilman [2], and the observational ones of Cram et al. [3], Worden and Simon [5], Sykora [6], Beckers [7] and Koutchmy [8]. We should emphasize a pioneering work by Sykora who found a flattening of 10% of supergranule (SG) size in the direction of solar rotation. In this work, we concentrate on the analysis of the size of SG cells, in the polar and equatorial directions, using excellent spectroheliograms in KCaI corresponding to a very
reported, when polar and equatorial directions are compared. We finally note that the power spectra of the Chromospheric Network is extended over the whole [0.020; 0.065] arcsec1 range. The same features are recognized on a spectrum obtained in the opacity minimum région. Abridged English Version — HAS THE SOLAR ROTATION ANY INFLUENCE ON THE FLATTENING OF SUPERGRANULATION CELLS? — Such an effect is not observationally established. We can cite for this, the theoretical work of Gilman [2], and the observational ones of Cram et al. [3], Worden and Simon [5], Sykora [6], Beckers [7] and Koutchmy [8]. We should emphasize a pioneering work by Sykora who found a flattening of 10% of supergranule (SG) size in the direction of solar rotation. In this work, we concentrate on the analysis of the size of SG cells, in the polar and equatorial directions, using excellent spectroheliograms in KCaI corresponding to a very quiet solar disk, obtained at Sacramento Peak Observatory. OBSERVATIONS AND MEASUREMENTS. — Three of those plates, corresponding to 3 different days, have been analyzed using the microdensitometer of the Institut d'Astrophysique, Paris. On each plate, 15 linear closed-diameter scans were performed along both the polar and equatorial directions. Using a numerical Fourier Transform (TF) method, 1-D and 2-D power spectra were produced to deduce any flattening of the cells due to rotation in one of the two directions. METHOD OF ANALYSIS. — In linear scans, SG cells are foreshortened by the inclination of the solar surface with respect to the normal to the line of sight. To overcome this, an adequate algorithm consisted in introducing new averaged points with a convenient period (proportional to cos1 0), scans then being corrected along the whole length of each record for the limb-forshortening (compare Figure la to part up Figure 2 b). Additionally, analysis was limited to the cos 05:0.5 interval. In a first step, a numerical Fourier Transform method was used and 1-D spectra were deduced. But comparison between scans in both the two directions, although already possible, is largely hidden by the convolved nature of 1-D spectra while the phenomena studied
numerical Fourier Transform (TF) method, 1-D and 2-D power spectra were produced to deduce any flattening of the cells due to rotation in one of the two directions. METHOD OF ANALYSIS. — In linear scans, SG cells are foreshortened by the inclination of the solar surface with respect to the normal to the line of sight. To overcome this, an adequate algorithm consisted in introducing new averaged points with a convenient period (proportional to cos1 0), scans then being corrected along the whole length of each record for the limb-forshortening (compare Figure la to part up Figure 2 b). Additionally, analysis was limited to the cos 05:0.5 interval. In a first step, a numerical Fourier Transform method was used and 1-D spectra were deduced. But comparison between scans in both the two directions, although already possible, is largely hidden by the convolved nature of 1-D spectra while the phenomena studied are indeed a bi-dimensional distribution. So we preferred to reconstruct the 2-D spectra before going on to the discussion of these results. In assuming an isotropic distribution for both polar and equatorial directions considered separately, we can use the Rogerson's formalism to restore 2-D spectra F2 from F1 (Fig. 3). Comparison for these "polar" and "equatorial" spectra is shown in Figures 4 a, b, c, and the results are summarized in Tables I and II. RESULTS AND DISCUSSION. — From numerical analysis of the three plates, we obtain: — Small dispersion in power spectra for the same direction and the same plate; dispersion is very important from one plate to another (Table I). — The amplitude of power spectra near the maximum (30 Mm) is systematically superior in the equatorial direction (Table I). This probably results from the fact that the equatorial region is the main place of active centers — which may explain Sykora's result obtained using an analog method: an apparently increase of the cells dimension. — No confirmation of any flattening in the equatorial direction as Sykora found [6]. The results in Table II suggest, on the contrary, a great uniformity in the cell size. There is
Comparison for these "polar" and "equatorial" spectra is shown in Figures 4 a, b, c, and the results are summarized in Tables I and II. RESULTS AND DISCUSSION. — From numerical analysis of the three plates, we obtain: — Small dispersion in power spectra for the same direction and the same plate; dispersion is very important from one plate to another (Table I). — The amplitude of power spectra near the maximum (30 Mm) is systematically superior in the equatorial direction (Table I). This probably results from the fact that the equatorial region is the main place of active centers — which may explain Sykora's result obtained using an analog method: an apparently increase of the cells dimension. — No confirmation of any flattening in the equatorial direction as Sykora found [6]. The results in Table II suggest, on the contrary, a great uniformity in the cell size. There is no immediate effect due to rotation in terms of SG flattening. — Comparison of these results with those of 2-D spectra extracted from a study of Koutchmy [8], obtained in the opacity minimum region, seems to show a conservation of the size of cells from the deepest observable layers up to Chromospheric level corresponding to the KCaI line (Fig. 3). I. INTRODUCTION. — Il est maintenant établi qu'une très bonne connexion spatio-temporelle existe entre les cellules de supergranulation, le champ magnétique en dehors des régions actives et l'émission dans la raie K du Ca+ à 3934 (ou « Réseau Chromosphérique ») ([1], [2], [3]). En l'absence d'activité, le réseau chromosphérique montre une grande régularité dans la distribution des cellules dites de Supergranulation (SG) — dont la dimension varie entre 25 et 60 Mm, dimensions généralement rapportées (voir [4] par exemple) — qui sont le résultat de processus de convection ayant lieu dans la zone convective subphotosphérique. Ces mouvements convectifs ne devraient-ils pas être influencés par la rotation rigide du soleil aussi bien que par la rotation différentielle? Nous avons choisi, pour essayer de mettre en évidence cet effet, d'excellents clichés du réseau chromosphérique réalisés à l'Observatoire de Sacramento Peak, représentant
to Chromospheric level corresponding to the KCaI line (Fig. 3). I. INTRODUCTION. — Il est maintenant établi qu'une très bonne connexion spatio-temporelle existe entre les cellules de supergranulation, le champ magnétique en dehors des régions actives et l'émission dans la raie K du Ca+ à 3934 (ou « Réseau Chromosphérique ») ([1], [2], [3]). En l'absence d'activité, le réseau chromosphérique montre une grande régularité dans la distribution des cellules dites de Supergranulation (SG) — dont la dimension varie entre 25 et 60 Mm, dimensions généralement rapportées (voir [4] par exemple) — qui sont le résultat de processus de convection ayant lieu dans la zone convective subphotosphérique. Ces mouvements convectifs ne devraient-ils pas être influencés par la rotation rigide du soleil aussi bien que par la rotation différentielle? Nous avons choisi, pour essayer de mettre en évidence cet effet, d'excellents clichés du réseau chromosphérique réalisés à l'Observatoire de Sacramento Peak, représentant l'image d'un soleil calme — i.e. au minimum d'activité des taches, dans la raie K du CaII. Le mécanisme exact expliquant la génération des champs magnétiques et surtout leur amplification est inconnu. Notamment l'influence de la rotation sur les cellules, y compris la rotation différentielle, n'est pas établie observationnellement; on peut citer à cet effet les travaux théoriques de Gilman [2], et observationnels de Worden et Simon [5], Sykora [6], Cram et coll. [3], Beckers [7] et Koutchmy [8]. En ce qui concerne l'influence de la rotation solaire sur les SG, Sykora [6] a effectué un travail de pionnier et trouve qu'il y a un allongement important (10 %) de celles-ci dans la direction de la rotation, ainsi qu'une certaine variation de leur diamètre avec l'activité. Ce résultat n'ayant jamais été ni confirmé ni infirmé, nous allons d'abord nous concentrer sur l'analyse de la forme des SG, en fonction des directions privilégiées polaire et équatoriale. II. OBSERVATIONS ET MESURES. — A partir d'excellents spectrohéliogrammes du soleil calme réalisés par S. Koutchmy à l'Observatoire de Sac. Peak en 1975-76, au centre de la raie K du CaII, avec une bande passante de 0,2 Å, trois clichés correspondant à 3 jours différents
peut citer à cet effet les travaux théoriques de Gilman [2], et observationnels de Worden et Simon [5], Sykora [6], Cram et coll. [3], Beckers [7] et Koutchmy [8]. En ce qui concerne l'influence de la rotation solaire sur les SG, Sykora [6] a effectué un travail de pionnier et trouve qu'il y a un allongement important (10 %) de celles-ci dans la direction de la rotation, ainsi qu'une certaine variation de leur diamètre avec l'activité. Ce résultat n'ayant jamais été ni confirmé ni infirmé, nous allons d'abord nous concentrer sur l'analyse de la forme des SG, en fonction des directions privilégiées polaire et équatoriale. II. OBSERVATIONS ET MESURES. — A partir d'excellents spectrohéliogrammes du soleil calme réalisés par S. Koutchmy à l'Observatoire de Sac. Peak en 1975-76, au centre de la raie K du CaII, avec une bande passante de 0,2 Å, trois clichés correspondant à 3 jours différents ont été sélectionnés pour leur qualité exceptionnelle (fig. 1) : bonne résolution, absence de trace d'activité, qualité de l'étalonnage, distorsion géométrique minimale des images, etc. Sur chacun d'eux, 15 balayages linéaires assez voisins sont effectués parallèlement à l'axe NS et autour de celui-ci (balayages polaires); de la même manière, 15 balayages « équatoraux » sont effectués au voisinage de la direction équatoriale. Ces balayages ont été effectués avec une fente équivalente à 4 000 km et sont séparés de plus de 10 000 km; la période d'échantillonnage représente 2,8 arcsec sur le cliché. Le choix des directions polaire et équatoriale permet de déterminer par analyse Fourier si il y a un allongement des cellules dû à la rotation, suivant l'une ou l'autre des deux directions. Il est à noter que la durée totale pour obtenir un spectrohéliogramme est de 3 mn, ce qui est trop long pour pouvoir considérer une étude des oscillations de 3 mn (dont l'effet sur les intensités enregistrées n'est d'ailleurs pas très clair, car les modulations produites par d'éventuelles variations de températures peuvent être au moins partiellement compensées par les modulations dues à d'éventuels effets Doppler). III. A. Analyse Fourier 1-D. — a. Correction des effets