II - de l'Université libre de Bruxelles

d’absorptions atmosphériques (vapeur d’eau, O 2 , O 3 , CO 2 , …), par les aérosolset la diffusion Rayleigh. Bien que des méthodes de correction existent (méthodede Bouguer, …), une mesure au sommet ou hors atmosphère du spectre solaires’impose (par ballons, fusées ou satellites).Les satellites offrent une capacité de mesure à long terme permettant desaisir la variabilité attendue du Soleil. Les ressources en masse, puissance etvolume fournies à l’expérimentateur sont de plus en plus importantes(infrastructure de la Station Spatiale Internationale ISS, …). Cependant,l’environnement spatial hostile (particules, photons EUV, rayons X, …) altère leséléments optiques et les échelles absolues de réponse des instruments.Plusieurs méthodes de correction ont été imaginées depuis les années 1970 etutilisées par une instrumentation variée lors de différentes missions :dédoublement de l’instrumentation (SIM : Spectral Irradiance Monitor surSORCE, Harder et al., 2000a, 2000b, 2005a), étalonnage régulier par un tir defusée transportant un instrument identique (EVE pour SORCE, Chamberlin et al.,2009), protection des optiques sensibles par des fenêtres résistantes (en saphirou en quartz), limitation du temps d’exposition, sources lumineuses internes deréférence : SOLSPEC (Labs et al., 1987, Thuillier et al., 2009) et SUSIM (Floydet al., 1996), étoiles utilisées comme références photométriques (SOLSTICE,Rottman et al., 1993, McClintock et al., 2005a et 2005b, Woods et al., 1993),redondance des mesures par des instruments indépendants et enfin le retourdes instruments au laboratoire pour l’étalonnage après une mission en navettespatiale.La stratégie développée pour SOLSPEC s’est focalisée sur l’utilisation delames résistantes, de lampes internes et la gestion du temps d’exposition (cf. §II.1). Notons qu’il est possible d’analyser la variabilité solaire à court terme(quelques jours à quelques semaines) en unités relatives car la réponse d’uninstrument est alors considérée comme étant constante. Dans ce cas, desobjectifs scientifiques peuvent être atteints avec moins de contraintesinstrumentales.Une alternative à la difficulté d’une mesure spectrale consiste à définir desindices quantifiant l’activité solaire. Il s’agit d’une quantité physique (unparamètre) associée à une émission issue d’une altitude donnée de l’atmosphèresolaire. L’indice Mg II (Heath and Schlesinger 1986, Viereck et al., 2004) estutilisé dans ce doctorat (cf. §III.2). Il est défini à partir d’une mesure relative de laprofondeur de la raie d’absorption Mg II (Snow et al., 2005, Cebula & DeLand,1998) influencée par les émissions chromosphériques h et k à 279.56 et 280.27nm. Cet indice montre une corrélation élevée avec l’activité solaire dans lachromosphère. Il agit comme indicateur de la variabilité pour une large plagespectrale UV. En effet, des recherches ont démontré que la variation relative del’éclairement spectral solaire entre 120 et 400 nm au cours d’un cycle de 11 anspouvait être modélisée à partir de l’indice Mg II (DeLand & Cebula 1993, Woods2000, Cebula et al., 1992). D’autres indices existent (Ca II K : définition similaireà celle de la raie Mg II mais à 393.4 nm, …).10