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Observations de la couronne solaire : apport des diagnostics radio Karl-Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA Rayonnement radio thermique :  diagnostic.

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1 Observations de la couronne solaire : apport des diagnostics radio Karl-Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA Rayonnement radio thermique :  diagnostic n e, T (mm-  - m-  )  Diagnostic B basse couronne active (cm-  ) (Localisation, polarisation & structure spectrale de certains sursauts : n e, B dans les structures émetteurs) NoRH 17 GHz / 1,8 cmVLA 1,4 GHz / 21 cmNRH 0,327 GHz / 91 cm

2 Rayonnement radio thermique (continu) de l’atmosphère solaire NoRH 17 GHz / 1,8 cmVLA 1,4 GHz / 21 cmNRH 0,327 GHz / 91 cm Ray t des électrons libres dans le champ électrique des ions Température de brillance (= T équivalente corps noir): (T e = température des électrons)

3 Filaments quiescents en ondes radio m-  •Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités Marqué 2004 ApJ

4 Trous coronaux : EUV & radio NRH (432 MHz): C. Mercier SXR : SXI (NOAA) •Structure de n e et T dans la couronne “calme” ? •Image cohérente EUV - radio ? •Nature de la distribution des e - dans la basse/moyenne couronne; indications radio de fdd non-maxwelliennes (Chiuderi & Chiuderi-Drago 2004 AA 422, 331) ?

5 NRH (237 MHz): C. Mercier Trous coronaux : EUV & radio •Structure de n e et T dans la couronne “calme” ? •Image cohérente EUV - radio ? •Nature de la distribution des e - dans la basse/moyenne couronne; indications radio de fdd non-maxwelliennes (Chiuderi & Chiuderi-Drago 2004 AA 422, 331) ?

6 NRH (164 MHz): C. Mercier Trous coronaux : EUV & radio •Structure de n e et T dans la couronne “calme” ? •Image cohérente EUV - radio ? •Nature de la distribution des e - dans la basse/moyenne couronne; indications radio de fdd non-maxwelliennes (Chiuderi & Chiuderi-Drago 2004 AA 422, 331) ?

7 Mesures radio du champ magnétique dans la couronne solaire Rayonnement radio thermique, modifié par B:  Opacité accrue due au B  Polarisation du rayonnement de freinage  Changement de polarisation en propagation  B Polarisation & structure spectrale de certains sursauts NoRH 17 GHz / 1,8 cmVLA 1,4 GHz / 21 cmNRH 0,327 GHz / 91 cm

8 •émission gyrorésonante  =s  ce (s=2 … 4 pour T e  2  10 6 K) - > 5 GHz (6 cm) pour s=3, B=600 G Surface résonante, épaisseur  100 km  =5 GHz, s=3  =8,4 GHz, s=3 chromosphère 600 G 1000 G  >3  ce,max Rayonnement gyrorésonant thermique

9 Emission gyrorésonante •  gr >1 : T b sur surfaces iso-B (  =s  ce ; non nécessairement planes) •au-dessus des taches (B intenses) •Technique confirmée: cf. Alissandrakis, Kundu, Lantos 1980, A&A 82, 30 Lee et al. 1999, ApJ 510, 413Lee et al. 1998, ApJ 501, 853

10 •La radioastronomie apporte des diagnostics originaux du plasma coronal (ray t de freinage continu, ray t gyrorésonant) •RH Nobeyama (cm-  ), SSRT Irkutsk (cm-  ), RH Nançay (dm-m-  ) durant STEREO •Au - delà : –cm-  : FASR, couverture continue en fréquences, cartographie du champ magnétique dans la basse couronne active (demande 2008) –dm-  : •FASR ? •RH chinois (projet démarré) MHz –m-  : •FASR ? •LOFAR : (200-30) MHz, complément utile d’un spectro-imageur à plus haute fréquence. Mode solaire ? Instrument MWA, Australie. •RH Nançay continue à être unique si FASR n ’ inclut pas domaine m- , et est seul complément HF à la longitude de LOFAR. Observations radio de la couronne solaire : prospectives

11 Filaments quiescents en ondes radio m-  •Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités Marqué 2004 ApJ

12 Filaments quiescents en ondes radio m-  •En m-  : Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités

13 Modélisation & observation du rayonnement radio thermique de la couronne •Extrapolation potentielle du B photosphérique •Equilibre HS –N=n 0 B  L  –T=T 0 B  L  •Optimisation heuristique C. Marqué, soumis


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