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Mesures radio du champ magnétique dans la couronne solaire Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA Rayonnement radio thermique, modifié par B: Opacité

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Présentation au sujet: "Mesures radio du champ magnétique dans la couronne solaire Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA Rayonnement radio thermique, modifié par B: Opacité"— Transcription de la présentation:

1 Mesures radio du champ magnétique dans la couronne solaire Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA Rayonnement radio thermique, modifié par B: Opacité accrue due au B Polarisation du rayonnement de freinage Changement de polarisation en propagation B NoRH 17 GHz / 1,8 cmVLA 1,4 GHz / 21 cmNRH 0,327 GHz / 91 cm

2 Rayonnement radio (continu) de latmosphère thermique 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 Contributions au rayonnement thermique (1) NoRH 17 GHz / 1,8 cmVLA 1,4 GHz / 21 cmNRH 0,327 GHz / 91 cm Ray t de freinage: Séparation des modes x, o (polarisation circulaire) en présence dun champ magnétique ( ce fréquence cyclotron des e - )

4 Contributions au rayonnement thermique (2) émission gyrorésonnante =s ce (s=2 … 4 pour T e K) = 5 GHz (6 cm) pour s=3, B=600 G Surface résonnante, épaisseur 100 km =5 GHz, s=3 =8,4 GHz, s=3 chromosphère 600 G 1000 G >3 ce,max

5 Spectre radio cm- du rayonnement thermique dune région active quiescente Gary & Hurford 1987, ApJ 317, 522 freinage gyrorésonnant: B>1430 G gyrorésonnant: B 600 G

6 Emission gyrorésonnante Emission gr 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, 413 Lee et al. 1998, ApJ 501, 853

7 Observations SoHO, VLA CDS, EIT DEM VLA 4,9 & 8,4 GHz + modèles L B & n e (T) répartition B le long de la ligne de visée (fig.: cartes observées (couleurs & contours) & calculées (contours)) B vs logT: peu dépendant des modèles B vs logh: forte dépendance de L B B > champ potentiel (---) mode Xmode O 4,9 GHz 8,4 GHz 1,9 Brosius et al. 2002, ApJ 574, 453

8 Polarisation du ray t de freinage Epaisseur optique: Température de brillance en régime ff <<1: Polarisation en mode extraordinaire, fct. de ce cos, donc B // (mais: intégration le long de la ligne de visée)

9 Rayonnement de freinage dune plage Observation : 1) spectre EUV SERTS T e, EM, 2) magnétogramme photosphérique KPNO, 3) =20 cm I & V (VLA) Correspondance globale T b calculée/observée Calcul B // dans la source radio G multi- diagnostic B // multi-couches (requiert: dynamique image, sensibilité aux sources étendues) Brosius et al. 1993, ApJ 411, 410 B pot, 5000 & km Contours -30, -40, -50 G B // radio Contours B // sur carte Fe XVI: B // KPNO + T b calculée VLA T b (I) 20 cm VLA T b (V) 20 cm 1,77

10 Dépolarisation à la traversée dune région quasi-transverse Ray t émis par source verte traverse B ambiant Si chg t du signe de B // (prop B): chg t du sens de polarisation circulaire ? Non si propagation comme dans le vide ( >> t ; « couplage fort »), oui si < t (« couplage faible ») Frontière: = t V=0, Q 2 +U 2 0 k B

11 Dépolarisation à la traversée dune région quasi-transverse Gelfreikh, Peterova, Ryabov 1987, Solar Phys. 108, 89 Traversée dune région 90° (« quasi-t ») loin de la source: inversion de B // le long de la ligne de visée : - RATAN 600, =(2-4) cm, =(7,5-15) GHz (tireté: profil I, plein: profil V) - Suivi dune RA pdt 4 jours après paasage au méridien central - Inversion de la polarisation, dabord aux basses fréquences - B=16 G, h=10 5 km

12 Mesures du champ magnétique avec FASR Technique confirmée, utilisée à qq. fréquences isolées: ray t gyrorésonnant, B intenses (au-dessus des taches) Observations occasionnelles: polarisation du ray t de freinage, B // dans les plages Observations occasionnelles (2-4) cm: dépolarisation en propagation QT, B au-dessus des régions actives Les apports FASR: couverture fréquences, observations solaires dédiées (complémentarité satellites; service dobservations) Exigences: dynamique, sensibilité aux structures étendues, résolution spatiale, mesure degrés de polarisation 1%


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