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

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

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

Trous coronaux : EUV & radio Structure de ne 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) ? SXR : SXI (NOAA) NRH (432 MHz): C. Mercier

Trous coronaux : EUV & radio Structure de ne 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) ? NRH (237 MHz): C. Mercier

Trous coronaux : EUV & radio Structure de ne 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) ? NRH (164 MHz): C. Mercier

Mesures radio du champ magnétique dans la couronne solaire NoRH 17 GHz / 1,8 cm VLA 1,4 GHz / 21 cm NRH 0,327 GHz / 91 cm 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

Rayonnement gyrorésonant thermique émission gyrorésonante =sce (s=2 … 4 pour Te2106 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

Emission gyrorésonante Lee et al. 1998, ApJ 501, 853 Lee et al. 1999, ApJ 510, 413 gr>1 : Tb 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

Observations radio de la couronne solaire : prospectives La radioastronomie apporte des diagnostics originaux du plasma coronal (rayt de freinage continu, rayt 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) 400-1600 MHz m- : 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.

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

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

Modélisation & observation du rayonnement radio thermique de la couronne Extrapolation potentielle du B photosphérique Equilibre HS N=n0BL T=T0BL Optimisation heuristique C. Marqué, soumis