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Publié parCécile Lamotte Modifié depuis plus de 10 années
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Electrons Energétiques dans latmosphère solaire : observations coordonnées X-radio N.Vilmer C. Dauphin Lesia S. Krucker Space Sciences Laboratory
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Eruption GOES C7 20/02/2002 Aussi électrons dans milieu interplanétaire Vilmer, Krucker, Lin, RHESSI Team, 2002 Rayons X (rayonnement freinage dans la chromosphère ) Emissions radio de faisceaux électrons se propageant à partir de la basse couronne (qq dizièmes rayons solaires au dessus de la photosphère) Vers la haute couronne (> 1 rayon solaire) Lien entre électrons régions actives émettant en X et électrons injectés dans la moyenne couronne Injection dans le MIP?
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20/02/2002 observations Vilmer & Krucker & Lin & RHESSI Team (2002) Comparaison d images à instants à longueurs donde décimétriques(NRH) et au-dessus de 30 keV superposé à EIT
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Activité solaire en Oct/Nov 2003 12 éruptions de classe X en 18 jours Nov 11 Oct 27 Oct 14
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12 X-class flares in Oct/Nov 2003 X28 (November 4) X17 (October 28) X10 (October 29) X8 (November 2) X5 (October 23) and 3 X1 flares X4 (November 3) X3 (November 3) X1 (October 26) X1 (October 19) AR 0488 AR 0486 AR 0484
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Léruption X4 du 3 Novembre 2003 0949.4-1008.5 Type II H 100-620 MHz 0949.5-1055.5 Type IV P 100-4000 MHz Aussi observé par Wind <10 MHz Type II et IV LASCO CME > 1000 km/s Zürich RHESSI-NRH
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Spectre Potsdam <400 MHz et positions NRH Type II? Type IV sursauts
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Spectre Potsdam <400 MHz et positions RHESSI Type II continuum sursauts Nuit rhessi
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Sursauts +rhessi 100-300 keV Continu+ Rhessi 100-300 keV Sources + éloignées Type II Rhessi 50-100 keV
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NRH 164 MHz Léruption X17 du 28 Octobre 2003
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..\Mes images\bigflares\SONG28oct03.d oc Données haute énergie Koronas
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Observations RHESSI À haute énergie 100 keV + raies Phase de décroissance Changement atténuateur
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Trace + 100-300 keV RHESSI Trace+ 100-300 keV + NRH 410 MHz Quelques résultats préliminaires…
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