Astronomie

Taches solaires (étoiles)

Taches solaires (étoiles)

Ma question concerne la taille des taches solaires.

Est-ce que ces taches ont une taille "typique" pour toutes sortes d'étoiles comme des nains ou des super géantes, ou y a-t-il une taille d'étoile qui dépend ? En d'autres termes, l'énoncé est-il correct : « alors une étoile est plus grosse, donc des taches plus grosses dessus, puis elle est plus petite, donc des taches plus petites en conséquence » ?
En comparaison avec le Soleil bien sûr.

Merci d'avance Uri


L'histoire corrigée des taches solaires suggère que le changement climatique n'est pas dû aux tendances solaires naturelles

Un dessin du Soleil réalisé par Galileo Galilei le 23 juin 1613 montrant les positions et les tailles d'un certain nombre de taches solaires. Galilée a été l'un des premiers à observer et documenter les taches solaires. Crédit image : Le projet Galileo/M. Kornmesser. Le nombre de taches solaires, la plus longue expérience scientifique encore en cours, est un outil crucial utilisé pour étudier la dynamo solaire, la météo spatiale et le changement climatique. Il a maintenant été recalibré et montre une histoire cohérente de l'activité solaire au cours des derniers siècles.

Le nouveau record n'a pas de tendance significative à la hausse à long terme de l'activité solaire depuis 1700, comme cela a été indiqué précédemment. Cela suggère que la hausse des températures mondiales depuis la révolution industrielle ne peut pas être attribuée à l'augmentation de l'activité solaire.

L'analyse, ses résultats et ses implications pour la recherche climatique ont été rendus publics le 7 août lors d'un point de presse lors de la XXIXe Assemblée générale de l'Union astronomique internationale (UAI), qui se tient actuellement à Honolulu, Hawai`i, États-Unis.

Le minimum de Maunder, entre 1645 et 1715, lorsque les taches solaires étaient rares et les hivers rigoureux, suggère fortement un lien entre l'activité solaire et le changement climatique. Jusqu'à présent, il y avait un consensus général sur le fait que l'activité solaire a eu une tendance à la hausse au cours des 300 dernières années (depuis la fin du minimum de Maunder), culminant à la fin du 20e siècle et appelé le grand maximum moderne par certains. Dans cette peinture de 1677 d'Abraham Hondius, « La Tamise gelée, regardant vers l'est en direction du vieux pont de Londres », des gens s'amusent sur la glace. Au 17ème siècle, il y a eu une réduction prolongée de l'activité solaire appelée le minimum de Maunder, qui a duré environ de 1645 à 1700. Au cours de cette période, il n'y avait qu'environ 50 taches solaires au lieu des 40 à 50 000 habituelles enregistrées. Crédit image : Musée de Londres. Cette tendance a conduit certains à conclure que le Soleil a joué un rôle important dans le changement climatique moderne. Cependant, un écart entre deux séries parallèles de dénombrements de taches solaires est un problème controversé parmi les scientifiques depuis un certain temps.

Les deux méthodes de comptage du nombre de taches solaires &mdash le nombre de taches solaires de loup et le nombre de taches solaires de groupe &mdash ont indiqué des niveaux d'activité solaire significativement différents avant 1885 environ et également autour de 1945. Ces écarts étant désormais éliminés, il n'y a plus de différence substantielle entre les deux. des documents historiques. Le graphique du haut montre le niveau de désaccord entre l'ancien nombre de taches solaires de loup (bleu) et l'ancien nombre de taches solaires de groupe (rouge). Le graphique inférieur montre l'augmentation de la similitude entre les deux après avoir été recalibré. Crédit image : WDC-SILSO. La nouvelle correction du nombre de taches solaires, appelée Sunspot Number Version 2.0, menée par Frédéric Clette (Director of the World Data Center [WDC]–SILSO), Ed Cliver (National Solar Observatory) et Leif Svalgaard (Stanford University, California, USA ), annule l'affirmation selon laquelle il y a eu un Grand Maximum Moderne.

Les résultats, présentés hier lors de la XXIXe Assemblée générale de l'AIU à Honolulu, Hawai`i, rendent difficile d'expliquer les changements observés dans le climat qui ont commencé au 18ème siècle et se sont étendus à travers la révolution industrielle jusqu'au 20ème siècle comme étant fortement influencés par tendances solaires naturelles.

Le nombre de taches solaires est le seul enregistrement direct de l'évolution du cycle solaire sur plusieurs siècles. La tendance apparente à la hausse de l'activité solaire entre le 18e siècle et la fin du 20e siècle a maintenant été identifiée comme une erreur d'étalonnage majeure dans le Group Sunspot Number. Maintenant que cette erreur a été corrigée, l'activité solaire semble être restée relativement stable depuis les années 1700. Un graphique montrant le numéro de groupe des taches solaires tel que mesuré au cours des 400 dernières années après le nouvel étalonnage. Le minimum de Maunder, entre 1645 et 1715, lorsque les taches solaires étaient rares et les hivers rigoureux est clairement visible. Les modulations du cycle solaire de 11 ans sont clairement visibles, ainsi que le cycle de Gleissberg de 70 à 100 ans. Crédit image : WDC-SILSO. Les nombres de taches solaires nouvellement corrigés fournissent maintenant un enregistrement homogène de l'activité solaire remontant à environ 400 ans. Les modèles d'évolution du climat existants devront être réévalués compte tenu de cette image entièrement nouvelle de l'évolution à long terme de l'activité solaire. Ce travail stimulera de nouvelles études à la fois en physique solaire (modélisation et prévisions du cycle solaire) et en climatologie, et pourra être utilisé pour débloquer des dizaines de millénaires d'enregistrements solaires codés dans les nucléides cosmogéniques trouvés dans les carottes de glace et les cernes des arbres. Cela pourrait révéler plus clairement le rôle que joue le Soleil dans le changement climatique sur des échelles de temps beaucoup plus longues.

Les nouvelles séries de données et les informations associées sont diffusées depuis WDC-SILSO. Il est membre du World Data System du Conseil international pour la science (ICSU), dédié à la préservation et à la distribution de grands ensembles de données de référence et/ou de longue durée dans tous les domaines de la science.


PARC D'ÉTAT DE CHERRY SPRINGS

Le parc d'État de Cherry Springs à Coudersport doit tout simplement être au sommet de votre liste de seaux d'observation des étoiles. Nommé le premier parc international de ciel étoilé dans l'est des États-Unis et le deuxième au monde à être classé niveau or, il est facile de comprendre pourquoi les amateurs de ciel nocturne affluent vers le parc. Préparez-vous à admirer de superbes vues sur la Voie lactée, les planètes et les objets et phénomènes astronomiques difficiles à voir. Par une nuit claire, vous verrez un ciel embrasé avec jusqu'à 30 000 étoiles scintillantes, ce qui est une expérience inoubliable !


Ep. 30 : Le soleil, les taches et tout

C'est le printemps dans l'hémisphère nord, et cela signifie que le Soleil est de retour. Mais c'est plus qu'une simple lampe chauffante gratuite pour votre jardin, c'est une réaction nucléaire incroyable et dynamique avec des éruptions, des éjections de masse coronale, des champs magnétiques tordus et le vent solaire. Mettez vos écouteurs, sortez et profitez du soleil tout en écoutant le podcast de cette semaine.
Correction : Au début de l'émission je dis qu'il reste 50 milliards d'années au Soleil. J'ai mentalement combiné deux nombres. Dans 50 millions d'années, la vie deviendra intenable ou impossible sur Terre. Dans 5 milliards d'années, le soleil quitte la séquence principale. Nous sommes vraiment désolés pour l'erreur. -Pamela

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    (informations de base, peu ou pas de mathématiques et de chiffres) (écrit à un niveau supérieur) – un bon aperçu – histoire de la NASA de 2001 – faits et informations de base sur le soleil, liens vers des articles récents et plus encore.
    (anciennement Solar-B) – Solar TErrestrial RElations Observatory – Reuven Ramaty High Energy Solar Spectrospic Imager – une mission conjointe NASA/ESA – Global Oscillations Network Group – Solar and Heliospheric Observatory – Transition Explorateur régional et coronal

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Transcription : Le soleil, les taches et tout

Fraser Caïn : Salut Pamela

Dr Pamela Gay : Hé Fraser, comment ça va ?

Fraser : Bien, j'ai une histoire très étrange pour toi. Vous savez, j'habite sur la côte ouest du Canada, sur l'île de Vancouver, et il pleut beaucoup ici pendant l'hiver. Cet hiver a été particulièrement dur – très, très pluvieux.

Alors hier, il ne pleuvait pas et j'ai décidé de m'aventurer dehors et il y avait quelque chose de vraiment étrange dans le ciel : les nuages ​​étaient en feu ! Eh bien, pas exactement en feu, mais il y avait une sorte d'orbe en feu qui sortait de derrière eux.

Paméla : Je pense que ça pourrait être cette chose qui s'appelle le Soleil…

Fraser : Le soleil? Je suis intrigué, dis m'en plus !

Paméla : Eh bien, c'est cette étoile proche et elle nous garde au chaud depuis environ 4,5 milliards d'années. Bien que dans le passé, il faisait beaucoup plus froid et qu'il se réchauffe actuellement, dans environ 5 milliards d'années, il arrêtera les processus nucléaires en son centre qui le maintiennent en marche. D'ici là, sa luminosité va environ doubler.

Fraser : (rires) “Et nous mourrons.” Et bien tant que tu mets ça dedans… Alors cet orbe va me tuer ??
[plus de rires]

Paméla : Cet orbe va vous tuer.

Fraser : Sérieusement, le temps tourne enfin ici sur l'île pluvieuse de Vancouver et nous venons d'avoir le premier jour du printemps dans l'hémisphère nord, je pense que c'est comme ça que ça marche. De plus (et je pense que c'est la partie la plus cool), le vaisseau spatial Hinode vient de publier une série d'animations de la surface du Soleil, et elles vous épateront. Je n'ai jamais vu une chose pareil. Ce sont des animations très rapprochées de plasma se déplaçant sur la surface du Soleil. Nous allons donc mettre un lien vers cela dans les notes du spectacle.

Cette semaine, nous voulons parler du Soleil. Alors parlons du Soleil : qu'en savez-vous ?

Paméla : Où voulez-vous commencer?

Fraser : Il doit y avoir des couches.

Paméla : Eh bien, un bon point de départ est probablement le centre du Soleil. (voir image ci-dessous. Crédit : NASA)
Au centre même du Soleil, nous avons cette région très, très dense, très, très chaude, un peu comme le centre d'une explosion nucléaire. En fait, il s'agit d'une explosion nucléaire. Au cœur du Soleil, nous avons des protons qui s'entrechoquent avec tellement d'énergie - eh bien, l'énergie n'est pas seulement ce avec quoi ils s'entrechoquent, c'est ce qu'ils libèrent.

Ces protons, lorsqu'ils entrent en collision, vont en fait d'abord former du deutérium, puis finalement vous obtiendrez du deutérium entrant en collision avec des choses et d'autres choses qui se passent et vous vous retrouverez avec de l'hélium, puis de l'hélium entre en collision et vous vous retrouverez avec une nouvelle forme d'hélium. En cours de route, lors de ces collisions, de l'énergie est libérée sous forme de lumière et de neutrinos.

Fraser : Qu'est-ce qui provoque cette réaction ?

Paméla : Vous écrasez simplement les choses ensemble assez étroitement et les chauffez, et la chaleur fait que les atomes déplacent tout ce qui chauffe et cela s'excite et court partout. Tout est emballé étroitement les uns contre les autres, et quand tout un tas de choses sont entassés étroitement ensemble et essaient de se déplacer à des vitesses élevées, cela ne peut s'empêcher de se heurter les uns aux autres.

Ainsi, ces atomes sont chauffés, emballés étroitement les uns contre les autres et se heurtent. En cours de route, lorsqu'ils entrent en collision, ils produisent des éléments plus lourds et libèrent de la lumière sous forme de rayons gamma et de rayons X.

Fraser : Donc, le processus de fusion est en fait le fait que les atomes vibrent en d'autres atomes si fort qu'ils fusionnent ?

Paméla : Ils entrent en collision, ils courent dans un essaim de vitesses différentes et de directions différentes, se heurtant, fusionnant pour former des atomes plus lourds et libérant de la lumière.

Fraser : C'est de là que vient la lumière du Soleil, alors ?

Paméla : À l'origine, mais cette lumière subit de nombreux processus avant d'atteindre finalement la planète Terre.

Comme je l'ai dit, au départ, ils commencent comme des rayons gamma et des rayons X. Heureusement, le Soleil ne frappe pas la Terre avec des rayons gamma et des rayons X, car cela pourrait (avec le temps) faire de très mauvaises choses à notre atmosphère. Au lieu de cela, cette lumière s'éloigne de l'endroit où elle s'est formée.

Les 25% internes du Soleil sont l'endroit où ces réactions nucléaires ont lieu. Cette lumière jaillit dans toutes les directions, mais lorsqu'elle essaie de jaillir, elle finit par frapper d'autres atomes du Soleil et elle sera absorbée par l'atome, emportée pendant un petit moment, puis ré-libérée parfois avec un couleur différente, une température différente, puis il continuera.

Ces absorptions, diffusions, réémissions… cela se produira 10^30 fois, c'est-à-dire 1 suivi de 30 zéros à des moments différents alors que les photons de la lumière tentent de se déplacer du cœur à la surface du Soleil. Ce processus peut prendre un photon de 10 millions d'années.

Fraser : Il faut 10 millions d'années entre le moment où les photons ont été créés dans le processus nucléaire et le moment où ils peuvent réellement sortir du Soleil !

Paméla : C'est un peu choquant. Chaque photon doit être présent pendant 10 millions d'années avant d'atteindre la surface, puis il ne lui faut que 8 minutes pour atteindre la planète Terre.

Fraser : Nous avons parlé, dans l'une des émissions précédentes, de la façon dont c'est la pression lumineuse de ces photons qui contrebalance la pression de gravité de l'étoile elle-même. Est-ce ce qu'est cette légère pression, ces photons qui se dirigent vers leur prochaine cible d'absorption ?

Paméla : C'est exactement ce qui se passe. Le centre du Soleil libère tous ces photons et ils essaient de s'échapper, essaient de s'échapper et alors qu'ils essaient de partir, ils poussent sur les couches externes.

Pensez-y de cette façon : imaginez que vous avez un flux constant de personnes célèbres produites au centre d'une foule et que ces personnes célèbres essaient vraiment de se frayer un chemin hors de la foule, mais au fur et à mesure, tout le monde attrape un les tenir, exigeant un autographe et parfois ils finissent par partir dans la mauvaise direction au départ avant d'arriver finalement à la limite de la foule.

Fraser : Et ils deviennent probablement de plus en plus grincheux et de plus en plus grincheux au fur et à mesure qu'ils avancent jusqu'à ce qu'ils soient capables de s'en sortir.
[rire]

Paméla : Et avec les photons, ils obtiennent de plus en plus d'énergie au fur et à mesure.

Fraser : Mais je sais que les rayons gamma et les rayons X proviennent du Soleil, alors est-ce que seuls certains des photons sont capables de le distinguer inchangés tandis que d'autres sont modifiés de manière assez significative ?

Paméla : Il existe en fait des processus à la surface du Soleil qui peuvent créer de nouveaux photons chauds. Nous avons des lignes de champ magnétique qui traversent la surface du Soleil et ces lignes de champ magnétique contiennent d'énormes quantités d'énergie et elles se tordront toutes (voir l'image ci-dessous : crédit Hinode JAXA/NASA). Parfois, ils se reconfigurent spontanément dans une forme plus simple. Quand ils font cela, ils libèrent l'énergie qu'il leur a fallu pour rester dans la forme complexe et cette énergie se dégage sous forme de photons très chauds.

Fraser : Ainsi, les rayons X et les rayons gamma que nous voyons venir des étoiles ne sont pas ceux d'origine qui ont été générés au milieu, ils sont produits à la surface.

Revenons à nos couches alors, nous avons donc parlé de cette couche intérieure où se produisent les réactions nucléaires, qu'y a-t-il en dehors de cela ?

Paméla : Ainsi, les 25% internes sont le noyau, puis jusqu'à 70% du centre du Soleil (donc vous passez de 25% à 75%) il y a cette zone radiative (voir image à droite, crédit: NASA /SOHO). C'est la zone où la lumière est absorbée et réémise et absorbée et réémise. Finalement, il atteint cette couche où le Soleil devient essentiellement une lampe à lave géante. Lorsque le rayonnement sort de la zone de rayonnement, il traverse cette couche et commence à chauffer le gaz. Le gaz réchauffé commence à monter et vous vous retrouvez avec des cellules de matière chaude montante qui se dirigent vers la surface du Soleil. Lorsqu'il atteint la surface du Soleil, il évacue son énergie, se refroidit et retombe.

C'est le même processus qui se passe avec une lampe à lave. Vous avez une lumière chaude (une ampoule) sous la partie de lave, et cette lumière chauffe des gouttes d'huile à l'intérieur de la lampe à lave, qui s'élève ensuite, se refroidit à la surface et redescend. Le Soleil a exactement le même niveau de rayonnement suivi du niveau de lampe à lave.

Fraser : Mais quand je pense au Soleil, je pense qu'il ne s'agit que de gaz, n'est-ce pas ? L'intérieur est de l'hydrogène gazeux, mais je suppose que c'est dans ce truc de radiation. Avec cette couche externe, il a une chance de rayonner dans l'espace et donc ce n'est pas aussi chaud, pas aussi intense que le reste du Soleil ?

Paméla : La structure de la température du Soleil change radicalement au fur et à mesure que vous passez du centre aux couches externes. Le centre même du Soleil est à environ 15 millions de degrés Celsius. Lorsque vous vous dirigez vers la surface du Soleil, la surface du Soleil est d'environ 5 000 degrés, ou 5 700 degrés Kelvin. C'est un énorme changement de température. Ce changement de température se produit en grande partie dans la zone radiative, où la température chute d'environ 7 millions de degrés à 2 millions de degrés. Au bas de la zone convective, il doit aller de ces 2 millions de degrés jusqu'aux 5 700 degrés à la surface. Ainsi, dans chacun de ces différents régimes de température, vous avez une physique différente qui domine le comportement du gaz.

Fraser : Dans cette zone convective, nous avons ces bulles de gaz bouillant à la surface, libérant leur énergie, se refroidissant puis redescendant. A quoi cela ressemble-t-il dans nos télescopes ? Que voit-on ?

Paméla : Nous pouvons en fait regarder la surface du Soleil bouillir de la même manière que l'huile dans une casserole bout, où des granules de matière montent puis redescendent. Nous mettrons des liens vers ces animations sur notre site Web. Il ne s'agit que de toutes ces cellules individuelles où vous pouvez les regarder monter au centre et descendre sur leurs bords. Tous les bords se mélangent et ils changent lentement de forme et se déplacent et il est fascinant de voir le soleil faire la même chose qui se produit lorsque je cuisine des sopapillas.

Fraser : Oui, les photos du Soleil faisant ce genre de choses sont tout simplement étonnantes.

Alors, parlons de certaines des autres fonctionnalités à l'extérieur. Vous avez parlé des lignes de champ magnétique. Comment cela se passe-t-il ?

Paméla : Au niveau de la couche de transition, entre la zone convective et la zone radiative, il se passe beaucoup de physique étrange. Nous parlons du champ magnétique du Soleil généré par une dynamo magnétique qui se produit à l'interface entre la zone radiative et la zone convective, et je dois dire que nous ne savons pas tout à fait comment cela se produit. Mais, quoi qu'il arrive, cela se produit à cette interface et vous vous retrouvez avec des lignes de champ magnétique qui s'éloignent de la dynamo magnétique et à certains endroits, elles traversent la surface du Soleil et l'une des choses vraiment étranges est ce champ magnétique, le pôle nord de l'aimant et le pôle sud de l'aimant se retourneront en fait sur des périodes de 11 ans.


Nous avons donc un champ magnétique généré à l'interface entre la zone radiative et la zone convective, et c'est un aimant instable qui bascule d'avant en arrière. Différentes lignes de champ magnétique apparaissent à travers la surface du Soleil, créent des structures aux formes vraiment étranges et laissent des empreintes sous la forme de taches solaires où elles apparaissent à travers la surface.

Fraser : Oh, donc les taches solaires sont les endroits où les lignes de champ magnétique traversent la surface du Soleil. Je ne le savais pas.

Paméla : L'une des choses étranges à leur sujet est que, tout comme les aimants ont une extrémité polaire nord et une extrémité polaire sud, lorsque vous regardez ces taches solaires, vous pouvez les trouver où l'une d'elles sera une tache solaire nord et l'autre sera une tache solaire sud afin que nous puissions voir exactement comment les lignes de champ magnétique circulent d'un endroit à l'autre. (voir l'image ci-dessous. Crédit : télescope à tour sous vide, NSO, NOAO)

Fraser : Quand on parle de ce cycle de 11 ans, il s'agit du maximum solaire et du minimum solaire, n'est-ce pas ?

Paméla : Exactement. Le nombre de taches solaires que nous voyons à la surface du Soleil varie d'année en année sur un cycle de 11 ans, plus ou moins il nous trahit occasionnellement. Il y a eu une période marquée d'environ 1645 à 1715 où il n'y avait pas de taches solaires, mais en général, c'est un cycle agréable et sain de 11 ans. Nous sommes passés par le minimum solaire vers 2005 et le nombre de taches solaires change et où sur le Soleil se trouvent les taches solaires change également. Pendant le maximum solaire, nous avons le plus de taches solaires. Ils vont apparaître dans les latitudes moyennes nord et les latitudes moyennes sud du Soleil. Au fur et à mesure que nous nous dirigeons vers le minimum, les taches solaires se déplacent vers l'équateur.

Fraser : Alors, où en sommes-nous maintenant ? Nous avons dépassé le minimum solaire de quelques années et nous nous dirigeons à nouveau vers le maximum solaire.

Paméla : Exactement. Les taches solaires commencent donc à apparaître aux latitudes moyennes, nous commençons à en avoir un plus grand nombre, et c'est le bon moment pour regarder le Soleil évoluer car il va commencer à faire de plus en plus de choses pendant que nous regardons.

Fraser : J'ai entendu dire que ce prochain maximum solaire est censé être assez important.

Paméla : Nous essayons de faire des prédictions sur le nombre de taches solaires que nous verrons, ce que nous nous attendons à voir et en ce moment, ils s'attendent à ce que le prochain maximum solaire ait plus de taches solaires que le précédent maximum solaire, donc ça devrait être amusant à regarder, et nous avons plus de satellites en orbite que jamais auparavant, essayant de regarder ce qui se passe.

Fraser : C'est vrai, nous avons le vaisseau spatial Hinode, que j'ai mentionné, et il y a aussi le nouveau vaisseau spatial STEREO qui vient d'être lancé. Ceux-ci sont mis, je pense, un vaisseau spatial suivant la Terre et un devant la Terre sur notre orbite, et ils seront capables de faire une image en 3D de la surface du Soleil ainsi que de tout ce qui se passe sur la surface.

Parlons de certaines de ces choses qu'ils pourraient voir. Je sais qu'il y a quelques autres termes que nous devons surmonter, l'un est les fusées éclairantes. Quels sont ces?

Paméla : Les fusées éclairantes se produisent lorsque ces lignes de champ magnétique se reconfigurent et, ce faisant, elles doivent se rompre. Lorsque cela se produit, vous vous retrouvez avec le matériel qui s'éloigne des lignes de champ brisées. C'est une éruption magnétique - du moins, c'est ainsi que nous pensons la comprendre. Nous apprenons toujours de nouvelles choses chaque jour, et les champs magnétiques sont l'une de ces choses qui sont vraiment difficiles à comprendre. Le Soleil, même si nous avons pu le voir aussi longtemps que l'humanité est là pour le regarder, nous apprenons toujours de nouveaux mystères à son sujet chaque jour.

Fraser : Est-ce à ce moment-là que nous obtenons une de ces éjections de masse coronale, ces gros jets de plasma qui se détachent de la surface du Soleil ? (voir image ci-dessous. Crédit : NASA/SOHO)

Paméla : Les éjections de masse coronale sont l'un des mystères les plus passionnants de la science solaire. Ils semblent parfois être associés aux taches solaires et aux éruptions cutanées associées à la reconfiguration des champs magnétiques, mais parfois ils semblent se produire simplement parce que, et nous ne savons pas toujours exactement pourquoi. Nous travaillons pour essayer de comprendre comment faire des prédictions.

Comprendre les éjections de masse coronale est en fait assez important car lorsque ces choses se produisent, elles peuvent libérer d'énormes quantités d'énergie qui peuvent nuire aux astronautes et aux satellites en orbite autour de la Terre.

Fraser : Mais qu'est-ce qui se passe réellement dans une éjection de masse coronale ?

Paméla : Eh bien, il y a beaucoup de particules à haute énergie. Vous obtenez des particules provenant du Soleil à haute énergie, se dirigeant vers la Terre et elles peuvent provoquer toutes sortes d'interférences étranges lorsqu'elles frappent l'atmosphère, et il y a aussi des radiations. Donc, beaucoup de mauvaises choses peuvent frapper notre atmosphère d'un seul coup lorsque l'une de ces choses se produit.

Fraser : Nous pouvons également voir les aurores boréales et les aurores australes, donc c'est bien. (voir image à droite. Crédit : Philippe Moussette)

Paméla : C'est bien, mais les rayons X et tout ce qui en sort et qui font de si jolies images peuvent être plutôt nocifs pour les astronautes, nous voulons donc savoir comment prédire quand cela va se produire. Donc, savoir quand dire “Um, les gars? Vous devez vous cacher dans la partie la plus sûre de votre station spatiale”

Fraser : Notre compréhension du Soleil jusqu'à présent, a-t-elle affecté notre compréhension de certaines des autres étoiles que nous pouvons voir ? Pouvons-nous voir certaines des caractéristiques du Soleil - comme, pouvons-nous voir certaines des caractéristiques que nous voyons sur notre Soleil, sur d'autres étoiles ?

Paméla : Nous sommes en fait capables de voir à la fois des éruptions et des taches solaires sur d'autres étoiles. Il y a des étoiles qui ont des éruptions beaucoup plus grandes que l'activité d'embrasement du Soleil, et ces éruptions provoqueront un scintillement soudain de la luminosité, où vous prenez une série d'images avec un détecteur numérique quelconque, et vous continuez. €¦ les étoiles se comportent, les étoiles se comportent, les étoiles se comportent et tout à coup, vous obtenez une lecture anormalement élevée de l'étoile. Deux ou trois choses différentes pourraient se produire. Il se peut que votre détecteur ait foiré, et souvent nous blâmons nos détecteurs. Mais si deux personnes différentes voient simultanément l'étoile s'éclaircir soudainement pendant un instant ou deux, alors nous pouvons dire que c'était un véritable éclaircissement, et c'était probablement une activité d'éclat avec l'étoile. (Voir image à droite : crédit NASA/SOHO)


Nous pouvons également observer les étoiles changer de luminosité d'une manière qui, selon nous, est due aux taches stellaires. Si vous obtenez suffisamment de taches d'étoiles sur une étoile, cela changera la quantité de lumière provenant de l'étoile et nous pouvons voir cela se produire. Il existe toutes sortes de programmes complexes pour essayer de reconfigurer à l'aide d'images extrêmement haute résolution à quoi pourraient ressembler ces taches solaires.

Fraser : Cela pourrait être un moyen alors, vous pouvez détecter la vitesse de rotation d'une étoile.

Paméla : À certains égards, il est plus facile de regarder l'élargissement de la ligne car le bord gauche de l'étoile peut tourner vers vous tandis que le bord droit s'éloigne de vous, et nous pouvons utiliser cette différence dans le taux de rotation des deux bords pour obtenir le taux de rotation des étoiles, mais on peut aussi utiliser des taches d'étoiles.

Fraser : Donc, vous avez mentionné au début de ce podcast, nous parlons de ce que l'avenir réserve au Soleil. Nous avons un podcast plus élaboré sur la mort des étoiles, mais pouvons-nous parler un peu de l'avenir de notre Soleil ?

Paméla : Sûr. Le Soleil brûle actuellement de l'hydrogène dans son noyau, produisant de l'hélium. Tout cela est confiné à une région qui est à une température et une pression suffisamment élevées pour permettre aux protons de se rapprocher suffisamment les uns des autres pour qu'ils puissent fusionner pour former différents éléments.

La plupart du temps, lorsque deux protons se réunissent, leurs forces électromagnétiques entre eux les amèneront à essayer de se repousser, mais s'ils vont assez vite, ils n'ont pas le temps de réagir et ils se rapprochent suffisamment pour que une force différente prendra le relais et ils fusionneront.

Maintenant, le Soleil entier n'est pas à une température/pression suffisamment élevée pour permettre aux réactions nucléaires de se poursuivre. Donc, finalement, tout l'hydrogène dans la partie du Soleil capable de brûler nucléaire va s'épuiser, et quand cela se produira, le Soleil commencera initialement à s'effondrer. Ce faisant, il créera une nouvelle couche, une nouvelle coque, autour de ce noyau capable de brûler de l'hydrogène.

Ainsi, cette coquille brûlera de l'hydrogène, brûlera de l'hydrogène, brûlera de l'hydrogène, et l'hydrogène dans cette coquille produira de l'hélium, et cet hélium est plus lourd, donc il coule vers le noyau. Ainsi, le noyau devient de plus en plus dense et de plus en plus chaud et de plus en plus chaud jusqu'à ce qu'il atteigne finalement une température d'environ 100 millions de degrés Kelvin, moment auquel l'hélium est capable de démarrer sa propre combustion nucléaire. L'hélium va entrer dans ce qu'on appelle un cycle CNO, qui finit par produire du carbone, de l'azote et de l'oxygène à différentes étapes.

Alors maintenant, nous avons le noyau du Soleil qui brûle et le noyau du Soleil brûle, et le noyau du Soleil brûle, et nous avons toujours cette coquille d'hydrogène en marche. Cela va, au fil du temps, construire un noyau de carbone pour le Soleil.

Notre Soleil n'a pas assez de masse pour qu'une fois qu'il ait un beau noyau de carbone, il soit capable de brûler ce noyau de carbone en n'importe quoi. Mais, il passera ensuite (une fois qu'il aura le noyau de carbone) par une phase de plus et dans cette dernière phase finale, ce sera une étoile supergéante. Ce sera quelque chose qui ressemblera à une étoile variable Mira : grande, brillante, de grandes variations, facile à voir. Il va subir une combustion de coquille d'hélium et une combustion de coquille d'hydrogène, donc vous avez ce soleil en couches d'oignon, où le noyau est ce reste du cycle carbone-azote-oxygène, vous avez une coquille brûlant de l'hélium autour de cela, et un hydrogène coquille brûlante autour de cela.

Maintenant, une fois que ce carburant est brûlé, le Soleil va en quelque sorte s'effondrer. Les couches externes de l'étoile vont dériver et former une belle nébuleuse planétaire, quelque chose comme la nébuleuse Helix (voir image ci-dessous : crédit NASA). Le noyau du Soleil sera laissé pour compte sous la forme d'une étoile naine blanche. Cette étoile naine blanche n'a plus la capacité de produire plus d'énergie, elle ne peut donc se soutenir que par les atomes qui s'écartent les uns les autres.


Ce noyau restant de notre Soleil va s'effondrer jusqu'à approximativement la taille de la lune. Les atomes vont se rapprocher tellement qu'ils vont essentiellement former une structure cristalline similaire au diamant le plus dense que vous puissiez imaginer. Cette naine blanche, au fil du temps, va lentement se refroidir et se refroidir et se refroidir jusqu'à ce qu'elle disparaisse, étant donné la longueur de l'âge de l'Univers.

Fraser : C'est - c'est un peu ironique que le Soleil se réchauffe à mesure qu'il manque de carburant. Cela me semble juste étrange. En ce moment, le soleil devient de plus en plus chaud, n'est-ce pas ? Non pas que vous puissiez le remarquer sur quelques années, mais sur des millions et des millions d'années, le Soleil devient plus chaud.

Paméla : Dans environ 50 millions d'années, il fera assez chaud pour nuire à l'eau à la surface de la planète.

Les nombreuses ironies de la façon dont les étoiles évoluent… quand elles commencent pour la première fois, cette combustion initiale est capable de supporter une étoile assez petite, mais la future combustion plus chaude qui va se produire va faire gonfler l'étoile jusqu'à ce qu'elle & #8217 est environ une fois et demie le rayon de l'orbite de la Terre. Ainsi, le Soleil deviendra plus gros que l'orbite de notre Terre de 50% avant de mourir.

Fraser : Et qu'est-ce que cela signifie pour la Terre ?

Paméla : Eh bien, en cours de route, le Soleil perd en fait beaucoup de masse, et lorsque le Soleil perd de la masse, ses planètes s'éloignent parce que la gravité ne les tire pas aussi fortement. Nous ne savons pas trop comment ces deux choses vont se jouer : la perte de masse permettant aux planètes de s'échapper sur de plus grandes distances et l'étoile en expansion. Mais, certains des articles que j'ai lus récemment ont indiqué que la perte de masse va permettre à la Terre de s'éloigner suffisamment du Soleil pour qu'elle ne soit pas tout à fait aspirée.

Mais, comme je l'ai dit, le Soleil va devenir deux fois plus lumineux et à cause de cela, la surface de la Terre va être brûlée, en gros. Nous n'allons pas être là. Nous devons donc trouver un moyen de nous éloigner encore plus et de trouver un endroit plus sûr.

Fraser : Donc, avec tous les nouveaux instruments qui montent jusqu'au Soleil, quels sont, selon vous, les grands mystères que les scientifiques essaient de résoudre à propos du Soleil en ce moment ?

Paméla : Trying to understand how changes in the apparent magnetic field lines, the places where we can see hot x-ray emitting gas twisted up into bizarre shapes going between sunspots… understanding what specific shapes indicate that a flare or coronal mass ejection is about to happen is probably one of the most interesting thing.

Pamela: And useful. New pictures that you were talking about from the Hinode (see above, credit: Hinode JAXA/NASA), those we think are starting to give us proof that when you find a twisted up S-shaped, x-ray emitting thing, that thing is going to break apart and we’re going to get a flare or a coronal mass ejection.

Fraser: Once again, I think it’s going to be a good time for this kind of astronomy as well. We’re just totally in the golden age of astronomy. It’s great.

That was great, Pamela. Thank you very much for explaining what that burning orb was, now I feel a little safer but I’ll keep an eye on it.
[laughter]

And we’ll talk to you next week.

Pamela: Sounds great Fraser.

This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


If I can see solar prominences with the naked eye during a total eclipse, why do I need a hydrogen-alpha filter to see them at other times? During a total eclipse the Moon completely blocks the Sun’s photosphere, or visible “surface,” allowing prominences (and the corona) to shine in all&hellip

With modest equipment and attention to safety, you can enjoy observational astronomy throughout the day.


Astronomers Directly Image Two Giant Exoplanets around Young Sun-Like Star

Astronomers using the SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research) instrument on ESO’s Very Large Telescope (VLT) have discovered a second planetary-mass companion orbiting TYC 8998-760-1, a 16.7-million-year-old solar-type star previously known to host one giant planet. The researchers have also managed to directly image this multi-planet system.

This image, captured by the SPHERE instrument on ESO’s Very Large Telescope, shows TYC 8998-760-1 accompanied by two giant planets, TYC 8998-760-1b and TYC 8998-760-1c. The two planets are visible as two bright dots in the center (TYC 8998-760-1b) and bottom right (TYC 8998-760-1c) of the frame. Other bright dots, which are background stars, are visible in the image as well. Image credit: ESO / Bohn et al.

TYC 8998-760-1 is a K3-type star located 309 light-years away in the small southern constellation of Musca.

Also known as 2MASS J13251211-6456207, the star is about the same mass as our Sun, but is only 16.7 million years old.

The star was previously known to host a massive planet, TYC 8998-760-1b, with a radius of 3 times that of Jupiter and a mass of 14 Jovian masses.

The newly-discovered planet, TYC 8998-760-1c, is at least 6 times more massive than Jupiter.

The two alien worlds orbit their parent star at distances of 160 and 320 AU. This places these planets much further away from their star than Jupiter or Saturn are from the Sun.

“This discovery is a snapshot of an environment that is very similar to our Solar System, but at a much earlier stage of its evolution,” said Leiden University PhD student Alexander Bohn, lead author of the study.

“Even though astronomers have indirectly detected thousands of planets in our galaxy, only a tiny fraction of these exoplanets have been directly imaged,” added Leiden University astronomer Matthew Kenworthy, co-author of the study.

“Direct observations are important in the search for environments that can support life.”

TYC 8998-760-1 is the first directly imaged multi-planet system that is detected around a young analog of our Sun.

“Our team has now been able to take the first image of two gas giant companions that are orbiting a young, solar analog,” said co-author Dr. Maddalena Reggiani, a postdoctoral researcher at KU Leuven.

L'étude a été publiée dans le Lettres de revues astrophysiques.

Alexander J. Bohn et al. 2020. Two Directly Imaged, Wide-orbit Giant Planets around the Young, Solar Analog TYC 8998-760-1. ApJL 898, L16 doi: 10.3847/2041-8213/aba27e


Giant star spots likely cause of Betelgeuse dimming

Red Supergiant: An artist's impression of Betelgeuse. Its surface is covered by large star spots, which reduce its brightness. During their pulsations, such stars regularly release gas into their surroundings, which condenses into dust. Credit: MPIA graphics department

Betelgeuse, the bright star in the constellation of Orion, has been fascinating astronomers in the recent months because of its unusually strong decline in brightness. Scientists have been discussing a number of scenarios trying to explain its behavior. Now a team led by Thavisha Dharmawardena of the Max Planck Institute for Astronomy have shown that most likely unusually large star spots on the surface of Betelgeuse have caused the dimming. Their results rule out the previous conjecture that it was dust, recently ejected by Betelgeuse, which obscured the star.

Red giant stars like Betelgeuse undergo frequent brightness variations. However, the striking drop in Betelgeuse's luminosity to about 40% of its normal value between October 2019 and April 2020 came as a surprise to astronomers. Scientists have developed various scenarios to explain this change in the brightness of the star, which is visible to the naked eye and almost 500 light years away. Some astronomers even speculated about an imminent supernova. An international team of astronomers led by Thavisha Dharmawardena from the Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg have now demonstrated that temperature variations in the photosphere, i.e. the luminous surface of the star, caused the brightness to drop. The most plausible source for such temperature changes are gigantic cool star spots, similar to sunspots, which, however, cover 50 to 70% of the star's surface.

"Towards the end of their lives, stars become red giants," Dharmawardena explains. "As their fuel supply runs out, the processes change by which the stars release energy." As a result, they bloat, become unstable and pulsate with periods of hundreds or even thousands of days, which we see as a fluctuation in brightness. Betelgeuse is a so-called Red Supergiant, a star which, compared to our sun, is about 20 more massive and roughly 1000 times larger. If placed in the center of the solar system, it would almost reach the orbit of Jupiter.

Because of its size, the gravitational pull on the surface of the star is less than on a star of the same mass but with a smaller radius. Therefore, pulsations can eject the outer layers of such a star relatively easily. The released gas cools down and develops into compounds that astronomers call dust. This is why red giant stars are an important source of heavy elements in the Universe, from which planets and living organisms eventually evolve. Astronomers have previously considered the production of light absorbing dust as the most likely cause of the steep decline in brightness.

Light and dark: These high-resolution images of Betelgeuse show the distribution of brightness in visible light on its surface before and during its darkening. Due to the asymmetry, the authors conclude that there are huge stars pots. The images were taken by the SPHERE camera of the European Southern Observatory (ESO). Credit: ESO / M. Montargès et al.

To test this hypothesis, Thavisha Dharmawardena and her collaborators evaluated new and archival data from the Atacama Pathfinder Experiment (APEX) and the James Clerk Maxwell telescope (JCMT). These telescopes measure radiation from the spectral range of submillimeter waves (terahertz radiation), whose wavelength is a thousand times greater than that of visible light. Invisible to the eye, astronomers have been using them for some time to study interstellar dust. Cool dust in particular glows at these wavelengths.

"What surprised us was that Betelgeuse turned 20% darker even in the submillimeter wave range," reports Steve Mairs from the East Asian Observatory, who collaborated on the study. Experience shows that such behavior is not compatible with the presence of dust. For a more precise evaluation, she and her collaborators calculated what influence dust would have on measurements in this spectral range. It turned out that indeed a reduction in brightness in the sub-millimeter range cannot be attributed to an increase in dust production. Instead, the star itself must have caused the brightness change the astronomers measured.

Physical laws tell us that the luminosity of a star depends on its diameter and especially on its surface temperature. If only the size of the star decreases, the luminosity diminishes equally in all wavelengths. However, temperature changes affect the radiation emitted along the electromagnetic spectrum differently. According to the scientists, the measured darkening in visible light and submillimeter waves is therefore evidence of a reduction in the mean surface temperature of Betelgeuse, which they quantify at 200 K (or 200 °C).

"However, an asymmetric temperature distribution is more likely," explains co-author Peter Scicluna from the European Southern Observatory (ESO). "Corresponding high-resolution images of Betelgeuse from December 2019 show areas of varying brightness. Together with our result, this is a clear indication of huge star spots covering between 50 and 70% of the visible surface and having a lower temperature than the brighter photosphere." Star spots are common in giant stars, but not on this scale. Not much is known about their lifetimes. However, theoretical model calculations seem to be compatible with the duration of Betelgeuse's dip in brightness.

We know from the sun that the amount of spots increases and decreases in an 11-year cycle. Whether giant stars have a similar mechanism is uncertain. An indication for this could be the previous brightness minimum, which was also much more pronounced than those in previous years. "Observations in the coming years will tell us whether the sharp decrease in Betelgeuse's brightness is related to a spot cycle. In any case, Betelgeuse will remain an exciting object for future studies," Dharmawardena concludes.


Surface of the Sun

Astronomers use special telescopes to study the Sun’s face. They can see areas called sunspots. Sometimes there are many sunspots other times there are only a few. Sunspots appear in a cycle that takes about 11 years to complete. Sunspots are large magnetic storms in the Sun’s atmosphere. Some are much bigger than Earth they can blast powerful jets of hot material into space. Scientists are interested in studying this material because it can sometimes bump into our planet and cause problems.


Sun spots AR2740 & 2741

Those things are larger than earth, think about that.

arent they also cooler than earths core?

Are those spots like whirlpools or just like deep holes or what?

Comparing to the power of a star, we're nothing. Great photo.

Imagine if we could harness all of that nuclear power lol we would be fucking limitless

Can someone explain what sunspots are exactly?

It’s a region of cooled plasma on the surface/ photosphere the sun.

Darkened spots where the temperature is lower than usual because changes in the magnetic field affect convection.

Sunspots are simply a region of solar plasma that is cooler (and therefore darker) than its surroundings due to the presence of a large magnetic field. Typically, we think of sunspots as a magnetic flux rope that has buoyantly risen to the solar surface due to the balance of magnetic and gas pressure, where we see the cross-section of this rope at the surface. Once the magnetic flux rope reaches the surface, the large magnetic field restricts the plasma motions within it. This drastically reduces the efficiency of convection to transport heat from the surroundings of the sunspot to its interior. The region then cools due to radiative losses and does not heat because of the reduced convective efficiency. Therefore, the interior of the sunspot appears cool compared to its surroundings.


2. Wupatki National Monument Parking Lot

Doesn't sound super promising when the words "parking lot" are involved, does it? But trust us, this is arguably one of the best places to see some killer stars. It is far enough away from the city proper to have almost no light pollution. (Yes being in a Dark Sky City still means there is some light pollution). Big bonus: There is almost nothing blocking your view across the horizon due to lack of trees and other obtrusive items, meaning you can see from the horizon in the west to the horizon in the east. It's pretty spectacular.

North of Flagstaff off of Highway 89, it is a little out of the way for most visitors, but it is definitely worth it. While access to the monument's visitor center itself closes at 5pm and the trails around it close at sunset, there are technically no rules to just stopping in the parking lot for an hour or more to check out the stars. Just don't plan on camping overnight that is still not allowed and there are no designated camp spots to do so anyway. There is a $25 fee to get into the Sunset Crater- Wupatki area per private vehicle, but it lasts for 7 days. So if it is cloudy one night, you can always try again the next night. If you are a super fan of the stars there is a Flagstaff Annual Pass ($45) that covers the entrance fee to both Sunset Crater and Wupatki for a whole year. That's a lot of time to watch the stars cross the sky.


APPENDIX: TABLES OF EMISSION LINE WAVELENGTHS, VELOCITIES, AND FLUXES

Table 6 lists the emission-line parameters for the high-resolution stars observed by COS and STIS that are the basis for this study. The data for α Cen A are published by Pagano et al. (2004), and the sources for the solar data are given in Section 2.4. The second column in the table is the laboratory wavelength given by Morton (1991) when available or by Pagano et al. (2004). The third and fourth columns give the measured wavelengths (and errors) and the corresponding radial velocities (and errors). The next two columns give the measured fluxes and FWHM of the lines with their measurement errors. For most of the emission lines, a single Gaussian provides a good fit to the data. For the brightest emission lines, we found that two Gaussians (a narrow and a broad Gaussian) provide a better fit to the data. For these bright lines, we list the parameters for both the narrow and broad Gaussian components described by the subscripts n and b. The asterisk superscript after the ion indicates that we computed a two-Gaussian fit to the emission line. For the same lines, we also provide the parameters for a single-Gaussian fit. These parameters are useful for comparison with fainter lines that can only be fitted by a single Gaussian. Those lines marked bl are close blends of lines from the same ion for which we use the mean laboratory wavelength. Widely separated blends or blends involving more than one atom or ion are not included.

We do not include very weak lines for which the flux errors exceed about 30% as the radial velocities of these lines are unreliable. We include flux upper limits for the coronal Fe xii λ1242.00 and λ1349.36 and Fe xxi λ1354.080 lines when no emission feature is present. We have assumed that the FWHM = 45 km s −1 for the nondetected Fe xii lines and 110 km s −1 for the nondetected Fe xxi lines. For two stars (HII314 and HD 209458), the COS observations with the G130M and G160M gratings were taken at different times with the star likely placed in different portions of the aperture. For this reason, the velocity scales for the two gratings are different. A solid horizontal line separates the data obtained with the different gratings. Table 6 includes data for χ 1 Ori obtained with both COS and STIS.


Voir la vidéo: voyage dans lunivers documentaire 720p 1h30 (Août 2021).