Astronomie

Pourquoi la couronne solaire en lumière visible est-elle filamenteuse ?

Pourquoi la couronne solaire en lumière visible est-elle filamenteuse ?

Il y a une vidéo sur YouTube (malheureusement en tchèque) où Miloslav Druckmüller parle de la structure de la couronne solaire en lumière visible. Il explique que les filaments, clairement visibles sur ses photographies, délimitent des lignes de champ magnétique - la lumière provenant de la photosphère est diffusée par des électrons libres qui se déplacent le long des lignes de champ magnétique.

Ce que je ne comprends pas (et il n'explique pas) comment cela explique la structure filamenteuse.

Pourquoi la lumière diffusée n'est-elle visible que le long de certaines lignes de champ et non entre elles ?


Le plasma coronal n'est pas spatialement homogène. Il existe préférentiellement à l'intérieur de structures magnétiques chauffées, qui se présentent sous la forme de boucles filamenteuses.

Il vaut mieux imaginer ces structures comme des cordes en spirale de flux magnétique plutôt que comme des lignes de champ individuelles. Ils agissent alors comme des tubes que le plasma coronal chauffé peut remplir.


Image astronomique du jour

Découvrez le cosmos ! Chaque jour, une image ou une photographie différente de notre univers fascinant est présentée, accompagnée d'une brève explication écrite par un astronome professionnel.

19 août 1999
Lumière du soleil noir
Crédit et droit d'auteur : Pavel et Roman Cagas

Explication: Ce n'est que dans l'obscurité éphémère d'une éclipse solaire totale que la lumière de la couronne solaire est facilement visible depuis la Terre. Normalement submergée par le disque solaire brillant, la vaste couronne, l'atmosphère extérieure du soleil, est un spectacle séduisant. Mais les détails subtils et les plages extrêmes de luminosité de la couronne perceptibles à l'œil nu sont notoirement difficiles à photographier. Dans cette série d'images enregistrées à Siofok, en Hongrie, pendant la phase totale de l'éclipse du 11 août, des expositions de plus en plus longues (de haut en bas au centre) ont été utilisées pour capturer plus fidèlement différentes régions de l'insaisissable couronne solaire. L'image finale (en bas à droite) montre la lumière du disque solaire émergeant de derrière le bord de la lune à la fin de la totalité.


Les mystères de la couronne solaire éclairés par les données d'Eclipse

Des chercheurs de l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï (IfA) ont travaillé dur pour étudier la couronne solaire, l'atmosphère la plus externe du soleil qui s'étend dans l'espace interplanétaire. Les propriétés de la couronne solaire sont une conséquence du champ magnétique complexe du Soleil, qui est produit à l'intérieur du soleil et s'étend vers l'extérieur dans l'espace.

Un étudiant diplômé d'IfA, Benjamin Boe, a mené une nouvelle étude qui a utilisé des observations d'éclipse solaire totale pour mesurer la forme du champ magnétique coronal avec une résolution spatiale plus élevée et sur une plus grande surface que jamais. Les résultats ont été publiés dans l'Astrophysical Journal le 3 juin.

Une illustration du champ magnétique corona du Soleil. Crédit : B. Boe/UH Institute for Astronomy

La couronne est plus facilement visible lors d'une éclipse solaire totale - lorsque la lune est directement entre la Terre et le Soleil, bloquant la lumière du soleil. Les avancées technologiques significatives des dernières décennies ont déplacé la majorité des analyses vers des observations spatiales à des longueurs d'onde de lumière inaccessibles depuis le sol, ou vers de grands télescopes au sol tels que le télescope solaire Daniel K. Inouye à Maui. Malgré ces avancées, certains aspects de la couronne ne peuvent être étudiés que pendant les éclipses solaires totales.

Boe a été conseillé par le professeur d'astronomie UH Mānoa Shadia Habbal, expert en recherche coronale. Habbal a dirigé un groupe de chasseurs d'éclipses, les Solar Wind Sherpas, effectuant des observations scientifiques pendant les éclipses solaires pendant plus de 20 ans. Ces observations ont conduit à des percées dans la révélation de certains des secrets des processus physiques définissant la couronne.

"La couronne a été observée avec des éclipses solaires totales pendant plus d'un siècle, mais jamais auparavant les images d'éclipses n'avaient été utilisées pour quantifier la structure de son champ magnétique", a expliqué Boe. "Je savais qu'il serait possible d'extraire beaucoup plus d'informations en appliquant des techniques modernes de traitement d'images aux données d'éclipse solaire."

Images haute résolution de la couronne solaire. Les panneaux supérieurs montrent la lumière visible (couleur inversée), les panneaux inférieurs montrent la forme du champ magnétique. Crédit : B. Boe/UH Institute for Astronomy

Boe a tracé le modèle de distribution des lignes de champ magnétique dans la couronne, en utilisant une méthode de traçage automatique appliquée aux images de la couronne prises pendant 14 éclipses au cours des deux dernières décennies. Ces données ont permis d'étudier les changements de la couronne au cours de deux cycles magnétiques de 11 ans du Soleil.

Boe a découvert qu'il y avait des structures à très petite échelle dans toute la couronne. Des images à plus haute résolution ont montré des structures à plus petite échelle, ce qui implique que la couronne est encore plus structurée que ce qui a été rapporté précédemment. Pour quantifier ces changements, Boe a mesuré l'angle du champ magnétique par rapport à la surface du Soleil.

Pendant les périodes d'activité solaire minimale, le champ de la couronne émanait presque directement du Soleil près de l'équateur et des pôles, alors qu'il sortait sous divers angles aux latitudes moyennes. Pendant les périodes de maximum, le champ magnétique coronal était beaucoup moins organisé et plus radial.

"Nous savions qu'il y aurait des changements au cours du cycle solaire, mais nous ne nous attendions pas à ce que le champ coronal soit étendu et structuré", a expliqué Boe. « Les futurs modèles devront expliquer ces caractéristiques afin de bien comprendre le champ magnétique coronal. »

Ces résultats remettent en cause les hypothèses actuelles utilisées dans la modélisation coronale, qui supposent souvent que le champ magnétique coronal est radial au-delà de 2,5 rayons solaires. Au lieu de cela, ce travail a révélé que le champ coronal était souvent non radial à au moins 4 rayons solaires.

Ces travaux ont d'autres implications dans d'autres domaines de la recherche solaire, notamment la formation du vent solaire, qui a un impact sur le champ magnétique terrestre et peut avoir des effets sur le sol, tels que des pannes de courant.

« Ces résultats sont particulièrement intéressants pour la formation du vent solaire. Cela indique que les principales idées sur la façon de modéliser la formation du vent solaire ne sont pas complètes, et donc notre capacité à prédire et à nous défendre contre la météo spatiale peut être améliorée », a déclaré Boe.

Boe prévoit déjà de faire partie des prochaines expéditions d'éclipse Solar Wind Sherpas. Le prochain est prévu pour l'Amérique du Sud en décembre 2020.

Référence : « Topologie du champ magnétique coronal à partir des observations de l'éclipse totale de soleil » par Benjamin Boe, Shadia Habbal et Miloslav Druckmüller, 3 juin 2020, Le Journal d'Astrophysique.
DOI : 10.3847/1538-4357/ab8ae6


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16 mars 2010
Vue détaillée d'une couronne d'éclipse solaire
Crédit et droit d'auteur : Miloslav Druckmüller (Université de technologie de Brno), Martin Dietzel, Peter Aniol, Vojtech Ruin

Explication: Ce n'est que dans l'obscurité éphémère d'une éclipse solaire totale que la lumière de la couronne solaire est facilement visible. Normalement submergée par le disque solaire brillant, la vaste couronne, l'atmosphère extérieure du soleil, est un spectacle séduisant. Mais les détails subtils et les plages extrêmes de luminosité de la couronne, bien que perceptibles à l'œil nu, sont notoirement difficiles à photographier. Sur la photo ci-dessus, cependant, en utilisant plusieurs images et un traitement numérique, est une image détaillée de la couronne solaire prise lors de l'éclipse solaire totale d'août 2008 depuis la Mongolie. Les couches complexes et les caustiques incandescentes d'un mélange en constante évolution de gaz chauds et de champs magnétiques sont clairement visibles. Les proéminences lumineuses en boucle apparaissent en rose juste au-dessus du limbe du Soleil. La prochaine éclipse totale de Soleil aura lieu en juillet mais ne sera visible que dans une mince bande de la Terre traversant le sud de l'océan Pacifique et l'Amérique du Sud.


La couronne solaire révélée en super haute définition

Les astronomes viennent de publier les images à la plus haute résolution jamais prises de la couronne solaire, ou atmosphère extérieure à un million de degrés, dans une longueur d'onde de lumière ultraviolette extrême. Les images de 16 mégapixels ont été capturées par le High Resolution Coronal Imager de la NASA, ou Hi-C, qui a été lancé sur une fusée-sonde le 11 juillet. Le télescope Hi-C fournit cinq fois plus de détails que les meilleures observations du Solar Dynamics Observatory de la NASA.

"Même si cette mission n'a duré que quelques minutes, elle marque une grande avancée dans les études coronales", a déclaré l'astronome du Smithsonian Leon Golub (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), l'un des principaux chercheurs de la mission.

Comprendre l'activité du Soleil et ses effets sur l'environnement de la Terre était l'objectif scientifique critique de Hi-C, qui a fourni des vues sans précédent de l'activité dynamique et de la structure de l'atmosphère solaire.

La couronne entoure la surface visible du Soleil. Il est rempli de gaz ionisé à un million de degrés, ou plasma, si chaud que la lumière qu'il émet est principalement aux longueurs d'onde des rayons X et des ultraviolets extrêmes. Pendant des décennies, les scientifiques solaires ont essayé de comprendre pourquoi la couronne est si chaude et pourquoi elle éclate en éruptions solaires violentes et en explosions associées connues sous le nom d'"éjections de masse coronale", qui peuvent produire des effets nocifs lorsqu'elles frappent la Terre. Le télescope Hi-C a été conçu et construit pour voir les structures extrêmement fines considérées comme responsables du comportement dynamique du Soleil.

"L'expression" pensez globalement, agissez localement " s'applique également au Soleil. Les choses qui se produisent à une petite échelle locale peuvent avoir un impact sur l'ensemble du Soleil et entraîner une éruption ", a expliqué Golub.

Hi-C s'est concentré sur une région active du Soleil près de la tache solaire NOAA 1520. La cible, qui a été finalisée le jour du lancement, a été sélectionnée spécifiquement pour sa grande taille et sa nature active. Les instantanés haute résolution qui en résultent, à une longueur d'onde de 19,3 nanomètres (25 fois plus courte que la longueur d'onde de la lumière visible), révèlent des champs magnétiques enchevêtrés canalisant le plasma solaire dans une gamme de structures complexes.

"Nous avons un instrument exceptionnel et lancé au bon moment", a déclaré Jonathan Cirtain, héliophysicien senior au Marshall Space Flight Center de la NASA. "En raison de l'activité solaire intense que nous observons en ce moment, nous avons pu nous concentrer clairement sur une tache solaire active importante et atteindre nos objectifs d'imagerie."

Depuis que Hi-C est monté sur une fusée suborbitale, son vol n'a duré que 10 minutes. De ce temps, seulement environ 330 secondes ont été consacrées à la prise de données. Pourtant, ces images contiennent une mine d'informations que les astronomes analyseront pendant des mois.

"Le vol Hi-C pourrait être les cinq minutes les plus productives que j'ai jamais passées", a souri Golub.

Les images haute résolution ont été rendues possibles grâce à un ensemble d'innovations sur le télescope de Hi-C, qui dirige la lumière vers le détecteur de la caméra. Le télescope comprend certains des plus beaux miroirs jamais conçus pour une mission spatiale. Initialement développés au Marshall Space Flight Center de la NASA à Huntsville, en Alabama, les miroirs ont été complétés avec des contributions de partenaires du Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO) à Cambridge, Mass., et une nouvelle technique de fabrication développée en coordination avec L-3Com/Tinsley Laboratoires de Richmond, Californie. Les miroirs ont été conçus pour refléter la lumière ultraviolette extrême du Soleil par Reflective X-ray Optics LLC de New York, NY, et le télescope a été assemblé dans les laboratoires SAO de Cambridge, Mass.


Contenu

En 1724, l'astronome franco-italien Giacomo F. ​​Maraldi a reconnu que l'aura visible lors d'une éclipse solaire appartient au Soleil et non à la Lune. En 1809, l'astronome espagnol José Joaquín de Ferrer a inventé le terme « couronne ». [3] Sur la base de ses propres observations de l'éclipse solaire de 1806 à Kinderhook (New York), de Ferrer a également proposé que la couronne faisait partie du Soleil et non de la Lune. L'astronome anglais Norman Lockyer a identifié le premier élément inconnu sur Terre dans la chromosphère du Soleil, qui s'appelait l'hélium. L'astronome français Jules Jenssen a noté, après avoir comparé ses lectures entre les éclipses de 1871 et 1878, que la taille et la forme de la couronne changent avec le cycle des taches solaires. [4] En 1930, Bernard Lyot invente le coronographe, qui permet de visualiser la couronne sans éclipse totale. En 1952, l'astronome américain Eugene Parker a proposé que la couronne solaire puisse être chauffée par une myriade de minuscules « nanoflares », des éclaircissements miniatures ressemblant à des éruptions solaires qui se produiraient sur toute la surface du Soleil.

Théories historiques Modifier

La température élevée de la couronne solaire lui confère des caractéristiques spectrales inhabituelles, ce qui a conduit certains au XIXe siècle à suggérer qu'elle contenait un élément auparavant inconnu, le "coronium". Au lieu de cela, ces caractéristiques spectrales ont depuis été expliquées par le fer hautement ionisé (Fe-XIV, ou Fe 13+). Bengt Edlén, à la suite des travaux de Grotrian (1939), a identifié pour la première fois les raies spectrales coronales en 1940 (observées depuis 1869) comme des transitions à partir de niveaux métastables bas de la configuration au sol des métaux fortement ionisés (la raie verte Fe-XIV 13+ à 5 303 , mais aussi la raie rouge Fe-X de Fe 9+ à 6 374 ). [1]

La couronne solaire est beaucoup plus chaude (d'un facteur de 150 à 450) que la surface visible du Soleil : la température moyenne de la photosphère est d'environ

5 800 kelvins contre 1 à 3 millions de kelvins pour la couronne. La couronne est 10 à 12 fois plus dense que la photosphère et produit donc environ un millionième de lumière visible. La couronne est séparée de la photosphère par la chromosphère relativement peu profonde. Le mécanisme exact par lequel la couronne est chauffée fait toujours l'objet de débats, mais les possibilités probables incluent l'induction par le champ magnétique du Soleil et les ondes magnétohydrodynamiques d'en bas. Les bords extérieurs de la couronne solaire sont constamment transportés en raison du flux magnétique ouvert et génèrent donc le vent solaire.

La couronne n'est pas toujours uniformément répartie sur la surface du Soleil. Pendant les périodes de calme, la couronne est plus ou moins confinée aux régions équatoriales, avec des trous coronaux couvrant les régions polaires. Cependant, pendant les périodes actives du Soleil, la couronne est uniformément répartie sur les régions équatoriale et polaire, bien qu'elle soit plus importante dans les zones d'activité des taches solaires. Le cycle solaire s'étend sur environ 11 ans, du minimum solaire au minimum suivant. Étant donné que le champ magnétique solaire est continuellement enroulé en raison de la rotation plus rapide de la masse à l'équateur du Soleil (rotation différentielle), l'activité des taches solaires sera plus prononcée au maximum solaire où le champ magnétique est plus tordu. Aux taches solaires sont associées des boucles coronales, des boucles de flux magnétique, des remontées d'eau de l'intérieur solaire. Le flux magnétique repousse la photosphère la plus chaude, exposant le plasma plus froid en dessous, créant ainsi les taches solaires relativement sombres.

Depuis que la couronne a été photographiée à haute résolution dans la gamme des rayons X du spectre par le satellite Skylab en 1973, puis plus tard par Yohkoh et les autres instruments spatiaux suivants, on a vu que la structure de la couronne est assez variée et complexe : différentes zones ont été immédiatement classées sur le disque coronal. [5] [6] [7] Les astronomes distinguent d'habitude plusieurs régions, [8] comme décrit ci-dessous.

Régions actives Modifier

Régions actives sont des ensembles de structures en boucle reliant des points de polarité magnétique opposée dans la photosphère, les boucles dites coronales. Ils se répartissent généralement en deux zones d'activité, parallèles à l'équateur solaire. La température moyenne est comprise entre deux et quatre millions de kelvin, tandis que la densité va de 10 9 à 10 10 particules par cm 3 .

Les régions actives impliquent tous les phénomènes directement liés au champ magnétique, qui se produisent à différentes hauteurs au-dessus de la surface du Soleil : des poussées et des éjections de masse coronale se produisent dans la couronne et la chromosphère. Si les éruptions sont très violentes, elles peuvent également perturber la photosphère et générer une onde de Moreton. Au contraire, les proéminences au repos sont de grandes structures froides et denses qui sont observées sous la forme de rubans Hα sombres "en forme de serpent" (apparaissant comme des filaments) sur le disque solaire. Leur température est d'environ 5 000 à 8 000 K , et ils sont donc généralement considérés comme des caractéristiques chromosphériques.

En 2013, les images du High Resolution Coronal Imager ont révélé des « tresses magnétiques » de plasma inédites dans les couches externes de ces régions actives. [9]

Boucles coronales Modifier

Les boucles coronales sont les structures de base de la couronne solaire magnétique. Ces boucles sont les cousines du flux magnétique fermé du flux magnétique ouvert que l'on peut trouver dans les régions des trous coronaux (polaires) et le vent solaire. Des boucles de flux magnétique jaillissent du corps solaire et se remplissent de plasma solaire chaud. [10] En raison de l'activité magnétique accrue dans ces régions de boucle coronale, les boucles coronales peuvent souvent être le précurseur des éruptions solaires et des éjections de masse coronale (CME).

Le plasma solaire qui alimente ces structures est chauffé de moins de 6 000 K à plus de 10 6 K depuis la photosphère, à travers la région de transition et dans la couronne. Souvent, le plasma solaire va remplir ces boucles d'un point et s'écouler vers un autre, appelés points de pied (écoulement siphon dû à une différence de pression, [11] ou écoulement asymétrique dû à un autre conducteur).

Lorsque le plasma monte des points de pied vers le sommet de la boucle, comme cela se produit toujours pendant la phase initiale d'un flare compact, il est défini comme une évaporation chromosphérique. Lorsque le plasma se refroidit rapidement et tombe vers la photosphère, on parle de condensation chromosphérique. Il peut également y avoir un écoulement symétrique à partir des deux points de pied de boucle, provoquant une accumulation de masse dans la structure de la boucle. Le plasma peut se refroidir rapidement dans cette région (pour une instabilité thermique), ses filaments sombres évidents contre le disque solaire ou des proéminences hors du limbe du Soleil.

Les boucles coronales peuvent avoir des durées de vie de l'ordre de secondes (dans le cas d'événements d'éruption), de minutes, d'heures ou de jours. Lorsqu'il existe un équilibre entre les sources et les puits d'énergie de la boucle, les boucles coronales peuvent durer de longues périodes et sont appelées régime permanent ou alors tranquille anses coronales (exemple).

Les boucles coronales sont très importantes pour notre compréhension du courant problème de chauffage coronaire. Les boucles coronales sont des sources de plasma hautement rayonnantes et sont donc faciles à observer par des instruments tels que TRACE. Une explication du problème de chauffage coronal demeure car ces structures sont observées à distance, où de nombreuses ambiguïtés sont présentes (c'est-à-dire des contributions de rayonnement le long de la LOS). In-situ des mesures sont nécessaires avant qu'une réponse définitive puisse être déterminée, mais en raison des températures élevées du plasma dans la couronne, in situ les mesures sont, à l'heure actuelle, impossibles. La prochaine mission de la NASA Parker Solar Probe s'approchera du Soleil de très près, permettant des observations plus directes.

Structures à grande échelle Modifier

Structures à grande échelle sont des arcs très longs qui peuvent couvrir plus d'un quart du disque solaire mais contiennent du plasma moins dense que dans les boucles coronales des régions actives.

Ils ont été détectés pour la première fois lors de l'observation des fusées éclairantes du 8 juin 1968 lors d'un vol de fusée. [12]

La structure à grande échelle de la couronne change au cours du cycle solaire de 11 ans et devient particulièrement simple pendant la période minimale, lorsque le champ magnétique du Soleil est presque similaire à une configuration dipolaire (plus une composante quadripolaire).

Interconnexions des régions actives Modifier

le interconnexions de régions actives sont des arcs reliant des zones de champ magnétique opposé, de régions actives différentes. Des variations importantes de ces structures sont souvent observées après une éruption. [13]

Certaines autres caractéristiques de ce type sont les banderoles de casque - de grandes structures coronales en forme de capuchon avec de longs pics pointus qui recouvrent généralement les taches solaires et les régions actives. Les banderoles coronales sont considérées comme des sources du vent solaire lent. [13]

Cavités filamentaires Modifier

Cavités filamentaires sont des zones qui paraissent sombres aux rayons X et se situent au-dessus des régions où des filaments de Hα sont observés dans la chromosphère. Ils ont été observés pour la première fois dans les deux vols de fusées de 1970 qui ont également détecté trous coronaux. [12]

Les cavités filamentaires sont des nuages ​​de gaz plus froids (plasma) suspendus au-dessus de la surface du Soleil par des forces magnétiques. Les régions de champ magnétique intense semblent sombres sur les images car elles sont vides de plasma chaud. En effet, la somme de la pression magnétique et de la pression plasma doit être constante partout sur l'héliosphère pour avoir une configuration d'équilibre : là où le champ magnétique est plus élevé, le plasma doit être plus froid ou moins dense. La pression plasma p peut être calculée par l'équation d'état d'un gaz parfait : p = n k B T T> , où n est la densité du nombre de particules, k B > la constante de Boltzmann et T la température du plasma. Il ressort de l'équation que la pression du plasma diminue lorsque la température du plasma diminue par rapport aux régions environnantes ou lorsque la zone de champ magnétique intense se vide. Le même effet physique rend les taches solaires apparemment sombres dans la photosphère.

Points lumineux Modifier

Points lumineux sont de petites régions actives trouvées sur le disque solaire. Des points lumineux de rayons X ont été détectés pour la première fois le 8 avril 1969, lors d'un vol de fusée. [12]

La fraction de la surface solaire couverte par les points lumineux varie avec le cycle solaire. Ils sont associés à de petites régions bipolaires du champ magnétique. Leur température moyenne varie de ( 1,1 E6 K ) à ( 3,4 E6 K ). Les variations de température sont souvent corrélées avec des changements dans l'émission de rayons X. [14]

Trous coronaux Modifier

Trous coronaux sont des régions polaires qui semblent sombres dans les rayons X car elles n'émettent pas beaucoup de rayonnement. [15] Ce sont de larges zones du Soleil où le champ magnétique est unipolaire et s'ouvre vers l'espace interplanétaire. Le vent solaire à grande vitesse provient principalement de ces régions.

Dans les images UV des trous coronaux, certaines petites structures, semblables à des bulles allongées, sont souvent vues telles qu'elles étaient suspendues dans le vent solaire. Ce sont les coronaires panaches. Plus exactement, ce sont de longues et fines banderoles qui se projettent vers l'extérieur depuis les pôles nord et sud du Soleil. [16]

Le soleil tranquille Modifier

Les régions solaires qui ne font pas partie des régions actives et les trous coronaux sont communément identifiés comme les soleil calme.

La région équatoriale a une vitesse de rotation plus rapide que les zones polaires. Le résultat de la rotation différentielle du Soleil est que les régions actives apparaissent toujours en deux bandes parallèles à l'équateur et leur extension augmente pendant les périodes de maximum du cycle solaire, alors qu'elles disparaissent presque pendant chaque minimum. Par conséquent, le Soleil calme coïncide toujours avec la zone équatoriale et sa surface est moins active pendant le maximum du cycle solaire. En approchant du minimum du cycle solaire (également appelé cycle du papillon), l'extension du Soleil silencieux augmente jusqu'à couvrir toute la surface du disque à l'exception de quelques points brillants sur l'hémisphère et les pôles, où se trouvent des trous coronaux.

Un portrait aussi diversifié que celui déjà signalé pour les traits coronaires est souligné par l'analyse de la dynamique des principales structures de la couronne, qui évoluent à des temps différentiels. L'étude de la variabilité coronale dans sa complexité n'est pas aisée car les temps d'évolution des différentes structures peuvent varier considérablement : de quelques secondes à plusieurs mois. Les tailles typiques des régions où se produisent les événements coronaires varient de la même manière, comme le montre le tableau suivant.

Fusées Modifier

Les éruptions ont lieu dans des régions actives et se caractérisent par une augmentation soudaine du flux radiatif émis par de petites régions de la couronne. Ce sont des phénomènes très complexes, visibles à différentes longueurs d'onde ils impliquent plusieurs zones de l'atmosphère solaire et de nombreux effets physiques, thermiques et non thermiques, et parfois de larges reconnexions des lignes de champ magnétique avec expulsion de matière.

Les flares sont des phénomènes impulsifs, d'une durée moyenne de 15 minutes, et les événements les plus énergiques peuvent durer plusieurs heures. Les torchères produisent une augmentation élevée et rapide de la densité et de la température.

Une émission en lumière blanche n'est que rarement observée : généralement, les éruptions ne sont observées qu'aux longueurs d'onde UV extrêmes et dans les rayons X, typiques de l'émission chromosphérique et coronale.

Dans la couronne, la morphologie des éruptions, décrite par des observations dans l'UV, les rayons X mous et durs, et dans les longueurs d'onde Hα, est très complexe. Cependant, deux types de structures de base peuvent être distingués : [17]

  • Fusées compactes, lorsque chacune des deux arches où se déroule l'événement conserve sa morphologie : seule une augmentation de l'émission est observée sans variations structurelles significatives. L'énergie émise est de l'ordre de 10 22 – 10 23 J.
  • Des fusées éclairantes de longue durée, associée à des éruptions de protubérances, des transitoires en lumière blanche et fusées éclairantes à deux rubans: [18] dans ce cas les boucles magnétiques changent de configuration au cours de l'événement. Les énergies émises lors de ces éruptions sont d'une telle proportion qu'elles peuvent atteindre 10 25 J.

Quant à la dynamique temporelle, on distingue généralement trois phases différentes, dont la durée n'est pas comparable. Les durées de ces périodes dépendent de la gamme de longueurs d'onde utilisées pour observer l'événement :

  • Une première phase impulsive, dont la durée est de l'ordre de quelques minutes, de fortes émissions d'énergie sont souvent observées même dans les micro-ondes, les longueurs d'onde EUV et dans les fréquences des rayons X durs.
  • Une phase maximale
  • Une phase de décroissance, qui peut durer plusieurs heures.

Parfois aussi une phase précédant l'éruption peut être observée, généralement appelée phase de "pré-éruption".

Transitoires Modifier

Accompagnant des éruptions solaires ou de grandes protubérances solaires, "transitoires coronaires" (également appelées éjections de masse coronale) sont parfois libérées. Ce sont d'énormes boucles de matière coronale qui voyagent vers l'extérieur du Soleil à plus d'un million de kilomètres par heure, contenant environ 10 fois l'énergie de l'éruption solaire ou de la proéminence qui les accompagne. Certaines éjections plus importantes peuvent propulser des centaines de millions de tonnes de matière dans l'espace à environ 1,5 million de kilomètres à l'heure.

Les étoiles coronales sont omniprésentes parmi les étoiles de la moitié froide du diagramme de Hertzsprung-Russell. [19] Ces couronnes peuvent être détectées à l'aide de télescopes à rayons X. Certaines couronnes stellaires, en particulier dans les jeunes étoiles, sont beaucoup plus lumineuses que celles du Soleil. Par exemple, FK Comae Berenices est le prototype de la classe FK Com d'étoile variable. Ce sont des géants des types spectraux G et K avec une rotation inhabituellement rapide et des signes d'activité extrême. Leurs couronnes aux rayons X sont parmi les plus lumineuses (LX ≥ 10 32 erg·s −1 ou 10 25 W) et la plus chaude connue avec des températures dominantes jusqu'à 40 MK. [19]

Les observations astronomiques planifiées avec l'Observatoire d'Einstein par Giuseppe Vaiana et son groupe [20] ont montré que les étoiles F, G, K et M ont des chromosphères et souvent des couronnes très semblables à notre Soleil. le étoiles O-B, qui n'ont pas de zones de convection en surface, ont une forte émission de rayons X. Cependant, ces étoiles n'ont pas de couronne, mais les enveloppes stellaires externes émettent ce rayonnement lors de chocs dus aux instabilités thermiques des gouttes de gaz en mouvement rapide. De plus, les étoiles A n'ont pas de zones de convection mais elles n'émettent pas aux longueurs d'onde des rayons UV et X. Ainsi, ils semblent n'avoir ni chromosphères ni couronnes.

La matière de la partie externe de l'atmosphère solaire est à l'état de plasma, à très haute température (quelques millions de kelvin) et à très faible densité (de l'ordre de 10 15 particules/m 3 ). Selon la définition du plasma, c'est un ensemble quasi-neutre de particules qui présente un comportement collectif.

La composition est similaire à celle de l'intérieur du Soleil, principalement de l'hydrogène, mais avec une ionisation beaucoup plus importante que celle trouvée dans la photosphère. Les métaux plus lourds, tels que le fer, sont partiellement ionisés et ont perdu la plupart des électrons externes. L'état d'ionisation d'un élément chimique dépend strictement de la température et est régulé par l'équation de Saha dans l'atmosphère la plus basse, mais par l'équilibre collisionnel dans la couronne optiquement mince. Historiquement, la présence des raies spectrales émises par les états fortement ionisés du fer a permis de déterminer la température élevée du plasma coronal, révélant que la couronne est beaucoup plus chaude que les couches internes de la chromosphère.

La couronne se comporte comme un gaz très chaud mais très léger à la fois : la pression dans la couronne n'est généralement que de 0,1 à 0,6 Pa dans les régions actives, alors que sur Terre la pression atmosphérique est d'environ 100 kPa, soit environ un million de fois. plus haut qu'à la surface solaire. Cependant, ce n'est pas à proprement parler un gaz, car il est composé de particules chargées, essentiellement des protons et des électrons, se déplaçant à des vitesses différentes. En supposant qu'ils aient en moyenne la même énergie cinétique (pour le théorème d'équipartition), les électrons ont une masse environ 1 800 fois plus petite que les protons, ils acquièrent donc plus de vitesse. Les ions métalliques sont toujours plus lents. Ce fait a des conséquences physiques importantes soit sur les processus radiatifs (qui sont très différents des processus radiatifs photosphériques), soit sur la conduction thermique. De plus, la présence de charges électriques induit la génération de courants électriques et de champs magnétiques élevés. Les ondes magnétohydrodynamiques (ondes MHD) peuvent également se propager dans ce plasma, [21] même s'il n'est pas encore clair comment elles peuvent être transmises ou générées dans la couronne.

Rayonnement Modifier

La couronne émet un rayonnement principalement dans les rayons X, observables uniquement depuis l'espace.

Le plasma est transparent à son propre rayonnement et à celui qui vient d'en bas, donc on dit qu'il est optiquement mince. Le gaz, en fait, est très raréfié et le libre parcours moyen des photons dépasse de loin toutes les autres échelles de longueur, y compris les tailles typiques des caractéristiques coronales.

Différents processus de rayonnement ont lieu dans l'émission, dus à des collisions binaires entre particules de plasma, tandis que les interactions avec les photons, venant d'en bas, sont très rares. Parce que l'émission est due à des collisions entre des ions et des électrons, l'énergie émise par une unité de volume dans l'unité de temps est proportionnelle au carré du nombre de particules dans une unité de volume, ou plus exactement, au produit de la densité électronique et de la densité protonique. . [22]

Conduction thermique Modifier

Dans la couronne, la conduction thermique se produit de l'atmosphère extérieure plus chaude vers les couches intérieures plus froides. Les électrons, qui sont beaucoup plus légers que les ions et se déplacent plus rapidement, sont responsables du processus de diffusion de la chaleur, comme expliqué ci-dessus.

Lorsqu'il y a un champ magnétique, la conductivité thermique du plasma devient plus élevée dans la direction qui est parallèle aux lignes de champ plutôt que dans la direction perpendiculaire. [23] Une particule chargée se déplaçant dans la direction perpendiculaire à la ligne de champ magnétique est soumise à la force de Lorentz qui est normale au plan individualisé par la vitesse et le champ magnétique. Cette force courbe la trajectoire de la particule. En général, étant donné que les particules ont également une composante de vitesse le long de la ligne de champ magnétique, la force de Lorentz les contraint à se plier et à se déplacer le long de spirales autour des lignes de champ à la fréquence cyclotron.

Si les collisions entre les particules sont très fréquentes, elles sont dispersées dans toutes les directions. Cela se produit dans la photosphère, où le plasma transporte le champ magnétique dans son mouvement. In the corona, on the contrary, the mean free-path of the electrons is of the order of kilometres and even more, so each electron can do a helicoidal motion long before being scattered after a collision. Therefore, the heat transfer is enhanced along the magnetic field lines and inhibited in the perpendicular direction.

In the direction longitudinal to the magnetic field, the thermal conductivity of the corona is [23]

is the Coulomb logarithm, and

Numerical calculations have shown that the thermal conductivity of the corona is comparable to that of copper.

Coronal seismology Edit

Coronal seismology is a new way of studying the plasma of the solar corona with the use of magnetohydrodynamic (MHD) waves. Magnetohydrodynamics studies the dynamics of electrically conducting fluids—in this case the fluid is the coronal plasma. Philosophically, coronal seismology is similar to the Earth's seismology, the Sun's helioseismology, and MHD spectroscopy of laboratory plasma devices. In all these approaches, waves of various kinds are used to probe a medium. The potential of coronal seismology in the estimation of the coronal magnetic field, density scale height, fine structure and heating has been demonstrated by different research groups.

Why is the Sun's corona so much hotter than the Sun's surface?

The coronal heating problem in solar physics relates to the question of why the temperature of the Sun's corona is millions of kelvins greater than that of the surface. Several theories have been proposed to explain this phenomenon but it is still challenging to determine which of these is correct. [24] The problem first emerged when Bengt Edlen and Walter Grotrian identified Fe IX and Ca XIV lines in the solar spectrum. [25] This led to the discovery that the emission lines seen during solar eclipses are not caused by an unknown element called "coronium" but known elements at very high stages of ionization. [24] The comparison of the coronal and the photospheric temperatures of 6 000 K , leads to the question of how the 200 times hotter coronal temperature can be maintained. [25] The problem is primarily concerned with how the energy is transported up into the corona and then converted into heat within a few solar radii. [26]

The high temperatures require energy to be carried from the solar interior to the corona by non-thermal processes, because the second law of thermodynamics prevents heat from flowing directly from the solar photosphere (surface), which is at about 5 800 K , to the much hotter corona at about 1 to 3 MK (parts of the corona can even reach 10 MK ).

Between the photosphere and the corona, the thin region through which the temperature increases is known as the transition region. It ranges from only tens to hundreds of kilometers thick. Energy cannot be transferred from the cooler photosphere to the corona by conventional heat transfer as this would violate the second law of thermodynamics. An analogy of this would be a light bulb raising the temperature of the air surrounding it to something greater than its glass surface. Hence, some other manner of energy transfer must be involved in the heating of the corona.

The amount of power required to heat the solar corona can easily be calculated as the difference between coronal radiative losses and heating by thermal conduction toward the chromosphere through the transition region. It is about 1 kilowatt for every square meter of surface area on the Sun's chromosphere, or 1/ 40 000 of the amount of light energy that escapes the Sun.

Many coronal heating theories have been proposed, [27] but two theories have remained as the most likely candidates: wave heating and magnetic reconnection (or nanoflares). [28] Through most of the past 50 years, neither theory has been able to account for the extreme coronal temperatures.

In 2012, high resolution (<0.2″) soft X-ray imaging with the High Resolution Coronal Imager aboard a sounding rocket revealed tightly wound braids in the corona. It is hypothesized that the reconnection and unravelling of braids can act as primary sources of heating of the active solar corona to temperatures of up to 4 million kelvin. The main heat source in the quiescent corona (about 1.5 million kelvin) is assumed to originate from MHD waves. [29]

The NASA mission Parker Solar Probe is intended to approach the Sun to a distance of approximately 9.5 solar radii to investigate coronal heating and the origin of the solar wind. It was successfully launched on August 12, 2018 [30] and has completed the first few of the more than 20 planned close approaches to the Sun. [31]

  • No magnetic field
  • Slow rotating stars
  • B-field stresses
  • Reconnection events -nanoflares
  • Uniform heating rates
  • Photospheric foot point shuffling
  • MHD wave propagation
  • High Alfvén wave flux
  • Non-uniform heating rates

Wave heating theory Edit

The wave heating theory, proposed in 1949 by Évry Schatzman, proposes that waves carry energy from the solar interior to the solar chromosphere and corona. The Sun is made of plasma rather than ordinary gas, so it supports several types of waves analogous to sound waves in air. The most important types of wave are magneto-acoustic waves and Alfvén waves. [32] Magneto-acoustic waves are sound waves that have been modified by the presence of a magnetic field, and Alfvén waves are similar to ultra low frequency radio waves that have been modified by interaction with matter in the plasma. Both types of waves can be launched by the turbulence of granulation and super granulation at the solar photosphere, and both types of waves can carry energy for some distance through the solar atmosphere before turning into shock waves that dissipate their energy as heat.

One problem with wave heating is delivery of the heat to the appropriate place. Magneto-acoustic waves cannot carry sufficient energy upward through the chromosphere to the corona, both because of the low pressure present in the chromosphere and because they tend to be reflected back to the photosphere. Alfvén waves can carry enough energy, but do not dissipate that energy rapidly enough once they enter the corona. Waves in plasmas are notoriously difficult to understand and describe analytically, but computer simulations, carried out by Thomas Bogdan and colleagues in 2003, seem to show that Alfvén waves can transmute into other wave modes at the base of the corona, providing a pathway that can carry large amounts of energy from the photosphere through the chromosphere and transition region and finally into the corona where it dissipates it as heat.

Another problem with wave heating has been the complete absence, until the late 1990s, of any direct evidence of waves propagating through the solar corona. The first direct observation of waves propagating into and through the solar corona was made in 1997 with the Solar and Heliospheric Observatory space-borne solar observatory, the first platform capable of observing the Sun in the extreme ultraviolet (EUV) for long periods of time with stable photometry. Those were magneto-acoustic waves with a frequency of about 1 millihertz (mHz, corresponding to a 1 000 second wave period), that carry only about 10% of the energy required to heat the corona. Many observations exist of localized wave phenomena, such as Alfvén waves launched by solar flares, but those events are transient and cannot explain the uniform coronal heat.

It is not yet known exactly how much wave energy is available to heat the corona. Results published in 2004 using data from the TRACE spacecraft seem to indicate that there are waves in the solar atmosphere at frequencies as high as 100 mHz (10 second period). Measurements of the temperature of different ions in the solar wind with the UVCS instrument aboard SOHO give strong indirect evidence that there are waves at frequencies as high as 200 Hz , well into the range of human hearing. These waves are very difficult to detect under normal circumstances, but evidence collected during solar eclipses by teams from Williams College suggest the presences of such waves in the 1– 10 Hz range.

Recently, Alfvénic motions have been found in the lower solar atmosphere [33] [34] and also in the quiet Sun, in coronal holes and in active regions using observations with AIA on board the Solar Dynamics Observatory. [35] These Alfvénic oscillations have significant power, and seem to be connected to the chromospheric Alfvénic oscillations previously reported with the Hinode spacecraft. [36]

Solar wind observations with the Vent spacecraft have recently shown evidence to support theories of Alfvén-cyclotron dissipation, leading to local ion heating. [37]

Magnetic reconnection theory Edit

The magnetic reconnection theory relies on the solar magnetic field to induce electric currents in the solar corona. [38] The currents then collapse suddenly, releasing energy as heat and wave energy in the corona. This process is called "reconnection" because of the peculiar way that magnetic fields behave in plasma (or any electrically conductive fluid such as mercury or seawater). In a plasma, magnetic field lines are normally tied to individual pieces of matter, so that the topology of the magnetic field remains the same: if a particular north and south magnetic pole are connected by a single field line, then even if the plasma is stirred or if the magnets are moved around, that field line will continue to connect those particular poles. The connection is maintained by electric currents that are induced in the plasma. Under certain conditions, the electric currents can collapse, allowing the magnetic field to "reconnect" to other magnetic poles and release heat and wave energy in the process.

Magnetic reconnection is hypothesized to be the mechanism behind solar flares, the largest explosions in the Solar System. Furthermore, the surface of the Sun is covered with millions of small magnetized regions 50– 1 000 km across. These small magnetic poles are buffeted and churned by the constant granulation. The magnetic field in the solar corona must undergo nearly constant reconnection to match the motion of this "magnetic carpet", so the energy released by the reconnection is a natural candidate for the coronal heat, perhaps as a series of "microflares" that individually provide very little energy but together account for the required energy.

The idea that nanoflares might heat the corona was proposed by Eugene Parker in the 1980s but is still controversial. In particular, ultraviolet telescopes such as TRACE and SOHO/EIT can observe individual micro-flares as small brightenings in extreme ultraviolet light, [39] but there seem to be too few of these small events to account for the energy released into the corona. The additional energy not accounted for could be made up by wave energy, or by gradual magnetic reconnection that releases energy more smoothly than micro-flares and therefore doesn't appear well in the TRACE data. Variations on the micro-flare hypothesis use other mechanisms to stress the magnetic field or to release the energy, and are a subject of active research in 2005.

Spicules (type II) Edit

For decades, researchers believed spicules could send heat into the corona. However, following observational research in the 1980s, it was found that spicule plasma did not reach coronal temperatures, and so the theory was discounted.

As per studies performed in 2010 at the National Center for Atmospheric Research in Colorado, in collaboration with the Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) and the Institute of Theoretical Astrophysics of the University of Oslo, a new class of spicules (TYPE II) discovered in 2007, which travel faster (up to 100 km/s) and have shorter lifespans, can account for the problem. [40] These jets insert heated plasma into the Sun's outer atmosphere.

Thus, a much greater understanding of the Corona and improvement in the knowledge of the Sun's subtle influence on the Earth's upper atmosphere can be expected henceforth. The Atmospheric Imaging Assembly on NASA's recently launched Solar Dynamics Observatory and NASA's Focal Plane Package for the Solar Optical Telescope on the Japanese Hinode satellite which was used to test this hypothesis. The high spatial and temporal resolutions of the newer instruments reveal this coronal mass supply.

These observations reveal a one-to-one connection between plasma that is heated to millions of degrees and the spicules that insert this plasma into the corona. [41]


A Million H-Bombs per Second Heat the Sun’s Corona

The Sun’s atmosphere—its corona—is far, far hotter than its surface, and this has been a long-standing mystery, baffling astronomers for decades.

Here’s the scoop. The Sun is a huge ball of plasma, * gas so hot that electrons are ripped from their parent atoms. It doesn’t really have a surface, instead just sort of fading away with height.

The layer we see is called the photosphere (“sphere of light”), because that’s where the material in the Sun gets thin enough that light can easily fly out. Above this layer is the corona, what you can think of as the Sun’s atmosphere: extrêmement thin gas.

The thing is, while the photosphere is hot, roughly 5,500° C, the corona is freaking hot, 2 million degrees on average. That’s weird. Inside the Sun, the temperature drops as you move out from the center, but that trend reverses, viciously, at the corona.

Astronomers have tried to explain this for years, coming up with lots of mechanisms. But they’re hard to prove or disprove. Observing the corona is difficult the plasma there is incredibly thin and faint. It’s also so hot it glows at wavelengths of light that don’t penetrate our atmosphere like far ultraviolet and X-rays, so we need space-based observatories to study it (usually hang on for the important exception).

Also, the scale is a tad mind-crushing. The Sun is more than 100 times wider than Earth, 1.4 million kilometers across, and the corona even larger. There’s not much on the large scale that seems to show why the corona should be so hot.

Photo by Jim Klimchuk, NASA/GSFC

But there are hints. The Sun has a complex magnetic field, caused by its internal motion, which can generate huge, towering loops above the photosphere. These store unbelievable amounts of energy and when they twist up and tangle, they can snap, releasing that energy as solar flares. These are storms of ridiculous power a single flare can explode with as much power as 10 milliard one megaton H-bombs.

These aren’t the source of coronal heating—flares don’t happen very often—but what if big ones are only (so to speak) the tip of the iceberg? What if there are little ones, lots of them, too small to see?

These nanoflares, as astronomers dubbed them, could pay the solar coronal heating bill, assuming there were enough of them. But they were maddeningly elusive. Astronomers looked, but never saw any.

… until now. Using a combination of different observatories, these nanoflares have finally been spotted. Using EUNIS (the Extreme Ultraviolet Normal Incidence Spectrograph), the nanoflares have revealed themselves. Here they are:

Photo by Adrian Daw, NASA/GSFC

EUNIS breaks up light into its individual colors, allowing astronomers to determine the Sun’s plasma properties, most notably the plasma temperature. The image on the left (teal) shows a small region of the Sun at 10 million degrees Celsius. The middle (pink) is about 1 million degrees, and the right (yellow) a paltry 100,000°—which is still searingly hot, far hotter than the Sun’s surface.

The teal image shows the hottest part of the corona, and you can see those finger-like tendrils above center: Those are the nanoflares, or actually many of them, all overlapping. They still happen on a scale too small to see individually, but their collective nature has finally been seen.

Each nanoflare sounds small, but they’re still incredible: Each explodes with the energy of a 50 megaton nuclear weapon, equivalent to the most powerful device ever detonated on Earth (the Tsar Bomba read about that if you want to lose sleep tonight), and there may be millions of those going off each and every second on the Sun’s surface.

That’s what heats the corona. Mind you, as powerful as they are they still are dwarfed by the Sun’s normal energy output, which is 100 billion megatons per second. But that heat doesn’t couple with the corona well, which is why the discovery of these nanoflares is so important. And interestingly, the nanoflares are hotter than the corona, too. The physics is complicated, but the astronomers involved in this discovery have models that can help understand this, where the heat transferred to the corona is quickly dissipated. These models, too, are new.

While this is a critical step in understanding the corona’s heat, there’s still a problem: What causes the nanoflares? The idea of smaller scale magnetic loop tangles snapping is a good one, but there are others that may contribute as well. For example, you might expect nanoflares only where magnetic loops are prevalent (where the Sun is active), but observations also show they occur where the Sun is quiet. Clearly, more observations are needed, and more theoretical work to explain them.

This new breakthrough was made using several different observatories, including SOHO and the orbiting NuSTAR X-ray observatory (usually used to look at distant black holes, but which is also sensitive enough to see small-scale eruptions on the Sun). Interestingly, EUNIS was launched on a sounding rocket, a suborbital flight (basically, up-and-down) that lasted only 15 minutes! It’s amazing to think that in that short a time, such a long-standing mystery was finally solved.

… and a new one started. The cause of the flares may take some time to untangle (haha! Get it?) but we have a solid start now. But of course, that’s part of what makes science so much fun. We solve a mystery, and get to enjoy the satisfaction … and then roll up our sleeves and get back to work.


‘Sherpas’ Unravel Secrets Of The Sun’s Mysterious ‘Corona’ From The Last Total Solar Eclipse

White-light images of the solar corona during the 2019 total solar eclipses in Chile.

What’s silky white, utterly entrancing and visible for only a few minutes each year?

The Sun’s corona—its crown, or outer atmosphere (and nothing to do with Covid-19, before you ask)—is always there. It’s also almost always blocked from view by the brighter disk of the Sun. That’s a shame because a glimpse of the corona is commonly called “nature’s greatest sight.”

Only during the brief “totality” phase of a total solar eclipse can the corona be glimpsed, which makes it tricky for modern science to take a good, long look. Pourquoi?

  • total solar eclipses only last a few minutes
  • they only occur every 18 months (or so) and the next total solar eclipse in North America is in 2024
  • totality can only be experienced from within a narrow “path of totality”

Cue the “Solar Wind Sherpas,” a group of eclipse-chasing solar astronomers led by UH Mānoa Astronomy Professor Shadia Habbal at the University of Hawaiʻi Institute for Astronomy (IfA), whose student Benjamin Boe is lead author on their published paper in the Journal d'astrophysique detailing results from last year’s total solar eclipse in Chile and Argentina.

The “Solar Wind Sherpas” have been observing the Sun during solar eclipses for more than 20 years in an effort to unveil the secrets of the corona.

High-resolution images of the solar corona. The top panels show the visible light (color inverted), . [+] while the lower panels show the magnetic field shape. Fine details, quantified for the first time, are visible throughout the corona.

Eclipses are a favorite for astrophotographers, let alone scientists, but it’s new image processing algorithms that hold the key to modern research. “The corona has been observed during total solar eclipses for well over a century, but never before had eclipse images been used to quantify its magnetic field structure,” said Boe. “I knew it would be possible to extract a lot more information by applying modern image processing techniques to solar eclipse data.”

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No two totalities are the same. Since each eclipse takes place at a different stage of the Sun’s 11 year magnetic cycle of wax and wane—during which its corona visibly changes shape—Boe compared data from 14 eclipses over the past two decades.

Here’s what they looked like:

Inverted broadband white-light images of the solar corona during total solar eclipses shown in . [+] chronological order from 2001 until 2019. Solar north is oriented directly upward for all images.

What Boe found was very fine-scale structures throughout the Sun’s corona, more than previously thought. He also discovered that when the Sun was near its le minimum—as it is right now (though it’s waking up)—the corona’s magnetic field stretched straight out of the Sun near its equator and poles, while at maximum it was way less organized.

“We knew there would be changes over the solar cycle but we never expected how extended and structured the coronal field would be,” said Boe.

The paper has implications for research into how the solar wind is formed. These charged particles from the Sun impact Earth’s magnetic field and cause beautiful aurorae, but also threaten satellites and can cause power outages.

An illustration of the Sun's corona magnetic field.

B. Boe/UH Institute for Astronomy

“It indicates that the leading ideas for how to model the formation of the solar wind are not complete, and so our ability to predict and defend against space weather can be improved,” said Boe.

Next up for Boe and the “Solar Wind Sherpas”—and all eclipse-chasers—is the total solar eclipse on December 14, 2020, again in Chile and Argentina.


NASA's IRIS spots nanojets: Shining light on heating the solar corona

In a paper published today in Astronomie de la nature, researchers report the first ever clear images of nanojets -- bright thin lights that travel perpendicular to the magnetic structures in the solar atmosphere, called the corona -- in a process that reveals the existence of one of the potential coronal heating candidates: nanoflares.

In pursuit of understanding why the Sun's atmosphere is so much hotter than the surface, and to help differentiate between a host of theories about what causes this heating, researchers turn to NASA's Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) mission. IRIS was finely tuned with a high-resolution imager to zoom in on specific hard-to-see events on the Sun.

Nanoflares are small explosions on the Sun -- but they are difficult to spot. They are very fast and tiny, meaning they are hard to pick out against the bright surface of the Sun. On April 3, 2014, during what's known as a coronal rain event when streams of cooled plasma fall from the corona to the Sun's surface looking almost like an enormous waterfall, researchers noticed bright jets appearing near the end of the event. These telltale flashes are nanojets -- heated plasma traveling so fast that they appear on images as bright thin lines seen within the magnetic loops on the Sun. Nanojets are considered a "smoking gun," key evidence of the presence of nanoflares. Each nanojet is believed to be initiated by a process known as magnetic reconnection where twisted magnetic fields explosively realign. One reconnection can set off another reconnection, creating an avalanche of nanojets in the corona of the Sun, a process that could create the energy that is heating the corona. In the visualization above, the Solar Dynamic Observatory gives us a full view of the Sun before zooming into IRIS's up close view of the nanojets, which briefly light up in the magnetic loops.

IRIS gathers its high resolution images by focusing in on a small portion of the Sun at a time. So observing specific events is a combination of educated guesswork and looking at the right place at the right time. Once the nanojets were identified against the backdrop of the coronal rain, researchers coordinated with NASA's Solar Dynamics Observatory (SDO) and the Hinode observatory, a partnership among the Japan Aerospace Exploration Agency, ESA (European Space Agency), and NASA to get a complete view of the Sun, and confirm whether they were detecting nanojets, and assess their effects on the corona.

The researchers combined the many observations with advanced simulations to recreate the events they saw on the Sun. The models showed that the nanojets were a telltale signature of magnetic reconnection and nanoflares, contributing to coronal heating in the simulations. More studies will need to be done to establish the frequency of nanojets and nanoflares all over the Sun, and how much energy they contribute to heating the solar corona. Going forward, missions like Solar Orbiter and Parker Solar Probe can give more detail into the processes that heat the solar corona.


Solar Dynamics Observatory Observes Forced Magnetic Reconnection in Sun’s Corona

Forced magnetic reconnection, caused by a prominence from the Sun, was seen for the first time in images from SDO. This image shows the Sun on May 3, 2012, with the inset showing a close-up of the reconnection event imaged by SDO’s Atmospheric Imaging Assembly instrument, where the signature X-shape is visible. Image credit: NASA / SDO / Abhishek Srivastava / IIT.

Previously a type of magnetic reconnection known as spontaneous reconnection has been seen, both on the Sun and around Earth.

But this new explosion-driven reconnection had never been seen directly, thought it was first theorized 15 years ago.

“This was the first observation of an external driver of magnetic reconnection,” said Dr. Abhishek Srivastava, a solar scientist at the Indian Institute of Technology.

“This could be very useful for understanding other systems. For example, Earth’s and planetary magnetospheres, other magnetized plasma sources, including experiments at laboratory scales where plasma is highly diffusive and very hard to control.”

The previously-observed spontaneous reconnection requires a region with just the right conditions — such as having a thin sheet of plasma that only weakly conducts electric current — in order to occur.

The forced reconnection can happen in a wider range of places, such as in plasma that has even lower resistance to conducting an electric current. However, it can only occur if there is some type of eruption to trigger it.

The eruption squeezes the plasma and magnetic fields, causing them to reconnect.

Using multiwavelength imaging observations from the Atmospheric Imaging Assembly on board SDO, Dr. Srivastava and colleagues were able to study this plasma.

The observations allowed them to directly see the forced reconnection event for the first time in the solar corona.

In a series of images taken over an hour, a prominence in the corona could be seen falling back into the photosphere. En route, the prominence ran into a snarl of magnetic field lines, causing them to reconnect in a distinct X shape.

Spontaneous reconnection offers one explanation for how hot the solar atmosphere is — mysteriously, the corona is millions of degrees hotter than lower atmospheric layers, a conundrum that has led solar physicists for decades to search for what mechanism is driving that heat.

The study authors looked at multiple ultraviolet wavelengths to calculate the temperature of the plasma during and following the reconnection event.

The data showed that the prominence, which was fairly cool relative to the blistering corona, gained heat after the event. This suggests forced reconnection might be one way the corona is heated locally.

Spontaneous reconnection also can heat plasma, but forced reconnection seems to be a much more effective heater — raising the temperature of the plasma quicker, higher, and in a more controlled manner.

While a prominence was the driver behind this reconnection event, other solar eruptions like flares and coronal mass ejections, could also cause forced reconnection.

The scientists are continuing to look for more forced reconnection events. With more observations they can begin to understand the mechanics behind the reconnection and often it might happen.

“Our thought is that forced reconnection is everywhere. But we have to continue to observe it, to quantify it, if we want prove that,” Dr. Srivastava said.

The findings appear in the Journal d'astrophysique.

A.K. Srivastava et al. 2019. On the Observations of Rapid Forced Reconnection in the Solar Corona. ApJ 887, 137 doi: 10.3847/1538-4357/ab4a0c

This article is based on text provided by the National Aeronautics and Space Administration.


Solar Orbiter’s 1st views of the sun

The European Space Agency (ESA) and NASA released the first images from the Solar Orbiter (SolO) this week (July 16, 2020), and the images are – as expected – dazzlingly beautiful. They are the closest images taken of the sun so far. Launched on February 10 of this year, SolO’s very elliptical orbit ultimately will carry it periodically closer to the sun than the innermost planet, Mercury. Those very close perihelions – or closest points to the sun – will take several years to achieve, after gravity boosts from Earth and Venus. Meanwhile, in late May and June 2020, SolO swept closer to the sun than Venus, the sun’s second planet, coming within 47 million miles (77 million km) and capturing detail never seen before, including miniature solar flares that the scientists are referring to as campfires.

Solar Orbiter’s elliptical orbit will ultimately carry it closer to the sun than Mercury, or to within 26 million miles (42 million km) from the sun’s surface, or about 0.28 Earth’s distance. Animation via Phoenix7777/ Wikimedia Commons.

The features – in the sun’s outer atmosphere, or corona – are only as wide across as 250 miles (400 km). That’s in contrast to the sun’s diameter of 865,370 miles (1.4 million km). The scientists described the features as:

… a multitude of small flaring loops, erupting bright spots and dark, moving fibrils.

Solar Orbiter captured them in a series of views acquired by several remote-sensing instruments on the spacecraft, between May 30 and June 21, when the craft was roughly halfway between the Earth and the sun – closer to the sun than any other solar telescope has ever been before.

The Extreme Ultraviolet Imager (EUI) on ESA’s Solar Orbiter spacecraft took these images on May 30, 2020. They show the sun’s appearance in the extreme ultraviolet region of the electromagnetic spectrum. Images at this wavelength reveal the upper atmosphere of the sun, the corona, with a temperature of around 1 million degrees Fahrenheit (600,000 degrees Celsius). EUI takes full disk images (top left) using the Full Sun Imager (FSI) telescope, as well as high resolution images using the HRIEUV telescope. Image via ESA.

The scientists compared the campfires to solar flares, which are short-lived eruptions on the sun associated with sunspots and times of high solar activity. There are few flares or spots on the sun now we’re at a low point in the 11-year solar cycle. When they do occur, solar flares can cause electromagnetic disturbances on Earth, affecting communications satellites and electrical power grids.

le campfires seen by Solar Orbiter, on the other hand, are only a millionth or a billionth the size of solar flares.

However, these features on the sun may affect our local star. Scientists said the campfires might be contributing to the high temperatures of the sun’s corona. The high temperature of the corona – the wispy outer atmosphere of the sun that becomes visible during total solar eclipses – has long been a mystery. The temperature of the corona is more than a million degrees F (600,000 degrees C). That’s much hotter – mysteriously hotter – than the temperature at the sun’s visible surface, which is around 10,000 degrees F (5,500 degrees C).

Why do temperatures soar as you go farther from the center of the sun? That’s one question scientists have long wanted to answer.

This mosaic is the 1st-light image from the SoloHI telescope. What you’re seeing here is light scattered by electrons in the solar wind. In this view, the sun is to the right of the frame, its light blocked by a series of baffles. The partial ellipse visible on the right is the zodiacal light – what we on Earth sometimes call the false dawn – created by sunlight reflecting off the dust particles that are orbiting the sun. Along the lower edge of the upper left tile, you can see a small dot: the planet Mercury. Image via NASA/ ESA Solar Orbiter.

In addition, the scientists said, the feu de camp features might be linked to the origin of the solar wind, a stream of charged particles released mostly from the sun’s corona, expanding from the sun and streaming past the planets to some three times Pluto’s distance. You might think of our solar system as a family of planets, but it’s also possible to think of it as a heliosphere, a bubble-like region surrounding the sun created by the solar wind.

Our sun’s heliosphere ends where the interstellar medium – or space between the stars – begins. It’s Solar Orbiter’s job, in part, to explore the heliosphere, and to answer questions about how the sun creates and controls it.

SolO is an international collaboration between ESA and NASA. Over time, the spacecraft’s orbit will be tilted upward out of the plane of the ecliptic, to give it a better view of the sun’s north and south poles. The SolO mission is expected to carry out 22 orbits in 10 years.

Here’s an image from a different instrument aboad Solar Orbiter, called the Metis coronograph. It blocks out the dazzling light from the solar surface, bringing the fainter corona into view. The green images here show what’s seen in visible light, and the red images show what’s seen in ultraviolet light. The scientists said these images (acquired closer to the sun than any before) showed “unprecedented temporal coverage and spatial resolution. These images reveal the two bright equatorial streamers and fainter polar regions that are characteristic of the solar corona during times of minimal magnetic activity.” Image via NASA/ ESA Solar Orbiter.

Bottom line: Solar Orbiter’s new views – released by NASA and ESA on July 16, 2020 – are the closest images of the sun taken so far.


Voir la vidéo: LPS - Näkyvää valoa osa 4 - Suuria tunteita (Août 2021).