Astronomie

Luminosité relative de la couronne solaire

Luminosité relative de la couronne solaire

En prévision de l'éclipse solaire à venir, j'aimerais pratiquer ma photographie pour pouvoir prendre (espérons-le) de bonnes photos de la couronne pendant la totalité.

Quelle est la luminosité de la couronne solaire ? Quelle est sa luminosité par rapport à une pleine lune (ou à d'autres phénomènes célestes) ?

À quel moment au cours de la "bague en diamant" devient-il trop brillant pour être regardé en toute sécurité sans équipement de sécurité, et quelle est la luminosité relative du diamant ?


La couronne varie considérablement en luminosité de la partie intérieure près du soleil à la partie extérieure à quelques rayons solaires. La partie la plus intérieure est la plus brillante ; à 100 ISO et f5.6, une exposition de ~1/125 seconde le capturera. C'est donc à peu près la même luminosité que la pleine lune. La couronne extérieure nécessitera des expositions beaucoup plus longues, peut-être une demi-seconde, mais notez que pendant ce temps, le soleil bougera sensiblement avec un objectif long si vous n'utilisez pas de monture de suivi, donc un flou se produira probablement. Dans l'ensemble, pratiquer sur le croissant de lune vous donnera une assez bonne idée de la plage dynamique de la couronne.

La bague en diamant est dangereuse à regarder directement, tout comme n'importe quelle partie non obscurcie du disque solaire ; vous devriez détourner le regard au premier coup d'œil, ou plus tôt.

Il y a beaucoup plus de détails éparpillés sur le Web, que vous avez probablement déjà trouvés. Un bon aperçu est disponible sur http://www.mreclipse.com/Totality2/TotalityCh12-3.html#SEExpoTab


Ce n'est pas une réponse, mais une mise à jour sur le déroulement de la photographie de l'éclipse.

Je me suis retrouvé sur ISO 400 et f/5.6 (limité par mon objectif de 300 mm) en faisant une série de neuf bracketing de 0,7 arrêt, allant de 1/3200 à 1/80 seconde d'exposition, ce qui s'est avéré être à peu près parfait pour la couronne et proéminences comme vous devriez pouvoir le voir sur les images ci-jointes.


Luminosité relative de la couronne solaire - Astronomie

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Images d'éclipses solaires totales de février 1980 (ci-dessus) et de mars 1988 (ci-dessous) prises à partir de sites situés en Inde (1980) et aux Philippines (1988) par des expéditions de l'Observatoire de haute altitude de Boulder, Colorado. Notez que l'image de 1980, prise près du maximum du cycle d'activité solaire montre de nombreuses flûtes situées à tous les azimuts autour du disque occulté du Soleil. Prises plus tard dans le cycle, environ un an après la le minimum, l'image de 1988 montre plusieurs grandes (en forme de bouteille) banderoles de casque qui sont limités aux latitudes comprises entre N45 et S45. Les streamers de casque, qui sont des structures denses à grande échelle, ont mesuré des durées de vie de moins d'une à plus de plusieurs rotations solaires.

Un télescope spécial, connu sous le nom de White Light Coronal Camera, a été utilisé pour ces deux observations. La moitié du diamètre de l'image centrale sombre de la lune est égale à une distance d'un rayon solaire.

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Pendant la majeure partie de l'histoire, la recherche coronale a été dominée par le simple fait que l'observation n'était possible que pendant les circonstances astronomiques spéciales d'une éclipse solaire totale. Il y a entre deux et cinq éclipses solaires chaque année, mais beaucoup se produisent au-dessus des océans et ne sont pas faciles à documenter. Certaines ne sont pas totales, n'étant que partielles ou annulaires, et une bonne opportunité d'observation des éclipses se présente tous les deux ou trois ans seulement. Les éclipses solaires sont également brèves, la durée moyenne de la totalité n'étant que de deux à trois minutes, ce qui limite les efforts pour étudier l'évolution de la couronne au suivi des changements de la couronne d'une observation d'éclipse à une autre.

Il existe un certain nombre d'échelles de temps naturelles opérant sur le Soleil. Le Soleil tourne sur son propre axe une fois tous les 27 jours (vu de la terre), et la période de variation magnétique le plus souvent détectée à l'aide de taches solaires est une fluctuation de 11 ans. D'autres types de changements dans la structure de la couronne ont lieu sur une variété d'échelles de temps allant de quelques minutes à une fraction d'une journée. Ainsi, les progrès dans l'étude de la couronne solaire ont été rythmés par la disponibilité d'étudier les changements de la couronne solaire en suivant les observations au sol d'une série d'éclipses solaires totales. La couronne de lumière blanche observée lors d'une éclipse totale est le résultat de la diffusion de la lumière solaire par les électrons de la couronne.

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Une combinaison de deux images coronales, l'une prise depuis le sol et l'autre depuis l'espace. L'image centrale a été réalisée en rayons X doux par un instrument sur le Yohkoh Satellite ("Sunbeam") (Japon), il montre le plasma très chaud dans des structures magnétiques principalement fermées dans la couronne inférieure dominée magnétiquement. L'image bleu-blanc a été réalisée en même temps avec un coronographe à lumière blanche (diffusion d'électrons) basé à Mauna Loa, Hawaii, et exploité par l'Observatoire de haute altitude de Boulder, Colorado. Dans ce cas, les structures de champ magnétique à grande échelle et relativement faibles de la couronne solaire s'étendent vers le haut sur environ un rayon solaire en altitude. Dans les années 30, un astronome français, Bernard Lyot, a résolu le problème technique de la création d'une éclipse artificielle de Soleil dans un système de télescope, et depuis lors, il est possible d'observer régulièrement la couronne solaire. Même avec ce développement, il existe des limites pratiques à l'observation au sol de la couronne solaire imposée par la diffusion de la lumière par la poussière et les molécules dans l'atmosphère terrestre, car la luminosité de la couronne de lumière blanche varie d'un millionième à un milliardième de la luminosité du disque solaire central. Le coronographe volé sur le 1973 Skylab La mission a résolu ce problème en observant depuis un emplacement sur la monture du télescope Apollo, un groupe d'instruments utilisés pour visualiser l'atmosphère solaire à partir de cette première version d'une station spatiale. En utilisant un coronographe dans l'espace, il est devenu possible de faire des observations semblables à des éclipses aussi souvent qu'on le souhaitait pendant une période de temps prolongée. Dans le cas de Skylab, la mission a duré près de neuf mois, environ neuf rotations solaires, mais seulement un quinzième de la durée du cycle de variabilité magnétique solaire. le Mission solaire maximale vaisseau spatial, lancé en 1980 et exploité jusqu'en 1989, représentait un perfectionnement supplémentaire de l'utilisation d'un coronographe sur une plate-forme d'observatoire par satellite pour l'étude de la nature de la couronne solaire puisqu'il était possible d'accumuler des milliers d'images de la couronne solaire au cours de cette période de neuf ans. Cliquez sur l'image pour le GIF en taille réelle

La couronne solaire inférieure vue dans les rayons X mous le 25 février 1993. Les régions lumineuses de cette image indiquent la complexité magnétique trouvée dans la couronne au-dessus des taches solaires et des régions actives. La base d'une structure de banderoles de casque est visible en bas à droite, et la voie sombre dans la partie centrale inférieure du disque est un trou coronal structure. Les trous coronaux sont des caractéristiques à grande échelle de densité réduite (et sont donc sombres dans les images à rayons X mous, car l'intensité des rayons X mous est proportionnelle au carré de la densité électronique dans la région d'émission) et sont identifiés comme étant un champ magnétique ouvert régions qui sont des sources de flux à grande vitesse de particules solaires (électrons, protons et ions). En utilisant une combinaison d'observations d'éclipses et de coronographes, une image de la couronne solaire a émergé qui suggère que la couronne solaire est un endroit où existent des conditions physiques et des processus uniques. La spectroscopie de la couronne suggère que, par un mécanisme non entièrement compris, le Soleil a la capacité de créer des matériaux à très haute température dans la couronne. Des rayonnements caractéristiques de un à deux millions de degrés sont régulièrement observés avec des instruments de coronographe. Les images de la couronne réalisées à partir de satellites en orbite terrestre basse dans la région des rayons X mous du spectre montrent une couronne hautement structurée où, outre les forces de pression et de gravité, les champs magnétiques jouent un rôle dans la détermination de l'atmosphère extérieure du Soleil. Parfois, des observations de régions d'éruption dans la couronne démontrent un rayonnement qui est interprété comme provenant de températures très élevées comprises entre 10 et 40 millions de degrés C. Ces situations surviennent dans des zones où les champs magnétiques coronaux sont relativement forts et on pense que le Soleil a un mécanisme efficace pour convertir l'énergie du champ magnétique en énergie thermique. Les recherches actuelles indiquent que dans les régions d'intensité de champ magnétique relativement élevée dans la couronne solaire, correspondant à des structures de petite taille (quelques centièmes de rayon solaire de longueur), certains des processus radiatifs les plus énergétiques ont pour origine ces petites, hautes régions de champ magnétique de la couronne. Cliquez sur l'image pour le GIF en taille réelle

Un événement d'éjection de masse coronale (CME) est en cours. Ces deux images ont été réalisées avec le coronographe embarqué sur le vaisseau spatial de la mission Solar Maximum et démontrent l'ampleur et la vitesse d'un événement CME. L'image du disque occultant a un diamètre d'environ 1,8 rayon solaire et les images sont prises à quelques minutes d'intervalle. La grande structure CME en forme de boucle a à peu près la taille du Soleil sur la deuxième image, et les vitesses estimées pour ce type d'événement vont de plusieurs centaines à mille kilomètres par seconde (bien au-delà d'un million de milles à l'heure), une vitesse qui emmènerait un voyageur de l'espace de la Terre à la Lune en vingt minutes. Contrairement aux éruptions solaires, qui se produisent dans des structures à petite échelle avec une force de champ magnétique relativement élevée, il existe un deuxième type de phénomène énergétique détecté dans la couronne solaire. Ce sont les énormes événements d'éjection de masse qui ont été découverts et étudiés pour la première fois en détail au début des années 1970 avec des données recueillies avec le Skylab et OSO-7 coronographes, un ensemble de données beaucoup plus important a été amassé avec les derniers P78-1 et Mission solaire maximale instruments. De toute évidence, certaines des structures à plus grande échelle de la couronne, qui sont régies par des champs magnétiques faibles et à grande échelle, deviennent instables et d'énormes quantités de masse sont parfois déchargées de l'atmosphère solaire dans l'héliosphère. Les détecteurs de particules embarqués sur les satellites de recherche opérant entre Vénus et Jupiter ont confirmé que ces éjections sont détectées loin du Soleil, et doivent parfois impacter la terre. Au moment du pic d'activité magnétique solaire proche du maximum du cycle des taches solaires, il y a deux ou trois événements de ce type par jour. Près du minimum du cycle d'activité magnétique, ce taux tombe à environ un ou deux événements d'éjection de masse tous les dix jours. Les échelles de taille de tels événements sont généralement considérées comme une grande fraction d'un rayon solaire, et la vitesse d'éjection atteint en moyenne une valeur d'environ 400 km/s. La détection, l'analyse, les mécanismes physiques et les conséquences des éjections de masse coronale restent un sujet de recherche scientifique concentré à l'heure actuelle. Cliquez sur l'image pour le GIF en taille réelle

Composite d'un coronographe au sol SPARTAN 201 et Yohkoh image aux rayons X mous obtenue lors du premier vol du système SPARTAN 201. Des images comme celle-ci ont été utilisées pour :

    construire des modèles de distribution de température et de densité pour les structures à grande échelle de la couronne solaire de lumière blanche,

Trois forces sont actives dans la couronne solaire à la base de l'héliosphère : il s'agit des forces de pression du gaz et de gravité similaires à celles subies par les humains près de la surface de la terre, et une troisième force produite par les champs magnétiques solaires. En conséquence de ces forces, un flux continu de matière est éjecté du Soleil et souffle vers l'extérieur à travers l'héliosphère : le vent solaire de particules chargées.

À quelques rayons solaires de la surface visible du Soleil, on pense que les forces magnétiques sont à l'origine de la structuration observée lors des éclipses solaires totales, comme les banderoles de casque et les trous coronaux. Les trous coronaux sont maintenant connus pour être des régions où la densité de la couronne est considérablement réduite, provoquant l'apparition d'une région relativement sombre dans les images à rayons X doux et EUV (ultraviolet extrême). Pendant une grande partie du cycle d'activité magnétique, il existe des trous coronaux polaires semi-permanents, et il est connu depuis l'ère Skylab que les structures de trous coronaux observées dans la couronne solaire sont associées à la détection de courants de vent solaire à grande vitesse qui balaient la terre. . Les mécanismes physiques de l'accélération du vent solaire et les conditions de l'espace interplanétaire, qui évoluent lentement au rythme du changement de la variation périodique du champ magnétique du Soleil, font également l'objet d'un vif intérêt pour la communauté internationale de la recherche. Texte fourni par Dr. Richard R. Fisher, NASA Goddard Space Flight Center Ceci est l'accès à cette page depuis le 10 juillet 1995. Retour à la page d'accueil du SPARTAN 201.


Éjection de masse coronale (CME)

Une éjection de masse coronale (CME) est une explosion explosive de plasma éolien solaire provenant du Soleil. L'explosion d'un CME transporte généralement environ un milliard de tonnes de matière vers l'extérieur du Soleil à des vitesses de l'ordre de centaines de kilomètres par seconde. Un CME contient un rayonnement de particules (principalement des protons et des électrons) et de puissants champs magnétiques. Ces explosions proviennent des régions magnétiquement perturbées de la couronne, la haute atmosphère du Soleil - d'où le nom.

La plupart des CME se forment sur des régions magnétiquement actives à la « surface » du Soleil à proximité des taches solaires. Les CME sont souvent associées aux éruptions solaires, un autre type de "tempête solaire" explosive. Cependant, les CME et les éruptions solaires ne vont pas toujours ensemble, et les scientifiques ne savent pas exactement comment les deux phénomènes sont liés. Les CME sont beaucoup plus fréquents pendant la phase "solaire max" du cycle des taches solaires, lorsque les taches solaires et les perturbations magnétiques sur le Soleil sont abondantes.

Les CME voyagent vers l'extérieur à travers le système solaire. Certains sont dirigés vers la Terre, bien que beaucoup d'autres manquent complètement notre planète. Les tempêtes de rayonnement qui font partie des CME peuvent être dangereuses pour les engins spatiaux et les astronautes. Si un CME puissant entre en collision avec la magnétosphère terrestre, la perturbation peut déclencher une série d'événements qui envoient une rafale de particules de rayonnement dans la haute atmosphère terrestre. Lorsque le rayonnement s'écrase sur les molécules de gaz dans l'atmosphère terrestre, il les fait briller. créant les magnifiques spectacles de lumière des aurores (les aurores boréales et les aurores australes).


Luminosité en radioastronomie

où I &nu = intensité spécifique [W m -2 Hz -1 sr -1 ] ,
T b = température de brillance [K] ,
T = température physique [K] ,
&nu = fréquence [Hz] ,
c = la vitesse de la lumière = 2,998 &fois 10 8 m s -1 ,
k = constante de Boltzmann = 1,381 &fois 10 -23 J K -1 ,
et h = constante de Planck = 6,626 &fois 10 -34 J s .

S &nu = 2 &nu 2 k T b &Omega / c 2 ( h &nu k T ) ,

où l'angle solide effectif d'un faisceau gaussien elliptique est

Combien coûte un Jansky ?

Les stations de radio FM aux États-Unis ont généralement 100 kilowatts de puissance apparente rayonnée (ERP), qui comprend les facteurs de gain de la conception de l'antenne d'émission (la plupart des rayonnements sortent horizontalement mais sont également répartis en azimut, avec un gain de généralement 5 à 10 fois celle d'un radiateur isotrope, de sorte que la puissance isotrope rayonnée équivalente réelle n'est que de 10 à 20 kW). Ces stations ont une portée habituelle de 50 miles = 80 km. La puissance de diffusion sera réduite par une forme de loi de l'inverse des carrés, même si elle n'est pas isotrope. Pour simplifier, ignorons tout effet de propagation et supposons que la densité de puissance arrivante (APD) est donnée par un schéma isotrope modifié par le gain, avec le récepteur dans la direction du gain maximal. Dans ce cas,

où d = la distance entre l'émetteur et le récepteur. La bande passante (BW) attribuée à 1 station FM est de 200 kHz. Supposons que la force du signal est uniforme sur cette bande passante. Pour les paramètres ci-dessus, la densité de flux à un récepteur à 80 km de la station -- près du bord de sa portée effective -- dans le chemin de gain optimal sera :

S &nu = APD / BW
= ERP / (4 &pi d 2 BW)
= 10 5 W / [4 &fois 3,14 &fois (8 &fois 10 4 m) 2 &fois (2 &fois 10 5 Hz)]
= 6,2 &x 10 -12 W m -2 Hz -1
= 6,2 &fois 10 14 Jy

où 1 Jy = 10 -26 W m -2 Hz -1 comme indiqué ci-dessus.

A titre de comparaison, la plupart des sources de radioastronomie ont des intensités de signal de quelques Jy ou moins. Le Soleil, qui est la source céleste la plus brillante à la plupart des fréquences, a une densité de flux d'environ 10 6 - 10 8 Jy à 1 GHz, selon qu'il y ait ou non une activité de surface (éruptions, etc.). Le reste de supernova le plus brillant, Cassiopeia A, est d'environ 3000 Jy à 1 GHz mais un énorme 20 000 Jy à 100 MHz (la bande de diffusion FM), car c'est une source hautement non thermique (synchrotron) - tout comme l'activité solaire à ces fréquences (Cas A est intrinsèquement beaucoup plus brillant que le Soleil mais apparaît plus faible car il est beaucoup plus éloigné). Les sources les plus faibles de 1,4 GHz dans les récents relevés radio à grande échelle comme le NRAO-VLA Sky Survey sont de quelques millijanskys. Des enquêtes plus récentes et plus approfondies comme le projet Evolutionary Map of the Universe ciblent des sources au niveau de 50 &muJy (50 micro-janskys), ce qui est environ 100 fois plus faible que le NVSS, ou 60 millions de fois plus faible que Cas A. Comme vous pouvez le supposer , de telles détections nécessitent qu'il n'y ait pas d'interférences significatives des stations de radio à proximité !

Il est également à noter que le contraste de luminosité entre les interférences radiofréquences et les sources radioastronomiques est bien supérieur à celui entre la pollution lumineuse optique et la plupart des sources optiques astronomiques ! Le ciel des centres-villes (lorsqu'il est clair) peut être jusqu'à 100 fois (5 magnitudes) plus lumineux que le ciel nocturne le plus sombre loin de toute source de lumière artificielle, réduisant le nombre d'étoiles visibles de milliers à des dizaines. Mais comme indiqué ci-dessus, une émission radio parasite peut facilement être un million de fois plus lumineuse que le Soleil aux longueurs d'onde radio, et un billion de fois plus lumineuse que des sources radio plus "ordinaires" ! Le contraste dans ce dernier cas est similaire à celui entre la luminosité optique du Soleil et les étoiles de 3e magnitude qui remplissent de nombreuses parties les plus faibles des constellations proéminentes du ciel nocturne. L'énergie radio totale collectée à partir de toutes les sources célestes depuis le début de la radioastronomie est inférieure à l'énergie cinétique d'un flocon de neige. Ce n'est pas strictement vrai si les quelques sources les plus brillantes sont incluses, mais ce n'est pas mal comme illustration lâche de la faiblesse des sources radio. Vérifier : supposons qu'un flocon de neige a une masse de goutte d'eau = 1/25 gramme = 4e-5 kg ​​et tombe à 1 m/s, donc KE = (1/2) * (1 m/s)^2 * (4e- 5 kg) = 2e-5 J. Choisir : Flux solaire calme à 1 GHz = 1 MJy = 1e-20 J s^-1 m^-2 Hz^-1. temps = 70 ans * 3e+07 s/an = 2,1e+09 s superficie = (30 m)^2

10^3 m^2 BW = 1 GHz = 10^9 Hz => E

1e-20 J s^-1 m^-2 Hz^-1 * 2e+09 s * 1e+03 m^2 * 1e+09 Hz = 20 J Cas A est 1/300 de ceci, soit 0,06 Jy, toujours bien plus qu'un flocon de neige ! En fait, il faut réduire le flux à 1 Jy pour correspondre à KE de flocon de neige, et ce n'est que pour un télescope de 30 m. Bien sûr, tout cela suppose une observation continue de ces sources lumineuses, ce qui n'est pas réaliste - du moins pour les grandes paraboles, qui passeront la plupart de leur temps sur des sources faibles. Si Cas A est observé seulement, disons, 1e-4 du temps (

53 min/an), alors son énergie collectée serait de 6e-6 Jy, ou

1/3 flocon de neige. Plus probablement, il s'agit d'une limite supérieure, peu de télescopes observeront Cas A aussi souvent (d'autres sources plus faibles sont utilisées pour les normes d'étalonnage). Une comparaison alternative (http://www.astronomytoday.com/astronomy/radioastro2.html) est l'énergie nécessaire pour *faire fondre* un flocon de neige. L'enthalpie (chaleur latente) de fusion de H2O est de 333,55 J/g, ce qui pour un flocon de 0,04 g serait de 13,34 J -- environ 6,7e+05 fois l'énergie cinétique ! C'est presque autant d'énergie solaire qu'une antenne parabolique de 30 m en recueillerait en 70 ans, et des centaines de fois ce qui serait recueilli de Cas A. Ainsi, si le rayonnement solaire est exclu, cette limite semble à peu près correcte lorsqu'elle est appliquée à tous les radiotélescopes de le monde. --->

Premièrement, la plupart des transmissions FM sont isotropes en azimut, ce n'est qu'en élévation qu'elles ne le sont pas. Les antennes de diffusion FM et TV ont un gain qui produit un diagramme de rayonnement très plat, de sorte que la majeure partie de l'énergie sort horizontalement.

Deuxièmement, au moment où vous combinez un signal de canal principal monaural (L+R) avec un signal stéréo multiplexé (LR) par-dessus, puis en plus de cela, ajoutez des émissions de sous-porteuse SCA (par exemple, de la musique d'ascenseur pour les magasins de détail) , vous modulez peut-être avec un signal audio supérieur à 50 kHz. De plus, la modulation de fréquence produit des bandes latérales étendues, de sorte que la modulation de fréquence remplit vraiment la bande passante de 200 kHz allouée aux diffuseurs FM commerciaux. Une bonne approximation de la bande passante FM est donnée par la règle de Carson, que je suis sûr que vous pouvez trouver lors d'une recherche sur Internet.

Troisièmement, mon expérience est que, à moins d'avoir une antenne de réception directionnelle sur une très haute tour, il serait inhabituel de recevoir des émissions FM ou TV à des distances bien supérieures à 50 miles. --->

À quel point le ciel est-il « chaud » ?

Aux fréquences radio, les principaux types de rayonnement sont :

Ainsi, à quel point le ciel apparaît "chaud" varie, et aux basses fréquences, cela n'a rien à voir avec la température réelle, sauf dans des cas particuliers comme le CMB. En dessous de quelques centaines de MHz, la température de luminosité du ciel est en effet très chaude, mais au-dessus d'environ un GHz, où l'on peut voir le CMB, le ciel est vraiment "froid" selon les normes humaines - beaucoup plus froid que le sol en fait , ou toute personne qui se trouve devant un radiotélescope !


Luminosité relative de la couronne solaire - Astronomie

Éjections de masse coronale

Les éjections de masse coronale (ou CME) sont d'énormes bulles de gaz enfilées de lignes de champ magnétique qui sont éjectées du Soleil pendant plusieurs heures. Bien que la couronne solaire ait été observée lors d'éclipses totales de Soleil pendant des milliers d'années, l'existence d'éjections de masse coronale n'était pas réalisée jusqu'à l'ère spatiale. La première preuve de ces événements dynamiques est venue d'observations faites avec un coronographe sur le 7e Observatoire solaire en orbite (OSO 7) de 1971 à 1973. Un coronographe produit une éclipse artificielle du Soleil en plaçant un "disque occultant" sur l'image du Soleil. Lors d'une éclipse naturelle de Soleil, la couronne n'est visible que quelques minutes au maximum, une période de temps trop courte pour remarquer des changements dans les caractéristiques coronales. Avec les coronographes au sol, seule la couronne la plus interne est visible au-dessus de la luminosité du ciel. Depuis l'espace, la couronne est visible à de grandes distances du Soleil et peut être vue en continu. La séquence animée d'images en haut de cette page a été obtenue avec le coronographe de l'Observatoire de haute altitude sur la mission Solar Maximum en avril 1980.


Découvrez la toute première carte du champ magnétique de la couronne solaire

Les franges colorées de cette image montrent la force du champ magnétique de la couronne, de la force la plus faible (bleu) à la plus élevée (jaune). La force du champ entier n'est qu'une fraction de celle d'un aimant de réfrigérateur. L'image du soleil au milieu a été prise par le Solar Dynamics Observatory de la NASA.

Z.-H. Yang et al/La science 2020

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La haute atmosphère vaporeuse du soleil, appelée couronne, est une jungle en constante évolution de plasma grésillant. Mais cartographier la force des champs magnétiques qui contrôlent largement ce comportement s'est avéré insaisissable. Les champs sont faibles et la luminosité du soleil surpasse sa couronne.

Maintenant, cependant, les observations prises à l'aide d'un instrument spécialisé appelé coronographe pour bloquer le disque lumineux du soleil ont permis aux physiciens solaires de mesurer la vitesse et l'intensité des ondes ondulant à travers le plasma coronal (NS : 19/03/09). « C'est la première fois que nous cartographions le champ magnétique coronal à grande échelle », déclare Steven Tomczyk, physicien solaire à l'Observatoire de haute altitude de Boulder, Colorado, qui a conçu le coronographe.

En 2017, Tomczyk avait fait partie d'une équipe qui a profité d'une éclipse solaire totale sillonnant l'Amérique du Nord pour prendre des mesures du champ magnétique de la couronne (NS : 16/08/17). Il s'est rendu au sommet d'une montagne dans le Wyoming avec un appareil photo spécial pour prendre des photos polarisées de la couronne au moment où la lune bloquait le soleil. (J'étais là avec eux, rendant compte des efforts de l'équipe pour aider à expliquer pourquoi la couronne est tellement plus chaude que la surface du soleil (SN : 21/08/17).) L'équipe a observé une petite tranche de la couronne pour tester si une longueur d'onde particulière de la lumière pouvait porter des signatures du champ magnétique de la couronne. Ça peut (SN : 21/08/18).

Mais ce sont les observations du coronographe, faites en 2016, qui ont permis aux chercheurs de regarder l'ensemble de la couronne d'un seul coup. Les théoriciens avaient montré il y a des décennies que les vitesses des ondes coronales pouvaient être utilisées pour déduire la force du champ magnétique. De telles ondes pourraient également aider à transporter la chaleur de la surface du soleil vers la couronne (SN : 14/11/19). Mais personne ne les avait mesurés sur toute la couronne auparavant.

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La force du champ magnétique de la couronne est principalement comprise entre 1 et 4 gauss, quelques fois la force du champ magnétique terrestre à la surface de la planète, rapportent les chercheurs dans le 7 août. La science.

Faire une carte est une étape importante, dit l'équipe. Mais ce que les physiciens solaires aimeraient vraiment faire, c'est suivre le champ magnétique de la couronne en continu, au moins une fois par jour.

« Le champ magnétique solaire évolue tout le temps », explique le physicien solaire Zihao Yang de l'Université de Pékin à Pékin. Parfois, le soleil libère de l'énergie magnétique de manière explosive, l'envoi d'éclats de plasma peut jaillir dans l'espace (N.D. : 07/03/19). Ces éjections peuvent faire des ravages sur les satellites ou les réseaux électriques lorsqu'elles frappent la Terre. La surveillance continue du magnétisme coronal peut aider à prédire ces explosions. "Notre travail a démontré que nous pouvons utiliser cette technique pour cartographier la distribution mondiale du champ magnétique coronal, mais nous n'avons montré qu'une seule carte à partir d'un seul ensemble de données", explique Yang.

Mesurer la force du champ magnétique de la couronne est « une très grosse affaire », déclare la physicienne solaire Jenna Samra du Smithsonian Astrophysical Observatory à Cambridge, Mass. « Créer des cartes globales de la force du champ magnétique coronal… obtenir de meilleures prévisions des événements météorologiques spatiaux », dit-elle. « C’est un très beau pas dans cette direction. »

Tomczyk et ses collègues travaillent sur une version améliorée du coronographe, appelée COSMO, pour Coronal Solar Magnetism Observatory, qui utiliserait la même technique à plusieurs reprises dans le but ultime de prédire le comportement du soleil.

"C'est une étape importante de le faire", dit Tomczyk. « Le but est de le faire régulièrement, de le faire tout le temps. »

Des questions ou des commentaires sur cet article ? Écrivez-nous à [email protected]

Une version de cet article paraît dans le numéro du 26 septembre 2020 de Actualités scientifiques.

Citations

Z. Yang et al. Cartes globales du champ magnétique dans la couronne solaire. La science. Vol. 369, 7 août 2020, p. 694. doi:1.112/science.abb4462.

À propos de Lisa Grossman

Lisa Grossman est l'écrivain d'astronomie. Elle est titulaire d'un diplôme en astronomie de l'Université Cornell et d'un certificat d'études supérieures en rédaction scientifique de l'Université de Californie à Santa Cruz. Elle habite près de Boston.


Le mystère de la couronne solaire résolu ? Ce sont des nanoflares, disent les scientifiques

L'un des plus grands mystères du comportement des étoiles se trouve dans notre propre arrière-cour : la couronne solaire. Les scientifiques se demandent depuis longtemps ce qui chauffe cette fine enveloppe éthérée de particules à environ 300 fois la température de la surface du soleil elle-même.

Maintenant, après avoir combiné les preuves d'une fusée-sonde et d'un télescope de recherche de trous noirs et d'une modélisation informatique, les chercheurs disent avoir trouvé la cause : les nanoflares.

"Nous avons pour la première fois la preuve directe que les nanoflares existent et chauffent la couronne", a déclaré Jim Klimchuk, scientifique solaire au Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland. "Cette preuve prend la forme d'un plasma super chaud … c'est une véritable percée . "

Les résultats, décrits lors de la première réunion triennale du Sommet Terre-Soleil en cours à Indianapolis, pourraient aider à résoudre le mystère vieux de plusieurs décennies de ce qui alimente la couronne et aider les scientifiques à mieux prédire les effets de la météo spatiale sur Terre.

La couronne solaire, l'atmosphère extérieure du soleil, est si incroyablement faible qu'elle ne peut être vue qu'à l'œil nu pendant une éclipse solaire, lorsque la lune bloque complètement le corps lumineux du soleil, ne laissant que la lueur fantomatique de la couronne.

Alors que la surface du soleil est d'environ 10 340 degrés Fahrenheit, la couronne, qui s'étend bien au-dessus de la surface du soleil et dans l'espace, des températures sportives d'environ 4 millions de degrés, et peuvent même atteindre 18 millions de degrés à certains endroits. Les scientifiques ont été perplexes lorsqu'il s'agissait d'expliquer comment cette fine couche de gaz si loin du noyau ardent du soleil peut être surchauffée à de tels extrêmes.

Les chercheurs soupçonnent depuis longtemps que les nanoflares existent et pourraient expliquer la mystérieuse source de chaleur de la couronne, mais ils n'ont pas été en mesure de le prouver. Les nanoflares, ainsi appelées parce qu'elles sont un milliardième de la taille des éruptions solaires typiques, sont toujours puissantes, contenant l'énergie équivalente d'une bombe à hydrogène de 10 mégatonnes. Bien qu'ils soient petits par rapport aux normes du soleil, ils sont tellement nombreux - des millions se déclenchent chaque seconde à la surface du soleil - qu'ils ont le potentiel de chauffer la couronne à ses températures incroyables.

Le problème pour les chercheurs est que les nanoflares sont si petites et brèves qu'elles sont difficiles à distinguer de la luminosité écrasante du soleil. Mais maintenant, les chercheurs travaillant sur différents axes d'enquête disent chacun avoir trouvé des preuves solides de l'existence des nanoflares.

Pour mieux voir le soleil, les scientifiques ont fait voler une fusée-sonde équipée d'un instrument appelé spectrographe d'incidence normale extrême ultraviolette pendant 15 minutes, à la recherche de signes de gaz surchauffé (environ 18 millions de degrés Fahrenheit). En utilisant cet instrument, le scientifique principal Adrian Daw, un scientifique solaire à Goddard, a pu trouver ces morceaux de gaz, qui, selon les scientifiques, sont chauffés à ces températures extrêmes par les nanoflares.

"Cette émission de plasma super chaude que nous voyons là-bas est le pistolet fumant des nanoflares", a déclaré Daw.

Les scientifiques ont également utilisé le télescope NuSTAR de la NASA pour rechercher des preuves de nanoflares. NuSTAR est utilisé pour étudier les rayons X provenant des trous noirs, entre autres phénomènes de haute énergie, mais il peut également être utilisé pour étudier les émissions de rayons X provenant de régions du soleil où les éruptions de taille normale ne pourraient pas être détectées. Ces régions explosaient avec l'énergie des rayons X, signe que les nanoflares étaient à l'œuvre, a déclaré Iain Hannah, astrophysicien à l'Université de Glasgow en Écosse, lors d'une conférence de presse à Indianapolis.

Les scientifiques pensent que ces nanoflares sont causés par la torsion et la rupture des lignes de champ magnétique autour du soleil, a déclaré Klimchuk, bien qu'il leur faudra un certain temps avant de pouvoir sonder exactement comment fonctionnent les nanoflares.

Il est très important de suivre comment les nanofusées pourraient contribuer à la météo spatiale qui atteint la Terre, a-t-il ajouté, car un tel rayonnement solaire peut perturber la technologie terrestre, y compris les systèmes de guidage d'armes, les systèmes de navigation et tout ce qui implique des transmissions radio.

"Nous devons comprendre comment ces plasmas chauds sont créés et produisent ces rayons X et ces rayons UV afin de mieux comprendre et préparer leurs effets ici sur Terre", a déclaré Klimchuk.

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Eclipse data illuminate mysteries of Sun's corona

Researchers at the University of Hawaiʻi Institute for Astronomy (IfA) have been hard at work studying the solar corona, the outermost atmosphere of the sun that expands into interplanetary space. The properties of the solar corona are a consequence of the Sun's complex magnetic field, which is produced in the solar interior and extends outward into space.

IfA graduate student Benjamin Boe conducted a new study that used total solar eclipse observations to measure the shape of the coronal magnetic field with higher spatial resolution and over a larger area than ever before. The results were published in the Journal d'astrophysique on June 3.

The corona is most easily seen during a total solar eclipse -- when the moon is directly between the Earth and Sun, blocking sunlight. Significant technological advances in recent decades have shifted a majority of analysis to space-based observations at wavelengths of light not accessible from the ground, or to large ground-based telescopes such as the Daniel K. Inouye Solar Telescope on Maui. Despite these advances, some aspects of the corona can only be studied during total solar eclipses.

Boe was advised by UH Mānoa Astronomy Professor Shadia Habbal, a coronal research expert. Habbal has led a group of eclipse chasers, the Solar Wind Sherpas making scientific observations during solar eclipses for more than 20 years. These observations have led to breakthroughs in unveiling some of the secrets of the physical processes defining the corona.

"The corona has been observed with total solar eclipses for well over a century, but never before had eclipse images been used to quantify its magnetic field structure," explained Boe. "I knew it would be possible to extract a lot more information by applying modern image processing techniques to solar eclipse data."

Boe traced the pattern of the distribution of magnetic field lines in the corona, using an automatic tracing method applied to images of the corona taken during 14 eclipses the past two decades. This data provided the chance to study changes in the corona over two 11-year magnetic cycles of the Sun.

Boe found that there were very fine-scale structures throughout the corona. Higher resolution images showed smaller-scale structures, implying that the corona is even more structured than what was previously reported. To quantify these changes, Boe measured the magnetic field angle relative to the Sun's surface.

During periods of minimum solar activity, the corona's field emanated almost straight out of the Sun near the equator and poles, while it came out at a variety of angles at mid-latitudes. During periods of maximum, the coronal magnetic field was far less organized and more radial.

"We knew there would be changes over the solar cycle but we never expected how extended and structured the coronal field would be," Boe explained. "Future models will have to explain these features in order to fully understand the coronal magnetic field."

These results challenge the current assumptions used in coronal modeling, which often assume that the coronal magnetic field is radial beyond 2.5 solar radii. Instead, this work found that the coronal field was often non-radial to at least 4 solar radii.

This work has further implications in other areas of solar research -- including the formation of the solar wind, which impacts the Earth's magnetic field and can have effects on the ground, such as power outages.

"These results are of particular interest for solar wind formation. 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," Boe said.

Boe is already planning to be part of his team's next eclipse expeditions. The next one is slated for South America in December 2020.


Eclipses of the Sun

The apparent or angular sizes of both the Sun and Moon vary slightly from time to time as their distances from Earth vary. (Figure (PageIndex<1>) shows the distance of the observer varying at points A&ndashD, but the idea is the same.) Much of the time, the Moon looks slightly smaller than the Sun and cannot cover it completely, even if the two are perfectly aligned. In this type of &ldquoannular eclipse,&rdquo there is a ring of light around the dark sphere of the Moon.

However, if an eclipse of the Sun occurs when the Moon is somewhat nearer than its average distance, the Moon can completely hide the Sun, producing a le total solar eclipse. Another way to say it is that a total eclipse of the Sun occurs at those times when the umbra of the Moon&rsquos shadow reaches the surface of Earth.

The geometry of a total solar eclipse is illustrated in Figure (PageIndex<2>). If the Sun and Moon are properly aligned, then the Moon&rsquos darkest shadow intersects the ground at a small point on Earth&rsquos surface. Anyone on Earth within the small area covered by the tip of the Moon&rsquos shadow will, for a few minutes, be unable to see the Sun and will witness a total eclipse. At the same time, observers on a larger area of Earth&rsquos surface who are in the penumbra will see only a part of the Sun eclipsed by the Moon: we call this a partial solar eclipse.

Between Earth&rsquos rotation and the motion of the Moon in its orbit, the tip of the Moon&rsquos shadow sweeps eastward at about 1500 kilometers per hour along a thin band across the surface of Earth. The thin zone across Earth within which a total solar eclipse is visible (weather permitting) is called the eclipse path. Within a region about 3000 kilometers on either side of the eclipse path, a partial solar eclipse is visible. It does not take long for the Moon&rsquos shadow to sweep past a given point on Earth. The duration of totality may be only a brief instant it can never exceed about 7 minutes.

Figure (PageIndex<2>) Geometry of a Total Solar Eclipse. Note that our diagram is not to scale. The Moon blocks the Sun during new moon phase as seen from some parts of Earth and casts a shadow on our planet.

Because a total eclipse of the Sun is so spectacular, it is well worth trying to see one if you can. There are some people whose hobby is &ldquoeclipse chasing&rdquo and who brag about how many they have seen in their lifetimes. Because much of Earth&rsquos surface is water, eclipse chasing can involve lengthy boat trips (and often requires air travel as well). As a result, eclipse chasing is rarely within the budget of a typical college student. Nevertheless, a list of future eclipses is given for your reference in Appendix H, just in case you strike it rich early. (And, as you can see in the Appendix, there will be total eclipses visible in the United States in 2017 and 2024, to which even college students may be able to afford travel.)


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This book contains over 200 problems spanning over 70 specific topic areas covered in a typical Algebra II course. The content areas have been extracted from the McDougal-Littell Algebra II textbook according to the sequence used therein. A selection of application problems featuring astronomy, earth science and space exploration were then designed to support each specific topic, often with more than one example in a specific category.


Scientists Take Temperatures of Sun's Corona, Yellowstone's Geysers

Harvard's astronomers are looking up in the sky, and for geologists are looking down in the ground. Both are looking for the same thing.

In each department, men are interested in the temperatures of things they can't touch, Professor Donald H. Menzel wants to explain the temperature of the corona, a collar of thin gas around the sun. Professor Louis C. Graton wants to find the temperature of geyser holes.

Menzel, whose thermometers must reach 93,000,000 miles, seems to have the tougher job. The temperature of the sun is 6000 Centigrade, but the temperature of the corona, which the naked eye can see only during total eclipses, appears to be 1,000,000. That's what Menzel is trying to explain, but it's only one of his worries.

The Sun Edits a Telegram

His chief problem is how the sun affects the early--why radios go on the blink when sunspots are heavy, for instance, and why a big tongue of fire on the sun will change the words on a telegram.

To solve all this, Menzel directs a cone-roofed observatory in Colorado, and a new station in New Mexico, close to the site of the first atom bomb. The observatories are equipped with spectrohelioscopes-- astronomical X-ray machines that penetrate to the inner layers of the sun--and with coronoscopes, which blot out the sun like an eclipse, so that the other corona can be watched. Menzel went west a few months ago to spend all his time at the solar stations, on the Astronomy Department's biggest project.

Professor Graton also goes west for his work--out to Yellowstone National Park and the geyser country. Last summer he wired up a cable with six electric thermometers, all recording simultaneously on a remote sheet of graph paper. He carried the device all over Yellowstone, and lowered it down the gullet of every geyser he could find.

Graton wanted to see how temperatures changed at various depths as the geyser went off. But once his experimenting brought up more than a handful of pen-line graphs.

It happened last summer, when Graton had dropped his cable into Old Faithful, to study the temperature of the world's most famous geyser. Suddenly his instruments tripped some unknown underground trigger, and Old Faithful-- which had faithfully erupted every 63 minutes since the Indians found it--blew its top 15 minutes too soon. Graton and his party didn't know the geyser was loaded, but they backed out of the way before anyone was hurt.

From the information gathered in Yellowstone, the geologists have prepared a Walt Disneyish movie, caricaturing a geyser and pointing out its temperature shifts. By these methods they hope to solve the mysteries of where the heat and the water comes from.

Graton works in hot ground. His fellow Department member, Professor Kirk Bryan, is an expert in cold ground. Bryan is doing research in the permanently frozen soil of Alaska, which presents problems to men building things like the Alcan highway.

But the best-known projects in the Geology Department are the seismographs of Professor L. Don Leet. Last Month Leet wrote earthquake history by picking up a dynamite explosion in South Holston, Tennessee--the farthest distance a man-made noise has ever been "heard."

The Tennessee Valley Authority had to touch off 681 tons of TNT before Lect's instruments could feel it, though. The blast ripped out one side of a mountain to supply crushed rock for a TVA dam. Present seismographs, says Leet, have never recorded an atom bomb explosion.

Working in an abandoned garage, Leet has developed a new labor-saving seismograph, which frees geologists from darkrooms and sub-cellar laboratories. Old seismographs recorded on photographic plates the new one relays earth tremors to a pen-and-paper graph on Leet's desk.

The Department's last big project is its X-ray lab, where scientists study the insides of crystals, learning how the molecules are put together.

Geologists are studying the shape of some of the smallest things in the Universe and astronomers are studying the shape of one of the largest--the Milky Way galaxy.

Road-Map of the Universe

Professors Bart J. Bok and Harlow Shapley are trying to map this huge disc-shaped "island universe," which includes the earth and every star that the naked eye can see. Both of them are measuring the distance to far-away suns, to determine their relative positions in the galaxy and thus the shape of the galaxy itself.

Bok measures the distance of a star by studying its color, which changes as the light passes through the dust clouds of space. Shapley looks at variable stars, which grow brighter and dimmer with a regular period. This period often depends on the absolute brightness of the star when Shapley knows the absolute brightness and the brightness as seen from the earth, he can easily determine the star's distance.

Professor Armin Deutsch is investigating another kind of variable star, which regularly changes color. Only 20 of them are known, and to astronomers the varying spectrum suggests that millions of tons of calcium are changing into other chemicals. So far Deutsch has not found much--only that these stars are surrounded by strong magnetic fields 5000 times greater than the earth's.

From the biggest astronomical bodies to the smallest--that takes one to the work Professor Fred L. Whipple, who studies the miner bodies of the solar

This is the third in a series of four articles on Harvard's scientists and what they are doing. It covers the Geology and Astronomy Departments. system meters, comets, and dust. A caravan of trucks--"Whipple's Wagon Train"--is now touring the Southwest, snapping pictures of meteors every night to discover their evolution and habits.

From the cosmic dust, Whipple has drawn a theory on the origin of the earth-now probably the ranking theory among astronomers. He hypothesizes that the solar system was once all dust, and that the dust collected to form planets. And what, at first, drove the dust together? Not gravity, says Whipple, and not molecular attraction--but the seemingly insignificant push exerted by light beams, streaming out from the sun

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