Astronomie

Pourquoi le vent solaire est-il constitué de particules chargées ?

Pourquoi le vent solaire est-il constitué de particules chargées ?

L'article de Wikipedia sur le vent solaire donne l'explication suivante :

Le vent solaire est un flux de particules chargées libérées de la haute atmosphère du Soleil, appelée couronne. Ce plasma est principalement constitué d'électrons, de protons et de particules alpha avec une énergie cinétique comprise entre 0,5 et 10 keV.

Si le vent solaire se compose à la fois d'électrons et de protons, pourquoi ne se combinent-ils pas et ne donnent-ils pas d'hydrogène ou d'autres éléments ? Alors, pourquoi Solar Wind serait-il facturé ? Est-ce à cause de l'énergie cinétique élevée des particules éjectées ? Si oui, considérons un proton et un électron. Ils doivent être à peu près de la même énergie sinon il n'y aura pas d'énergie cinétique relative, donc je pense qu'ils doivent se combiner de la même manière que s'ils étaient au repos ou en mouvement à de petites vitesses.


Vous avez raison sur l'énergie cinétique (c'est-à-dire le mouvement rapide) des particules étant la raison, mais vous avez tort quand vous dites

Ils doivent être de presque la même énergie si c'est le cas il n'y aura pas d'énergie cinétique relative,

Les particules individuelles se déplacent rapidement, mais il existe d'énormes variations entre elles quant à leur vitesse et dans quelle direction. En d'autres termes, le vent solaire est très chaud. L'étendue du mouvement désordonné dans un gaz est mesurée par sa température. L'article wikipedia que vous liez donne des températures de 100 000 à 800 000 Kelvins. Donc, si un électron et un proton entrent en collision assez doucement pour former un atome d'hydrogène, une autre particule s'écrasera probablement sur eux avant très longtemps et renversera à nouveau l'électron.

Vous pourriez penser qu'ils s'éloignent tous du Soleil, mais vous devez tenir compte des effets des champs magnétiques. Les particules chargées se déplaçant dans un champ magnétique se courbent de toutes sortes de manières et, en outre, les particules chargées en mouvement créent un champ magnétique qui affecte d'autres particules. Le mouvement est donc extrêmement mouvementé.


Développant la réponse de @Steve Lintons: En physique, aucune quantité n'est juste grande, une quantité ne peut être que grand par rapport à une autre quantité.

Donc ici, nous voulons comparer l'énergie cinétique à quelque chose, et cela doit être l'énergie de liaison d'un atome d'hydrogène. L'énergie de liaison de l'atome d'hydrogène est de 13,6 eV. Et c'est beaucoup plus petit que les énergies en keV que possède le vent solaire. Les particules sont donc beaucoup trop rapides par rapport à entre eux, ils n'ont pas la chance de se recombiner.


Une étude du vent solaire explique pourquoi les aurores boréales sont si spectaculaires

Cela peut également expliquer pourquoi il y a plus de pannes dans l'hémisphère nord.

Tout au long de son cycle de 11 ans, le Soleil nous envoie occasionnellement des flots explosifs de particules chargées. En se dirigeant vers la Terre, ces particules interagissent avec l'atmosphère de notre planète. Au lendemain de la collision, un magnifique affichage de lumières vertes, violettes et rouges peut se tordre dans le ciel.

Près du pôle Nord de la Terre, ces lumières sont appelées aurores boréales, ou les fameuses aurores boréales. Au pôle Sud, le même processus s'appelle les aurores australes, ou les aurores australes moins connues. Dans une nouvelle étude, les astronomes révèlent la raison pour laquelle les aurores boréales sont peut-être tellement mieux connues que leurs homologues du sud peuvent l'être avec le Soleil lui-même.

Ce qu'ils ont découvert - Dans une nouvelle étude publiée cette semaine dans la revue Nature, une équipe de scientifiques montre comment le vent solaire émis par le Soleil favorise le pôle Nord magnétique de la Terre plutôt que le pôle Sud. En d'autres termes, la météo spatiale peut être pire dans l'hémisphère nord que dans le sud.

Les résultats ont des implications sur la façon dont la météo spatiale nous affecte ici sur Terre, l'hémisphère nord étant soumis à des vents solaires plus violents – et à davantage de dommages potentiels.

Voici le fond — L'activité solaire dépend en grande partie du champ magnétique du Soleil.

Le champ magnétique du Soleil passe par un cycle périodique au cours duquel les pôles sud et nord changent essentiellement de place, et il leur faudra encore environ 11 ans pour revenir en arrière. Nous sommes actuellement dans le cycle solaire 25.

Les éruptions solaires sont des éclats de rayonnement intenses et brillants liés à l'énergie magnétique de l'étoile. Au fur et à mesure que ces poussées jaillissent dans l'espace, une grande partie de cette énergie, sous la forme de flux de particules chargées, se dirige vers la Terre.

La météo spatiale est contrôlée par les poussées du Soleil qui sont éjectées dans l'espace.

Le champ magnétique terrestre nous protège de la plupart de ces particules - comme un parapluie protège du mauvais temps terrestre, notre champ magnétique repousse également les effets néfastes du vent solaire. Mais ce bouclier n'est que si fort, et parfois les particules chargées peuvent voyager le long des lignes de champ magnétique de notre planète aux pôles Nord et Sud et s'infiltrer dans l'atmosphère terrestre.

Lorsque les particules interagissent avec les différents gaz présents dans l'atmosphère de notre planète, à savoir l'oxygène et l'azote, les atomes sont excités par l'interaction et émettent de la lumière. Ce processus est à l'origine des aurores que nous voyons aux pôles Nord et Sud

Quoi de neuf - Les scientifiques avaient supposé que le vent solaire voyageait uniformément vers les hémisphères sud et nord, avec une répartition uniforme du rayonnement électromagnétique vers les pôles nord et sud.

Mais la nouvelle étude suggère que le vent solaire a tendance à favoriser le nord, avec des particules plus chargées se déplaçant vers l'hémisphère nord.

L'équipe de scientifiques à l'origine de la nouvelle étude pense que cette asymétrie peut être causée par le fait que le pôle Sud magnétique de la Terre est plus éloigné de l'axe de rotation de la Terre que le pôle Nord, ce qui affecte la quantité d'énergie qui se dirige vers les hémisphères nord et sud.

"Nous ne savons pas encore quels pourraient être les effets de cette asymétrie, mais cela pourrait également indiquer une possible asymétrie de la météo spatiale et peut-être aussi entre les aurores australes au sud et les aurores boréales au nord", a déclaré Ivan Pakhotin, chercheur. au département de physique de l'Université de l'Alberta et auteur principal de la nouvelle étude, a déclaré dans un communiqué.

Comment ils l'ont fait - La découverte a été faite à l'aide des satellites Swarm de l'Agence spatiale européenne, un groupe de trois satellites identiques nommés Alpha, Bravo et Charlie qui ont été lancés dans l'espace en novembre 2013 pour fournir des mesures précises du champ magnétique terrestre et des interactions dans l'atmosphère de la planète.

Pourquoi est-ce important - La météo spatiale n'est pas une blague. Les éjections de masse coronale sont éruptions très énergétiques du Soleil et la principale source d'événements météorologiques spatiaux majeurs.

Essentiellement, ces éruptions sont des bulles géantes de gaz et de flux magnétique libérés par le Soleil avec jusqu'à un milliard de tonnes de particules chargées, voyageant à des vitesses pouvant atteindre plusieurs millions de miles par heure. Ces nuages, et les ondes de choc qu'ils provoquent, peuvent parfois atteindre la Terre et provoquer des orages géomagnétiques.

Ces tempêtes, si elles sont particulièrement puissantes, peuvent faire des ravages sur l'électronique des satellites, constituer une menace pour les astronautes avec leurs radiations et perturber suffisamment les réseaux électriques sur Terre pour éteindre une ville.

En 1859, une explosion de plasma de la couronne solaire, maintenant connue sous le nom d'événement Carrington, a détruit les systèmes télégraphiques du monde entier. Alors que certains télégraphes tentaient d'envoyer et de recevoir des messages, ils ont reçu des décharges électriques.

Et après - Les scientifiques s'efforcent de mieux prévoir la météo spatiale afin de pouvoir prédire quand ces puissantes tempêtes solaires peuvent se produire.

"L'activité du Soleil, comme les éjections coronales massives, peut avoir des conséquences potentiellement graves pour notre mode de vie moderne", a déclaré Ian Mann, chercheur à l'Université de l'Alberta et co-auteur de l'étude, dans un communiqué.

"Étudier la physique sous-jacente de la météo spatiale et les complexités de notre champ magnétique est très important pour mettre en place des systèmes d'alerte précoce et concevoir des réseaux électriques mieux capables de résister aux perturbations que le Soleil nous envoie", explique Mann.

Les scientifiques devront étudier plus avant l'activité du Soleil afin de découvrir à quel point cette distribution asymétrique de son rayonnement électromagnétique affecte notre planète et si l'hémisphère nord peut être plus vulnérable aux dommages lors d'une tempête solaire que l'hémisphère sud.


L'astrophysicien de la BU et ses collaborateurs dévoilent un nouveau modèle de notre héliosphère, façonné quelque part entre un croissant et un ballon de plage

Vous vivez dans une bulle. Pas une bulle métaphorique – une bulle réelle et littérale. Mais ne vous inquiétez pas, il n'y a pas que vous. La planète entière, et toutes les autres planètes du système solaire, d'ailleurs, sont également dans la bulle. Et nous pouvons juste lui devoir notre existence même.

Les physiciens de l'espace appellent cette bulle l'héliosphère. C'est une vaste région, s'étendant plus de deux fois plus loin que Pluton, qui projette un "champ de force" magnétique autour de toutes les planètes, déviant les particules chargées qui autrement se muscleraient dans le système solaire et même déchirent votre ADN, si vous n'avez pas de chance. assez pour se mettre sur leur chemin.

L'héliosphère doit son existence à l'interaction de particules chargées provenant du soleil (le soi-disant vent solaire) et de particules provenant de l'extérieur du système solaire. Bien que nous pensons que l'espace entre les étoiles est parfaitement vide, il est en réalité occupé par un fin bouillon de poussière et de gaz provenant d'autres étoiles - étoiles vivantes, étoiles mortes et étoiles pas encore nées. En moyenne sur toute la galaxie, chaque volume d'espace de la taille d'un cube de sucre ne contient qu'un seul atome, et la zone autour de notre système solaire est encore moins dense.

Le vent solaire pousse constamment contre cette substance interstellaire. Mais plus vous vous éloignez du soleil, plus cette poussée devient faible. Après des dizaines de milliards de kilomètres, la substance interstellaire commence à reculer. L'héliosphère se termine là où les deux pousses s'équilibrent. Mais où est cette frontière, exactement, et à quoi ressemble-t-elle ?

Merav Opher, professeur d'astronomie à la BU. Photo de Cydney Scott

Merav Opher, professeur d'astronomie au College of Arts & Sciences de l'Université de Boston et au Center for Space Physics, examine ces questions depuis près de 20 ans. Et dernièrement, ses réponses ont fait sensation.

Parce que tout notre système solaire est en mouvement à travers l'espace interstellaire, l'héliosphère, malgré son nom, n'est pas réellement une sphère. Les physiciens de l'espace ont longtemps comparé sa forme à une comète, avec un « nez » rond d'un côté et une longue queue s'étendant dans la direction opposée. Recherchez sur le Web des images de l'héliosphère, et c'est l'image que vous êtes sûr de trouver.

Mais en 2015, à l'aide d'un nouveau modèle informatique et des données du vaisseau spatial Voyager 1, Opher et son coauteur, James Drake de l'Université du Maryland, sont arrivés à une conclusion différente : ils ont proposé que l'héliosphère a en fait la forme d'un croissant, un peu comme un croissant fraîchement sorti du four, en fait. Dans ce modèle "croissant", deux jets s'étendent en aval du nez plutôt qu'une seule queue évasée. "Cela a lancé la conversation sur la structure globale de l'héliosphère", explique Opher.

Le sien n'était pas le premier article à suggérer que l'héliosphère était autre chose que la forme d'une comète, souligne-t-elle, mais cela a mis l'accent sur un débat nouvellement alimenté. « C'était très controversé, dit-elle. « Je me faisais défoncer à chaque conférence ! Mais je suis resté fidèle à mes armes.

Puis, deux ans après le début du débat sur le "croissant", les lectures de la sonde Cassini, en orbite autour de Saturne de 2004 à 2017, ont suggéré une autre vision de l'héliosphère. En chronométrant les particules faisant écho à la limite de l'héliosphère et en les corrélant avec les ions mesurés par le vaisseau spatial jumeau Voyager, les scientifiques de Cassini ont conclu que l'héliosphère est en fait très presque ronde et symétrique : ni une comète ni un croissant, mais plutôt un ballon de plage. Leur résultat était tout aussi controversé que le croissant. "Vous n'acceptez pas facilement ce genre de changement", explique Tom Krimigis, qui a mené des expériences sur Cassini et Voyager. "L'ensemble de la communauté scientifique qui travaille dans ce domaine supposait depuis plus de 55 ans que l'héliosphère avait une queue de comète."

Aujourd'hui, Opher, Drake et leurs collègues Avi Loeb de l'Université Harvard et Gabor Toth de l'Université du Michigan ont conçu un nouveau modèle tridimensionnel de l'héliosphère qui pourrait réconcilier le «croissant» avec le ballon de plage. Leurs travaux ont été publiés dans Astronomie de la nature le 16 mars.

Contrairement à la plupart des modèles précédents, qui supposaient que les particules chargées dans le système solaire oscillent toutes autour de la même température moyenne, le nouveau modèle divise les particules en deux groupes. Les premières sont des particules chargées provenant directement du vent solaire. Deuxièmement, il y a ce que les physiciens de l'espace appellent les ions « capteurs ». Ce sont des particules qui ont dérivé dans le système solaire sous une forme électriquement neutre - parce qu'elles ne sont pas déviées par les champs magnétiques, les particules neutres peuvent "juste entrer", explique Opher - mais leurs électrons ont ensuite été arrachés.

Le vaisseau spatial New Horizons, qui explore maintenant l'espace au-delà de Pluton, a révélé que ces particules deviennent des centaines ou des milliers de fois plus chaudes que les ions du vent solaire ordinaires car elles sont entraînées par le vent solaire et accélérées par son champ électrique. Mais ce n'est qu'en modélisant séparément la température, la densité et la vitesse des deux groupes de particules que les chercheurs ont découvert leur influence démesurée sur la forme de l'héliosphère.

Cette forme, selon le nouveau modèle, divise en fait la différence entre un croissant et une sphère. Appelez cela un ballon de plage dégonflé ou un croissant bulbeux : dans tous les cas, cela semble être quelque chose sur lequel l'équipe d'Opher et les chercheurs de Cassini peuvent s'entendre.

Le nouveau modèle est très différent de ce modèle classique de comète. Mais les deux peuvent en réalité être plus similaires qu'il n'y paraît, dit Opher, selon la façon dont vous définissez exactement le bord de l'héliosphère. Pensez à transformer une photo en niveaux de gris en noir et blanc : l'image finale dépend beaucoup de la nuance de gris que vous choisissez comme ligne de démarcation entre le noir et le blanc.

Alors pourquoi s'inquiéter de la forme de l'héliosphère, de toute façon ? Les chercheurs qui étudient les exoplanètes - des planètes autour d'autres étoiles - sont vivement intéressés par la comparaison de notre héliosphère avec celles autour d'autres étoiles. Le vent solaire et l'héliosphère pourraient-ils être des ingrédients clés de la recette de la vie ? « Si nous voulons comprendre notre environnement, nous devrions mieux comprendre tout au long de cette héliosphère », explique Loeb, collaborateur d'Opher à Harvard.

Et puis il y a la question de ces particules interstellaires qui déchiquetent l'ADN. Les chercheurs travaillent toujours sur ce qu'ils signifient exactement pour la vie sur Terre et sur d'autres planètes. Certains pensent qu'ils auraient pu aider à conduire les mutations génétiques qui ont conduit à la vie comme nous, dit Loeb. « À la bonne quantité, ils introduisent des changements, des mutations qui permettent à un organisme d'évoluer et de devenir plus complexe », dit-il. Mais la dose fait le poison, comme dit le proverbe. « Il y a toujours un équilibre délicat lorsque l'on traite de la vie telle que nous la connaissons. Trop d'une bonne chose est une mauvaise chose », dit Loeb.

En ce qui concerne les données, cependant, il y a rarement trop de bonnes choses. Et bien que les modèles semblent converger, ils sont toujours limités par un manque de données provenant des confins du système solaire. C'est pourquoi des chercheurs comme Opher espèrent inciter la NASA à lancer une sonde interstellaire de nouvelle génération qui coupera un chemin à travers l'héliosphère et détectera directement les ions de captage près de la périphérie de l'héliosphère. Jusqu'à présent, seuls les vaisseaux spatiaux Voyager 1 et Voyager 2 ont franchi cette frontière, et ils ont été lancés il y a plus de 40 ans, transportant des instruments d'une époque plus ancienne qui ont été conçus pour faire un travail différent. Les défenseurs de la mission basés au laboratoire de physique appliquée de l'Université Johns Hopkins affirment qu'une nouvelle sonde pourrait être lancée dans les années 2030 et commencer à explorer le bord de l'héliosphère 10 ou 15 ans plus tard.

"Avec la sonde interstellaire, nous espérons résoudre au moins certains des innombrables mystères que les Voyageurs ont commencé à découvrir", a déclaré Opher. Et cela, pense-t-elle, vaut la peine d'attendre.

Les chercheurs remercient le personnel du NASA Ames Research Center pour l'utilisation du supercalculateur Pléiades. Ce travail a également été soutenu par la NASA et par la Breakthrough Prize Foundation.


4 réponses 4

Le vent solaire exerce en effet une force sur les planètes, mais il s'avère que la force est si faible qu'elle n'a aucun effet mesurable.

La force peut être calculée en utilisant le fait que la force est égale au taux de changement de quantité de mouvement. Supposons que la masse totale de toutes les particules du vent solaire frappant la Terre par seconde soit de $M$ et que la vitesse moyenne des particules soit de $v$, alors la force que le vent solaire exerce sur la Terre est simplement :

À première vue, je ne sais pas quels sont le flux de masse et la vitesse, mais l'article de Wikipédia sur le vent solaire rapporte que la pression, $P$, produite par le vent à la distance Soleil-Terre est de 1 à 6 nano-Pascals . La force totale sur la Terre est cette pression multipliée par la section transversale $pi r^2$. Le rayon de la Terre est d'environ 6 371 000 mètres, on obtient donc :

$ F = P imes pi r^2 approx 130 , ext, 800 , exte $

Pour voir pourquoi cela est négligeable, comparons-le avec la force gravitationnelle entre le Soleil et la Terre. Ceci est donné par la loi de la gravité de Newton :

$ F environ 3,54 imes 10^ <22>, exte $

donc la force du vent solaire n'est que d'environ 0,000000000000001% (10^<-15>\%$) de la force gravitationnelle.

Le vent solaire Est-ce que perturber les planètes.

Si une planète n'a pas de champ magnétique (pour des raisons décrites plus loin), le vent solaire peut décaper une atmosphère par un processus appelé pulvérisation cathodique. Sans champ magnétique, le vent solaire est capable de frapper directement l'atmosphère de la planète. Les ions du vent solaire à haute énergie peuvent accélérer les particules de l'atmosphère à haute altitude à des vitesses suffisamment élevées pour s'échapper.

L'importance relative de cet effet par rapport à d'autres formes d'échappement atmosphérique est un sujet de recherche active. La sonde Maven de la NASA est l'un des derniers outils pour répondre à cette question :

Les scientifiques ont pensé que Mars a perdu une grande partie de son atmosphère par un processus connu sous le nom de décapage, lorsque le vent solaire a poussé un isotope plus léger (type) d'hydrogène dans l'espace, laissant derrière lui un isotope plus lourd appelé deutérium. Au fur et à mesure que l'hydrogène s'échappait, l'atmosphère s'amincit. Cela pourrait expliquer pourquoi l'eau a cessé de couler sur la surface martienne il y a des milliards d'années.

Ainsi, bien que tous les scientifiques ne soient pas d'accord (Wikipédia contient une affirmation non sourcée selon laquelle ces scientifiques de la NASA Maven se trompent !), affirmer que le vent solaire ne perturbe pas les planètes, est actuellement prématuré.

Le vent solaire est un flux de particules chargées, appelé plasma, émanant constamment du soleil. Les plasmas peuvent présenter une propriété intéressante appelée gelé où le champ magnétique et le flux en vrac sont verrouillés ensemble (enfin, techniquement c'est un flux gelé condition mais. ). Le champ magnétique ne bouge pas vraiment, c'est plutôt les sources qui bougent, mais c'est un point assez nuancé. Le fait est qu'un plasma magnétisé bombarde constamment les magnétosphères planétaires.

La réponse à votre question est que le vent solaire affecte en fait les atmosphères planétaires et certainement leurs magnétosphères. Ci-dessous, je vais décrire un exemple de la façon dont cela peut affecter notre atmosphère. John a déjà expliqué que la pression dynamique est assez faible, donc le "vent" lui-même n'est pas vraiment un problème. Je vais donc me concentrer sur les effets électromagnétiques.

l'aurore
Grâce à un processus appelé reconnexion magnétique, l'énergie et la quantité de mouvement peuvent être transportées à travers la magnétopause jusqu'à la magnétosphère. Le processus de reconnexion entraîne une reconfiguration de la topologie du champ magnétique et de nouvelles contraintes/déformations sont imposées au champ à différents endroits de la magnétosphère.

L'un de ces endroits est la queue géomagnétique (c'est-à-dire le côté anti-soleil de la planète), où l'amélioration des flux de vent solaire et la reconnexion diurne peuvent conduire à un « étirement » de la topologie. Les champs étirés dans la queue peuvent également se reconnecter. L'une des conséquences du processus de reconnexion est similaire à celle d'un lance-pierre. Lorsque les lignes de champ magnétique sont étirées puis relâchées, elles peuvent réagir de la même manière qu'un élastique relaxant. Étant donné que les particules chargées n'aiment généralement pas se déplacer à travers le champ magnétique, en raison de la force de Lorentz, la relaxation du champ magnétique peut entraîner une accélération/une excitation significative des particules.

Ainsi, lorsque les champs de queue se relâchent, ils peuvent accélérer les particules vers la planète. En tant que particules proches de la planète, rencontrant des densités de plasma et des intensités de champ différentes, elles peuvent être encore accélérées par plusieurs autres processus. J'ai discuté d'un de ces processus ici. Certaines de ces particules gagneront suffisamment d'énergie et auront un angle de tangage suffisamment petit pour pouvoir pénétrer dans l'atmosphère planétaire. Le dépôt de particules énergétiques peut exciter des atomes neutres et conduire à l'émission de lumière, appelée aurore.

Autres effets
Il y a plusieurs autres effets du vent solaire sur les planètes, y compris le taux d'écoulement polaire (c'est-à-dire le processus par lequel les particules de charge « fuient » hors d'une atmosphère le long du champ magnétique), les courants induits par le sol, les effets sur le contenu électronique total, etc.

Donc, en général, le vent solaire peut affecter une planète de plusieurs manières, qu'elle soit magnétisée en interne ou non.


L'énergie du vent solaire favorise le nord

En utilisant les informations de la constellation de satellites Swarm de l'ESA, les scientifiques ont fait une découverte sur la façon dont l'énergie générée par les particules chargées électriquement dans le vent solaire s'écoule dans l'atmosphère terrestre - étonnamment, elle se dirige davantage vers le pôle nord magnétique que vers le pôle sud magnétique. Crédit : ESA/Planetary Visions

À l'aide des informations de la constellation de satellites Swarm de l'ESA, des scientifiques ont fait une découverte sur la façon dont l'énergie générée par les particules chargées électriquement du vent solaire s'écoule dans l'atmosphère terrestre. Étonnamment, une plus grande partie se dirige vers le pôle nord magnétique que vers le pôle sud magnétique.

Le soleil baigne notre planète de la lumière et de la chaleur nécessaires à la vie, mais il nous bombarde également de particules chargées dangereuses dans le vent solaire. Ces particules chargées ont le potentiel d'endommager les réseaux de communication, les systèmes de navigation tels que le GPS et les satellites. De violentes tempêtes solaires peuvent même causer des pannes d'électricité, comme la panne d'électricité majeure dont a été victime le Québec au Canada en 1989.

Notre champ magnétique nous protège largement de cet assaut.

Généré principalement par un océan de fer liquide surchauffé et tourbillonnant qui constitue le noyau externe à environ 3000 km sous nos pieds, le champ magnétique terrestre est comme une énorme bulle nous protégeant du rayonnement cosmique et des particules chargées transportées par des vents puissants qui échappent à la force gravitationnelle du soleil. tirer et balayer à travers le système solaire.

Comme un barreau magnétique, le champ magnétique de la Terre à la surface est défini par les pôles nord et sud qui s'alignent vaguement avec l'axe de rotation.

Les aurores offrent des représentations visuelles des conséquences des particules chargées du soleil interagissant avec le champ magnétique terrestre.

Jusqu'à présent, on supposait que la même quantité d'énergie électromagnétique atteindrait les deux hémisphères. Cependant, un article publié en Communication Nature, décrit comment des recherches menées par des scientifiques de l'Université de l'Alberta au Canada ont utilisé les données de la mission Swarm de l'ESA pour découvrir, de manière inattendue, que l'énergie électromagnétique transportée par la météo spatiale préfère clairement le nord.

Ces nouvelles découvertes suggèrent qu'en plus de protéger la Terre du rayonnement solaire entrant, le champ magnétique contrôle également activement la façon dont l'énergie est distribuée et canalisée dans la haute atmosphère.

L'auteur principal de l'article, Ivan Pakhotin, qui mène cette recherche dans le cadre du Living Planet Fellowship de l'ESA, explique : « Parce que le pôle magnétique sud est plus éloigné de l'axe de rotation de la Terre que le pôle magnétique nord, une asymétrie est imposée sur la quantité d'énergie se dirige vers la Terre au nord et au sud.Il semble y avoir une réflexion différentielle des ondes de plasma électromagnétiques, appelées ondes d'Alfven.

"Nous ne savons pas encore quels pourraient être les effets de cette asymétrie, mais cela pourrait également indiquer une possible asymétrie dans la météo spatiale et peut-être aussi entre les aurores australes au sud et les aurores boréales au nord. Nos résultats suggèrent également que le la dynamique de la chimie de la haute atmosphère peut varier entre les hémisphères, en particulier pendant les périodes de forte activité géomagnétique."

Swarm est la première constellation de satellites d'observation de la Terre de l'ESA conçue pour mesurer les signaux magnétiques du noyau, du manteau, de la croûte terrestre, des océans, de l'ionosphère et de la magnétosphère, fournissant des données qui permettront aux scientifiques d'étudier les complexités de notre champ magnétique protecteur. Crédit : ESA/AOES Medialab

Ian Mann de l'Université de l'Alberta a déclaré : « L'activité du soleil, comme les éjections coronales massives, peut avoir des conséquences potentiellement graves pour notre mode de vie moderne. Par conséquent, l'étude de la physique sous-jacente de la météo spatiale et des complexités de notre champ magnétique est très important pour mettre en place des systèmes d'alerte précoce et concevoir des réseaux électriques mieux à même de résister aux perturbations que le soleil nous envoie.

"Nous avons la chance d'avoir les trois satellites Swarm de l'ESA en orbite, fournissant des informations clés qui sont non seulement vitales pour notre recherche scientifique, mais peuvent également conduire à des solutions très pratiques pour notre vie quotidienne."

En orbite depuis 2013, les trois satellites Swarm identiques renvoient non seulement des informations sur la façon dont notre champ magnétique nous protège des particules dangereuses du vent solaire, mais aussi sur la façon dont le champ est généré, comment il varie et comment la position du nord magnétique change. .


Quelle est la vitesse du vent solaire ?

Le vent solaire rayonne dans toutes les directions à partir du Soleil. La vitesse à laquelle il est rayonné diffère selon l'origine des particules. La vitesse moyenne du vent tel qu'il est rayonné par la surface du Soleil est d'environ 300 à 400 kilomètres par seconde. Les trous coronaux, ou de grandes régions à la surface du Soleil qui sont plus froides que les zones environnantes, éjectent ces particules à des vitesses allant jusqu'à 800 kilomètres par seconde.

La raison des différences ci-dessus est contre-intuitive. Le vent solaire est en fait rayonné plus rapidement depuis les parties les plus froides du Soleil que les parties les plus chaudes du Soleil. En effet, la force du champ magnétique du Soleil sur ces trous est inférieure à celle des champs magnétiques sur les zones plus chaudes environnantes. Les particules chargées rayonnant des zones les plus froides ont alors moins de résistance à surmonter sur leur chemin vers le système solaire.


Le vent solaire et la Terre

De belles aurores apparaissent lorsque des particules chargées, comme des protons et des électrons, pénètrent dans l'atmosphère terrestre et excitent les atomes d'azote et d'oxygène dans la haute atmosphère. Lorsque ces atomes reviennent à leur état normal, non excité, ils émettent des rideaux de lumière chatoyants, verts ou rouges (les aurores boréales ou aurores boréales) familiers aux individus vivant dans certaines régions du Canada ou du nord des États-Unis.

Si le vent solaire est continu, pourquoi les humains ne voient-ils pas tout le temps des aurores ? La Terre est entourée d'un champ magnétique, généré par sa rotation et la présence de fer conducteur en fusion profondément à l'intérieur. Ce champ magnétique s'étend loin dans l'espace et dévie la plupart des particules qui le rencontrent. La majeure partie du vent solaire circule donc autour de la Terre avant de poursuivre sa route vers l'espace. Certaines particules passent cependant à travers et finissent par se frayer un chemin dans deux grands anneaux de particules chargées qui entourent la Terre entière. Ceux-ci sont appelés les Van Allen ceintures, et ils se trouvent bien en dehors de l'atmosphère, à plusieurs milliers de kilomètres.

Cependant, outre la génération douce et continue du vent solaire, le soleil injecte également périodiquement de grandes quantités de protons et d'électrons dans le vent solaire. Cela se produit après une éruption, une violente éruption dans l'atmosphère du soleil. Lorsque le sursaut de particules atteint la Terre, le champ magnétique n'est pas suffisant pour dévier toutes les particules, et les ceintures de Van Allen ne sont pas suffisantes pour les piéger toutes au-dessus de l'atmosphère. Comme de l'eau débordant d'un seau, les particules en excès s'écoulent le long des lignes de champ magnétique de la Terre et s'écoulent dans la haute atmosphère près des pôles. C'est pourquoi les aurores apparaissent généralement dans les latitudes extrêmes nord ou sud, bien qu'après des éruptions solaires particulièrement intenses, des aurores puissent également être observées dans les latitudes moyennes.


Les aurores dans l'histoire

Il ne fait aucun doute que des manifestations aurorales spectaculaires se sont produites tout au long de l'histoire de la Terre, mais dans l'histoire enregistrée, les manifestations qui se sont produites le 28 août, et à nouveau le 2 septembre 1895 doivent sûrement occuper une place de choix en tant qu'événement de ce type le plus puissant. jamais enregistré.

À cette occasion, l'aurore a été causée par un événement d'éjection de masse coronale énorme et extrêmement violent sur le Soleil, et a fourni la première preuve sans ambiguïté que les aurores et l'électricité sont inextricablement liées.

À cette occasion, des parties du réseau télégraphique à travers les États-Unis étaient d'une longueur et d'une orientation appropriées pour conduire l'électricité causée par l'aurore, et certains opérateurs télégraphiques ont pu communiquer sur de longues distances à travers le réseau uniquement grâce à l'électricité fournie par l'aurore. . Vous trouverez ci-dessous une transcription partielle d'une de ces conversations-

Opérateur de Boston (vers l'opérateur de Portland) : “Veuillez couper complètement votre batterie [source d'alimentation] pendant quinze minutes".

Opérateur de Portland : “Je le ferai. Il est maintenant déconnecté.”
Boston: “La mienne est déconnectée et nous travaillons avec le courant auroral. Comment recevez-vous mon écriture?”
Portland : “Mieux qu'avec nos batteries allumées. – Le courant va et vient progressivement.”
Boston: “Mon courant est parfois très fort, et nous pouvons mieux travailler sans les batteries, car l'aurore semble neutraliser et augmenter nos batteries alternativement, rendant le courant parfois trop fort pour nos aimants de relais. Supposons que nous travaillions sans piles pendant que nous soyons affectés par ce problème.”
Portland : “Très bien. Dois-je aller de l'avant avec les affaires?”
Boston: “Oui. Allez-y.”


Vent solaire

L'atmosphère super chaude du soleil, la couronne, émet le vent solaire, un flux de particules chargées extrêmement rapides (250 à 750 km/s). Ce vent pousse contre les particules dans les queues des comètes, les faisant pointer loin du soleil. Heureusement, nous sommes protégés des particules du vent solaire par un champ magnétique terrestre puissant (bien que décroissant), qui les piège. Nous voyons les résultats comme les aurores, qui sont les plus répandues près des pôles en hiver.

Certains pourraient demander, pourquoi Dieu ferait-il un soleil si dangereux ? Mais en réalité, notre soleil est idéal pour la vie ici-bas. Tout d'abord, il est remarquablement stable. Il est très calme par rapport à la plupart des étoiles de ce type. And the latest Voyager 2 findings show that the powerful solar wind produced by our sun is an important design feature.


Radiation & Health: Humans in Space

Once we leave the atmosphere and travel beyond the cocoon of Earth’s magnetic field, the radiation environment changes dramatically. With talk increasingly turned towards a return to the Moon and manned trips to Mars, what radiation problems will our astronauts encounter?

Those of us living on Earth are in a privileged location with regards to radiation. Space’s radiation environment includes charged particles from the Sun and elsewhere in the galaxy and high-energy photons in the form of x-rays, UV, and gamma radiation. But we see virtually none of that at the surface of our planet – the Earth’s magnetic field envelopes our planet, diverting the charged particles. The van Allen belts are like two nested donuts, one filled with positively charged particles and the other filled with electrons and other particles with a negative charge. Photons lacking an electrical charge are not affected by our magnetic field, but their intensity is reduced by a factor of over a billion as they plow through the 100 km of our atmosphere.

After leaving our atmosphere, the X-rays, gamma rays, and the Sun’s ultraviolet are unattenuated. But these are not very damaging, and they’re relatively easy to control – more critical and more problematic (not to mention much more interesting) are the high-energy particles from the Sun and beyond the Solar System.

Particles from the Sun

The Sun emits thousands of tons of gas every second – the solar wind. This “wind” consists of ionized gas – mostly protons, electrons, and helium nuclei. According to NASA, the solar wind involves about 400 million protons, moving at 400 km/second, passing through every square cm of the space near Earth every second. The proton’s speed seems fast, but its “negligible” weight means they have little energy, and such particles can penetrate only a relatively short distance into matter. This is the primary reason why charged particles from the Sun cannot penetrate to the Earth’s surface and why the Sun provides very little sea-level radiation exposure.

In space, outside the protection of Earth’s magnetic field, solar charged particles are a bigger concern. High-energy solar flares (containing photons) or coronal mass ejections (containing charged particles) directed toward the spacecraft pose the greatest risk. In such cases, the crew can receive a fatal dose of radiation in a short time unless they can shelter in a “storm cellar” surrounded by water, plastic, or other forms of radiation shielding.

Particles from other stars

The highest cosmic radiation dose to the Earthbound is from heavy ions blasted off from exploding stars elsewhere in our galaxy. This sounds improbable – except that scientists have found “live” radioactive iron and heavy isotopes of plutonium in deep-sea sediments that could only have been synthesized in a supernova. These supernova particles tend to have a higher mass and electrical charge, making them far more damaging to human tissue. Luckily, our astronauts don’t necessarily have to worry about a wave of supernova-produced high-energy particles slamming unexpectedly into their spacecraft the galactic magnetic field and the great distance make this highly improbable.

Radiation damage from particles

The effect of heavier particles, those that astronauts are likely to experience, are not well understood. An iron nucleus passing through the body, for example, is likely to deliver its high energy to only a handful of cells and none to neighboring cells. On the other hand, an iron nucleus that strikes an atom in a spaceship's skin can splinter into smaller pieces emerging like a shotgun spray of particles rather than the single particle that struck the spacecraft. This small shower of high-mass charged particles, each of which can damage a handful of cells, can cause more damage and risk of future cancer.

What we don’t know

Each type of tissue in the human body reacts differently to radiation exposure our central nervous system is remarkably resistant to radiation, while the cells that line our stomachs are quite sensitive. We have a reasonably good understanding of how DNA is damaged by beta and gamma radiation and how the body repairs it. But when it comes to understanding the damage caused by an iron nucleus blasted out of a dying star by unimaginable forces, we’re not quite as certain.

The nearest analog is an alpha particle, but alphas are much lighter and cannot penetrate through nearly as much tissue. And, of course, we have never seen humans who have been exposed to the full brunt of a coronal mass ejection or a high-energy solar flare. Even with a shielded “storm cellar” in which to take refuge, we simply don’t know if there might be unanticipated effects.

Radiation dose limits

One thing that we can and have done to mitigate the risks of travel beyond Earth’s magnetic field is to assign dose limits to astronauts the same as we do to workers at hospitals, nuclear power plants, and other jobs involving radiation exposure. NASA’s limits for astronauts are quite a bit higher than for Earthbound radiation workers and change over one’s career to account for an increased number of years in space as well as a lower risk of developing cancer from radiation exposure as we age. [1]

With long-haul space flights apparently on the horizon, NASA is contemplating raising these dose limits to allow their more experienced astronauts to participate and benefit long-duration missions. The question is, what’s a reasonable dose limit that balances omitting a valuable crew member with putting that crew member at risk of developing cancer? The National Academies of Science is currently studying this at the request of NASA.

Putting risks in perspective

There’s one other factor to consider as well – what exposure risk astronauts are willing to accept. About a decade or so ago, when baseball was embroiled in a steroid controversy, the Tour de France suffering another doping scandal, and aspersions were cast upon several Olympics sports, I was listening to an interview with an Olympic athlete. The interviewer mentioned all of the adverse health effects associated with the use of performance-enhancing drugs and asked if the athlete was aware of the risks he was taking. The athlete replied that he was – but that if it improved his chances of winning Olympic Gold, it would be worth it.

Those of us who are not Olympic athletes might question his judgment – not to mention the ethics of doping. We cannot doubt that the athlete was fully aware of the risks and found them acceptable to achieve something hugely important to him. Similarly, for an astronaut facing the challenge and dreams of a lifetime, the risks from radiation exposure en route to Mars and back are also likely to be acceptable.

This shouldn’t surprise us – risk has toujours attended exploration, yet there have always been explorers. Exploration, by definition, launches one into the unknown to see what’s there. A prudent explorer does what they can to minimize the risks, but they know that risks may not be contemplated and cannot be banished. While exposure to high-mass, high-energy cosmic rays is a bit different from uncharted reefs, being becalmed, or fleeing a hungry predator, the decision-making remains the same – is the astronaut willing to accept the risk, knowing what it means, in exchange for being able to make the trip.

[1] In particular, a male astronaut just beginning his career will not be permitted to receive more than 150 rem of cumulative radiation exposure. Over the following decades, his allowable lifetime exposure will increase to 250 and as much as 400 rem of cumulative exposure if he continues going into space until age 55. Women have similar limits, albeit somewhat lower, to account for some tissues' greater sensitivity to radiation exposure.


Prominences

prominences: see chromosphere.
See more Encyclopedia articles on: Astronomy: General
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Introduction to the Sun Solar Structure Size, Mass Flares, Solar Wind, Prominences Sun's Birth Solar Eclipses Activities,
Web Links Solar Rotation Sunspots Sun's Death
Solar Flares, Prominences, the Solar Wind, and Coronal Mass Ejections
SOLAR FLARES .

But as you point out, anyone can see prominences any day with the aid of a telescope fitted with a hydrogen-alpha (Hα) filter. This special filter blocks all light from the Sun except for the red light emitted by excited hydrogen atoms at a wavelength of 656.3 nanometers (6563 angstroms).

The Sun is also an active star that displays sunspots, solar flares, erupting

, and coronal mass ejections. These phenomena, which are all related to the Sun's magnetic field, impact our near-Earth space environment and determine our "space weather".

and Filaments[edit]
When a prominence is viewed from a different perspective so that it is against the sun instead of against space, it appears darker than the surrounding background. This formation is instead called a solar filament.

(when seen near the solar limb) and plages (when seen superimposed on the solar disk) are corona regions that appear very bright in the visible part of the spectrum. These features often appear as streamers or filaments, suggesting a structure related to magnetic fields.

Huge columns of gas arcing out over the sun's limb or horizon. When the same structures are seen against the backdrop of the sun, they are called filaments. They are made of cooler solar material, or plasma, supported in the sun's atmosphere by magnetic fields.

appear as huge arching columns of gas above the limb (edge) of the Sun.

are anchored to the Sun's surface in the photosphere and extend outwards into the Sun's corona.

. A mass of glowing gas, mainly hydrogen, that rises from the surface of the Sun.
Proper motion. The motion of the stars relative to each other, caused by their actual motion in different directions at different speeds through space.

bright areas in the Sun's atmosphere from which hot gases shoot out.
solar system .

with Na and Mg emissions and centrally reversed Balmer lines p. 1069
G. Stellmacher and E. Wiehr
EST CE QUE JE: .

Gases trapped at the edge of the Sun which appear to shoot outward from the Sun's surface.
SOLAR SYSTEM
The Sun and all of the planets, comets, etc. which revolve around it.

are seen projecting out above the limb, or edge, of the Sun.

are giant arching columns of gas in the corona that often form just before a sunspot appears below them in the photosphere. They are a result of the interactions of the gas in the corona with the magnetic fields of the Sun.

occur mainly in two zones in either hemisphere, chiefly away from active regions.

15.3 Solar Activity above the Photosphere
proper motion17.4 Using Spectra to Measure Stellar Radius, Composition, and Motion
Proteins30.2 Astrobiology .

are large flames erupting from the burning surface of the Sun. (Hint)
13. Positrons are the antiparticles of electrons. (Hint)
14. Nuclei are held together by the strong force. (Hint) .

Filaments are dark, thread-like features that are seen in red light (H-&alpha). They are dense, somewhat cooler, clouds of material. They are suspended above the surface of the sun by loops of magnetic fields.

One feature shown in such pictures are

, large clouds of denser and cooler gas, rising high above the photosphere. Some of them stand out against the dark background sky on the visible edge ("limb") of the Sun, and if one watches them for a while, one can see material falling back towards the Sun.

Sometimes the Sun releases built-up energy (presumably from the magnetic fields) in the form of

, solar flares, and coronal mass ejections. These alterations in the Sun's magnetic field can affect communications on Earth.

CMEs are often but not always associated with erupting

, disappearing solar filaments, and flares. coronal rain (CRN). Material condensing in the corona and appearing to rain down into the chromosphere as observed in H alpha at the solar limb above strong sunspots. coronal streamer.

Filaments are dark structures when seen against the bright solar disk, but appear bright when seen over the solar limb, Filaments seen over the limb are also known as

can be seen along the limb (in red) as well as extensive coronal filaments.The Earth orbits the Sun once a year, and the Moon orbits the Earth once a month it turns out that the planes of the Moon's and Earth's orbits are almost, but not quite, aligned (the offset is about 5 degrees).

The corona is the seat of the solar wind

are threads of cool gas that lie in the corona and are supported by magnetic fields. (From Stars, J. B. Kaler, Scientific American Library, Freeman, NY, 1992.)
After 4.

Some of the most startling details of the sun's outer edge are the

, magnetically directed arcs of plasma on the limb of the solar disk. Two such features were visible on the sun's right limb..

When there are many sunspots visible on the surface of the Sun (at the time of solar maximum), other features such as solar flares and

are also visible. These are eruptions from the surface, thought to be associated with sunspot activity, but what actually causes them is not completely understood.

Solar flares are eruptions more powerful than surge

(a flare is shown in the Sun + planets montage above). They will last only a few minutes to a few hours. A lot of ionized material is ejected in a flare.

74k gif
solar magnetic fields 170k gif
X-ray images of the Sun from nascom ftp directory
Flare in H-Alpha 160k gif
Hedgerow Prominence 49k gif
Loops Prominence 76k gif
Prominenece 78k gif .

are often visible on the Sun's limb (left).
The Sun's output is not entirely constant. Nor is the amount of sunspot activity. There was a period of very low sunspot activity in the latter half of the 17th century called the Maunder Minimum.

He initiated in 1866 the spectroscopic observation of sunspots, and in 1868 he found that solar

are upheavals in a layer around the Sun, which he named the chromosphere.

The Sun's faint corona will be visible, and even the chromosphere, solar

, and possibly even a solar flare may be visible.

Mini documentary: How big are solar flares'

as compared to Earth.
The Most Powerful Solar Flares Ever Recorded - spaceweather.com (X9+ summary)
Most Energetic Flares since 1976 (X5.7+ details)
Davis, Chris. "Tracking the X Flare".

After 38 seconds of chromosphere,

and coronal streamers - with time to shoot a sequence of magical photos - you'll observe another long-lasting diamond ring and the wide arc of Baily's beads as daylight returns.

I'm talking about the solar flares/

. You could see them using telescope with an Hα filter. Such filters are quite expensive, and the cheapest "solar telescopes" (regular telescope + Hα filter mounted on the objective lens) are around $500.

Prominence is a structure in the Sun's corona consisting of cool plasma supported by magnetic fields.

seen on the disk also are known as filaments.
Learn more about the Sun: .

SOHO satellite images of the Sun, highlighting huge clouds of cool, dense plasma and

suspended in the hot, thin corona (the outermost layer). Fusion takes
place deep within the inner core, hidden from our sight. [NASA]
Thanks to Mike Bolte (UC Santa Cruz) for the base contents of this slide.

How Solar Flares Affect Communication
How Do

Affect the Earth?
How Do Solar Flares Affect the Earth?
Does the Moon Have Solar Wind Storms?
The History of Solar Flares on Earth
How Does the Sun Affect the Earth?

Mass of hot, hydrogen rising from the Sun's chromosphere, best observed indirectly during a total eclipse. Eruptive

are relatively pacific but may last for months. [A84]
Solar Rotation .

Rapid rotation also drives increased levels of stellar activity such as starspots, flares and

, producing X-ray emission over 4,000 times more intense than the peak emission from the Sun.
KSw 71 is thought to have recently formed following the merger of two Sun-like stars in a close binary system.

An explosion of hot gas that erupts from the Sun's surface. Solar

are usually associated with sunspot activity and can cause interference with communications on Earth due to their electromagnetic effects on the atmosphere.
Proper Motion .

A bright eruption of hot gas in the Sun's photosphere. Solar

are usually only detectable by specialised instruments but can be visible during a total solar eclipse.
Solar Wind
A flow of charged particles that travels from the Sun out into the Solar System.

ACTIVE PERIOD - Lots of solar activity including sunspots, flares,

, and coronal mass ejections. Our Sun was most recently active during the late 1980's and early 1990's.
Photograph September 28, 1991
by Yohkoh Satellite .

Prominence - A region of cool gas embedded in the corona.

are bright when seen above the Sun's limb, but appear as dark filaments when seen against the Sun's disk
Proper Motion - The rate at which a star appears to move across the celestial sphere with respect to very distant objects .

The 11- or 22-year cycle with which such solar activity as sunspots, flares, and

varies
solar cell - (n.)
A device used for converting sunlight into electricity a photoelectric cell.

An elongated dark region on the surface of the Sun. They are solar

seen silhouetted against the photosphere.

As the starship approached the star, Data reported there was an unusual number of sunspots and eruptive

. As well, he noted that the magnetic field was extremely irregular.

Prominence: Hot gas hanging just above the solar surface, usually appearing as a red-colored arc or filament hovering in the lower part of the corona.

are quickly covered by the Moon after second contact and revealed just prior to third.

All eclipses of the Sun are interesting, but for sheer grandeur total eclipses are unrivalled only then can the solar chromosphere, the

and the corona be seen with the naked eye.

First discovered in 1892, the nebula complex IC 405 was eloquently described by Max Wolf in 1903 as "a burning body from which several enormous curved flames seem to break out like gigantic

". Eventually "The Flaming Star Nebula" became adopted as the popular name for IC 405. .

One fine Fall evening, Galileo pointed his telescope towards the one thing that people thought was perfectly smooth and as polished as a gemstone - the Moon. Imagine his surprise when found that it, in his own words, was "uneven, rough, full of cavities and

Sol is the star that the planets & comets in our solar system orbit around. The Sun is spectacular when viewed using a solar filter or dedicated solar scope for sunspots &

In the seven years after graduating from the Massachusetts Institute of Technology in 1890, he revolutionized solar observations with the invention of the spectroheliograph: an instrument that made it possible to photograph the Sun's

"Well, with my little refractor, the blackness of the maria, the brilliant white of the mountains, and the peppering of tiny craters down to the limit of visibility make it a feast for the senses that is very satisfying! Solar

, faculae, and what looks to me like cat hair on the Sun.

approximately 100 to 115 km wide where the Sun appears to be completely covered by the Moon for a short period of time (between 2 and 3 minutes). This is the most spectacular part of the eclipse, as those who are lucky enough to be in this corridor are able to see the Sun's corona, the chromosphere,

These dedicated solar scopes use a "hydrogen-alpha" filter which narrowly restricts the light to a wavelength of red light emitted by hydrogen (656.28 nm). Since the sun is mostly hydrogen, these filters do an excellent job of showing detailed solar activity such as flares,

of the Sun thus only when the eclipse is total can it be seen if even a tiny fraction of the solar surface is still visible it drowns out the light of the corona. At this point the sky is sufficiently dark that planets and brighter stars are visible, and if the Sun is active one can typically see solar

This allows us to see features of the Sun that would otherwise be invisible, except from outer space. These include the glorious corona, which stretches outwards from the Sun in all directions, and solar

- large arch-shaped structures observable in the corona.

The corona interacts with many of the more dynamic aspects of the solar atmosphere. Examples include

, which are great arcs of gas that extend outwards from the Sun, and solar flares which are great explosions and jets of gas from the solar surface.

are most easily visible close to the limb of the Sun, but some are also visible as bright streamers on the photosphere. promontorium A cape. pseudocrater A generally circular crater produced by a phreatic eruption resulting from emplacement of a lava flow over wet ground.

coronagraph An instrument for photographing the corona and

of the sun at times other than at solar eclipse. An occulting disk is used to block out the image of the body of the sun in the focal plane of the objective lens.

are usually only detectable by specialized instruments but can be visible during a total solar eclipse.
SOLAR MASS: The mass of the sun it is used as a standard weight against which other celestial objects can be compared.

The advantage of such a filter is that when used to observe the Sun, certain features (such as

) can be much more readily seen. hatches Hatches are lines on the edge of the screen showing intervals of right ascension and declination.