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Observations de la couronne solaire : apport des diagnostics radio
Karl-Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA
Rayonnement radio thermique : diagnostic ne, T (mm- - m-) Diagnostic B basse couronne active (cm-)(Localisation, polarisation & structure spectrale de certains sursauts : ne, B dans les structures émetteurs)
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NoRH 17 GHz / 1,8 cm VLA 1,4 GHz / 21 cm NRH 0,327 GHz / 91 cm
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Rayonnement radio thermique (continu) de l’atmosphère solaire
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NoRH 17 GHz / 1,8 cm VLA 1,4 GHz / 21 cm NRH 0,327 GHz / 91 cm
Rayt des électrons libres dans le champ électrique des ions
Température de brillance (= T équivalente corps noir):
(Te = température des électrons)
€
Tb = Te τ( )exp −τ( )dτ0
τ 0
∫ , τ = τ ff + τ gr, dτ ff = ζne
2ds
μν 2T3
2
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Filaments quiescents en ondes radio m-
• Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités
Marqué 2004 ApJ
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Trous coronaux : EUV & radio
NRH (432 MHz): C. Mercier SXR : SXI (NOAA)
• Structure de ne et T dans la couronne “calme” ?
• Image cohérente EUV - radio ?
• Nature de la distribution des e- dans la basse/moyenne couronne; indications radio de fdd non-maxwelliennes (Chiuderi & Chiuderi-Drago 2004 AA 422, 331) ?
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NRH (237 MHz): C. Mercier
Trous coronaux : EUV & radio
• Structure de ne et T dans la couronne “calme” ?
• Image cohérente EUV - radio ?
• Nature de la distribution des e- dans la basse/moyenne couronne; indications radio de fdd non-maxwelliennes (Chiuderi & Chiuderi-Drago 2004 AA 422, 331) ?
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NRH (164 MHz): C. Mercier
Trous coronaux : EUV & radio
• Structure de ne et T dans la couronne “calme” ?
• Image cohérente EUV - radio ?
• Nature de la distribution des e- dans la basse/moyenne couronne; indications radio de fdd non-maxwelliennes (Chiuderi & Chiuderi-Drago 2004 AA 422, 331) ?
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Mesures radio du champ magnétique dans la couronne solaire
Rayonnement radio thermique, modifié par B: Opacité accrue due au B Polarisation du rayonnement de freinage Changement de polarisation en propagation BPolarisation & structure spectrale de certains sursauts
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NoRH 17 GHz / 1,8 cm VLA 1,4 GHz / 21 cm NRH 0,327 GHz / 91 cm
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• émission gyrorésonante
€
τν ,gr =ξs2s
2s+1s!
neLB
ν1,77 ×10−10Te( )
s−1×
1± cosϑ( )2
sinϑ( )2s−2
δ ν − sν ce( )
ν=sνce (s=2 … 4 pour Te2106 K)
-> 5 GHz (6 cm) pour s=3, B=600 G
Surface résonante,
épaisseur 100 km
ν =5
GHz, s=
3
ν =8,4
GHz,
s=3
chromosphère
600 G
1000 G
ν >3ν ce
,max
Rayonnement gyrorésonant thermique
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Emission gyrorésonante
• τgr>1 : Tb sur surfaces iso-B (ν=sνce ; non nécessairement planes)• au-dessus des taches (B intenses)• Technique confirmée: cf. Alissandrakis, Kundu, Lantos 1980, A&A 82, 30
Lee et al. 1999, ApJ 510, 413Lee et al. 1998, ApJ 501, 853
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• La radioastronomie apporte des diagnostics originaux du plasma coronal (rayt de freinage continu, rayt gyrorésonant)
• RH Nobeyama (cm-), SSRT Irkutsk (cm-), RH Nançay (dm-m-) durant STEREO
• Au - delà :– cm- : FASR, couverture continue en fréquences, cartographie du
champ magnétique dans la basse couronne active (demande 2008)– dm- :
• FASR ? • RH chinois (projet démarré) 400-1600 MHz
– m- : • FASR ? • LOFAR : (200-30) MHz, complément utile d’un spectro-imageur à plus
haute fréquence. Mode solaire ? Instrument MWA, Australie.• RH Nançay continue à être unique si FASR n’inclut pas domaine m-, et
est seul complément HF à la longitude de LOFAR.
Observations radio de la couronne solaire : prospectives
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Filaments quiescents en ondes radio m-
• Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités
Marqué 2004 ApJ
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Filaments quiescents en ondes radio m-
• En m- : Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités
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Modélisation & observation du rayonnement radio thermique de la couronne
• Extrapolation potentielle du B photosphérique
• Equilibre HS– N=n0BL
– T=T0BL
• Optimisation heuristique
C. Marqué, soumis