Observations de la couronne solaire : apport des diagnostics radio Karl-Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA Rayonnement radio thermique : diagnostic

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

Rayonnement radio thermique (continu) de l’atmosphère solaire



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

Filaments quiescents en ondes radio m-

• Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités

Marqué 2004 ApJ

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) ?

NRH (237 MHz): C. Mercier





NRH (164 MHz): C. Mercier





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



• 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

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

• 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


• Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités

Marqué 2004 ApJ


• En m- : Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités

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

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