Observations de la couronne solaire : apport des diagnostics radio QuickTime™ et un décompresseur TIFF (non compressé) so Karl-Ludwig Klein, Observatoire de Paris, LESIA NoRH 17 GHz / 1,8 cm VLA 1,4 GHz / 21 cm NRH 0,327 GHz / 91 cm 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) Rayonnement radio thermique (continu) de l’atmosphère solaire Rayt QuickTime™ et un décompresseur TIFF (non compressé) so des électrons libres dans le champ électrique des ions NoRH 17 GHz / 1,8 cm VLA 1,4 GHz / 21 cm NRH 0,327 GHz / 91 cm Température de brillance (= T équivalente corps noir): Tb 0 T exp d , e ff gr, d ff 0 (Te = température des électrons) n e2 ds T 2 3 2 Filaments quiescents en ondes radio m- Marqué 2004 ApJ • Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités 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) ? NRH (432 MHz): C. Mercier SXR : SXI (NOAA) 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) ? 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) ? NRH (164 MHz): C. Mercier Mesures radio du champ magnétique dans la couronne solaire QuickTime™ et un décompresseur TIFF (non compressé) s NoRH 17 GHz / 1,8 cm VLA 1,4 GHz / 21 cm NRH 0,327 GHz / 91 cm Rayonnement radio thermique, modifié par B: Opacité accrue due au B Polarisation du rayonnement de freinage Changement de polarisation en propagation B Polarisation & structure spectrale de certains sursauts Rayonnement gyrorésonant thermique • émission gyrorésonante s1 s2s n e LB 10 ,gr s1 1,77 10 Te 2 s! 2 2s2 1 cos sin s ce chromosphère 600 G 1000 G =sce (s=2 … 4 pour Te2106 K) -> 5 GHz (6 cm) pour s=3, B=600 G Surface résonante, épaisseur 100 km Emission gyrorésonante Lee et al. 1998, ApJ 501, 853 Lee et al. 1999, ApJ 510, 413 • gr>1 : Tb sur surfaces iso-B (=sce ; non nécessairement planes) • au-dessus des taches (B intenses) • Technique confirmée: cf. Alissandrakis, Kundu, Lantos 1980, A&A 82, 30 Observations radio de la couronne solaire : prospectives • 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. Filaments quiescents en ondes radio m- Marqué 2004 ApJ • Brillance réduite de la couronne au-dessus des filaments -> cavités Filaments quiescents en ondes radio m- • 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