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Mesurer la structure d'une éruption solaire géante

Mesurer la structure d'une éruption solaire géante

Une image ultraviolette d'une éruption solaire géante le 2017-09-10 vue par SDO, l'observatoire de la dynamique solaire. Les contours blancs montrent les lignes de champ magnétique dérivées des modèles; les régions rouges montrent les images micro-ondes haute résolution du réseau solaire d'Owens Valley (EOVSA) qui révèlent le gaz chaud en éruption rapide, en forme de ballon, en éruption (l'échelle montre la fréquence des observations). Ces images à haute résolution spatiale ont permis aux astronomes de confirmer que ces régions sont les principaux emplacements pour accélérer et canaliser les électrons se déplaçant rapidement dans l'espace interplanétaire. Crédit: NSF, NASA et Chen et al. 2020

La couronne solaire du soleil, sa couche chaude extérieure, a une température de plus d'un million de degrés Kelvin et produit un vent de particules chargées, environ un millionième de la masse de la lune est éjecté chaque année. Les événements transitoires sont connus pour provoquer de grandes éruptions de particules chargées de haute énergie dans l'espace, dont certaines bombardent la Terre, produisant des lueurs aurorales et parfois perturbant même les communications mondiales. Un problème qui a longtemps intrigué les astronomes est de savoir comment le soleil produit ces particules de haute énergie.


Les éruptions ou autres types d'événements impulsifs sont considérés comme des mécanismes clés. Le gaz chaud est ionisé et produit une feuille sous-jacente de courant circulant qui génère de puissantes boucles de champ magnétique. Lorsque ces boucles se tordent et se cassent, elles peuvent éjecter brusquement des impulsions de particules chargées. Dans l'image standard des éruptions solaires, les mouvements à grande échelle entraînent cette activité, mais où et comment l'énergie est libérée localement, et comment les particules sont accélérées, sont restées incertaines car les propriétés magnétiques de la feuille de courant à grande échelle n'ont pas été mesuré à des tailles suffisamment petites pour correspondre aux domaines d'activité de torchage.

Les astronomes de CfA Chengcai Shen, Katharine Reeves et une équipe de leurs collaborateurs rapportent des observations résolues spatialement des régions du champ magnétique et de l'activité des électrons éjectés par des reflets. L'équipe a utilisé les treize antennes du réseau solaire étendu d'Owens Valley (EOVSA) et ses techniques d'imagerie micro-ondes pour observer l'éruption solaire géante le 10 septembre 2017. à des lignes de champ magnétique torsadées montant, cassant et éjectant des électrons, vues approximativement le long de l'axe des lignes de champ.

Les scientifiques ont pu modéliser les détails de la configuration, et en estimant la force du champ magnétique et la vitesse de l'écoulement du plasma, ils ont déterminé que cette seule grande torche seule libérée pendant son pic de quelques minutes environ 0,02% de l'énergie du soleil entier. Leurs résultats suggèrent que ces types de structures spatiales sur le terrain sont les principaux emplacements pour accélérer et canaliser les électrons se déplaçant rapidement dans l'espace interplanétaire, et démontrent la puissance de ces nouvelles techniques d'imagerie résolues spatialement.


Les scientifiques mesurent l'énergie évolutive des premières minutes explosives d'une éruption solaire


Plus d'information:
«Mesure du champ magnétique et des électrons relativistes le long d'une feuille de courant solaire», Bin Chen, Chengcai Shen, Dale E. Gary, Katharine K. Reeves, Gregory D.Fleishman, Sijie Yu, Fan Guo, Sam Krucker, Jun Lin, Gelu Nita et Xiangliang Kong, Astronomie de la nature (sous presse) 2020. arxiv.org/abs/2005.12757

Fourni par
Centre Harvard-Smithsonian d'astrophysique

Citation:
Mesurer la structure d'une éruption solaire géante (2020, 6 juillet)
récupéré le 6 juillet 2020
depuis https://phys.org/news/2020-07-giant-solar-flare.html

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