Astronomie

Jusqu'où pouvez-vous voir dans le plasma solaire à un peu moins d'un rayon solaire ?

Jusqu'où pouvez-vous voir dans le plasma solaire à un peu moins d'un rayon solaire ?


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J'essayais de composer une réponse à cette question ici, à propos de toucher la surface d'une étoile, et j'allais mentionner que la représentation populaire de la surface du soleil comme « essentiellement de la lave » (comme représenté dans Sunshine, par exemple) est fausse .

La définition habituelle du rayon d'une étoile est celle où la profondeur optique est de 2/3. A ce rayon, la densité du soleil est d'environ 1/10ème de l'air au niveau de la mer et peut difficilement être décrite comme solide ou liquide.

Je voulais avoir une idée de ce à quoi ressemblerait ce plasma diffus si vous y étiez et en quelque sorte imperméable à la chaleur et au rayonnement. Apparaîtrait-il comme un mince brouillard rougeoyant, à travers lequel vous pourriez encore discerner des objets lointains ? Ou apparaîtrait-il aussi opaque que, disons, un feu de joie ?

Reformuler d'une manière un peu plus technique, Quel est le coefficient d'extinction du plasma solaire à ~1 rayon solaire dans le spectre visible ? Quelle est la longueur du trajet auquel toute la lumière est efficacement atténuée ?

(Puisqu'il varie selon la longueur d'onde, je veux dire précisément la région du spectre visible où le plasma est le plus transparent).


Si vous regardez le panneau en haut à gauche de la Fig.11 dans ces notes de cours de Rob Rutten, vous verrez que l'opacité du continuum aux longueurs d'onde optiques à la photosphère est d'environ $10^{-6.7}$ cm$^{-1}$.

L'inverse est la profondeur optique. Vous pouvez voir des choses à environ 2-3 profondeurs optiques, donc votre "horizon", en regardant horizontalement dans l'atmosphère solaire, est d'environ 100 km.

Cependant, le même graphique montre qu'en raison des variations de température et de densité avec l'altitude, la photosphère devient d'un ordre de grandeur plus ou moins opaque à seulement 50 km au-dessous ou au-dessus de la "photosphère" respectivement.

Cela signifie que vous pouvez voir environ 100 km horizontalement, mais moins que cela (estimation de 30 km) en regardant vers le bas et plus que cela (estimation de l'infini - c'est ainsi que la photosphère est définie !) en regardant vers le haut.

Ces chiffres seraient tous révisés à la baisse aux longueurs d'onde des raies d'absorption proéminentes.

Si vous pouviez regarder tout autour de vous, vous verriez une distribution luminosité/couleurs très asymétrique. Les frais généraux seraient plus faibles et plus frais (plus rouges); dessous, beaucoup plus lumineux et plus chaud (plus ou moins la même couleur on voit la photosphère).


Je soupçonne qu'une partie du problème ici est que la profondeur optique cosmologique est définie verticalement (pour autant que je puisse le discerner dans l'article de wikipedia), alors que vous semblez demander le coefficient d'extinction pour un chemin horizontal au rayon d'étoile spécifié. Vous devrez donc découvrir ce que $alpha(z)$ est à ce rayon, jouez à des jeux avec la radiance intégrée due au plasma dans la ligne horizontale du site pour estimer le facteur de bruit, et comparez-le avec la radiance putative de l'objet distant que vous souhaitez voir.


Embouteillage du plasma le plus froid du monde

Le plasma en bouteille refroidi au laser pourrait répondre aux questions sur le soleil et la puissance de fusion

HOUSTON - (1er mars 2021) - Les physiciens de l'Université Rice ont découvert un moyen de piéger le plasma le plus froid du monde dans une bouteille magnétique, une réalisation technologique qui pourrait faire avancer la recherche sur l'énergie propre, la météo spatiale et l'astrophysique.

"Pour comprendre comment le vent solaire interagit avec la Terre, ou pour générer de l'énergie propre à partir de la fusion nucléaire, il faut comprendre comment le plasma - une soupe d'électrons et d'ions - se comporte dans un champ magnétique", a déclaré Rice Dean of Natural. Sciences Tom Killian, l'auteur correspondant d'une étude publiée sur le travail dans Physical Review Letters.

En utilisant du strontium refroidi au laser, Killian et les étudiants diplômés Grant Gorman et MacKenzie Warrens ont fabriqué un plasma à environ 1 degré au-dessus du zéro absolu, soit environ -272 degrés Celsius, et l'ont piégé brièvement avec les forces des aimants environnants. C'est la première fois qu'un plasma ultrafroid est confiné magnétiquement, et Killian, qui a étudié les plasmas ultrafroids pendant plus de deux décennies, a déclaré que cela ouvre la porte à l'étude des plasmas dans de nombreux contextes.

"Cela fournit un banc d'essai propre et contrôlable pour étudier les plasmas neutres dans des endroits beaucoup plus complexes, comme l'atmosphère du soleil ou les étoiles naines blanches", a déclaré Killian, professeur de physique et d'astronomie. « C'est vraiment utile d'avoir le plasma si froid et d'avoir ces systèmes de laboratoire très propres. Commencer par un système simple, petit, bien contrôlé et bien compris vous permet de vous débarrasser d'une partie de l'encombrement et d'isoler vraiment le phénomène que vous voulez voir.”

MacKenzie Warrens, étudiant diplômé de l'Université Rice, ajuste une expérience de refroidissement au laser dans le laboratoire d'atomes et de plasmas ultrafroids de Rice. (Photo de Jeff Fitlow/Université Rice)

C'est important pour le co-auteur de l'étude Stephen Bradshaw, un astrophysicien Rice spécialisé dans l'étude des phénomènes plasmatiques sur le soleil.

"Dans toute l'atmosphère du soleil, le champ magnétique (fort) a pour effet de tout modifier par rapport à ce à quoi vous vous attendriez sans champ magnétique, mais de manière très subtile et compliquée qui peut vraiment vous faire trébucher si vous ne le faites pas avoir une très bonne compréhension, a déclaré Bradshaw, professeur agrégé de physique et d'astronomie.

Les physiciens solaires obtiennent rarement une observation claire des caractéristiques spécifiques de l'atmosphère du soleil, car une partie de l'atmosphère se situe entre la caméra et ces caractéristiques, et des phénomènes sans rapport dans l'atmosphère intermédiaire obscurcissent ce qu'ils aimeraient observer.

"Malheureusement, en raison de ce problème de ligne de visée, les mesures d'observation des propriétés du plasma sont associées à beaucoup d'incertitude", a déclaré Bradshaw. « Mais à mesure que nous améliorons notre compréhension des phénomènes et, surtout, que nous utilisons les résultats de laboratoire pour tester et calibrer nos modèles numériques, nous espérons pouvoir réduire l'incertitude de ces mesures. »

Les images produites par fluorescence induite par laser montrent comment un nuage en expansion rapide de plasma ultrafroid (jaune et or) se comporte lorsqu'il est confiné par un aimant quadripolaire. Des plasmas ultrafroids sont créés au centre de la chambre (à gauche) et se dilatent rapidement, se dissipant généralement en quelques millièmes de seconde. À l'aide de champs magnétiques puissants (roses), les physiciens de l'Université Rice ont piégé et retenu des plasmas ultrafroids pendant plusieurs centièmes de seconde. En étudiant comment les plasmas interagissent avec des champs magnétiques puissants dans de telles expériences, les chercheurs espèrent répondre aux questions de recherche liées à l'énergie de fusion propre, à la physique solaire, à la météo spatiale et plus encore. (Image reproduite avec l'aimable autorisation de T. Killian/Rice University)

Le plasma est l'un des quatre états fondamentaux de la matière, mais contrairement aux solides, aux liquides et aux gaz, les plasmas ne font généralement pas partie de la vie quotidienne car ils ont tendance à se produire dans des endroits très chauds comme le soleil, un éclair ou la flamme d'une bougie. Comme ces plasmas chauds, les plasmas de Killian sont des soupes d'électrons et d'ions, mais ils sont refroidis par refroidissement laser, une technique développée il y a un quart de siècle pour piéger et ralentir la matière avec la lumière.

Killian a déclaré que la configuration magnétique quadripolaire qui a été utilisée pour piéger le plasma est une partie standard de la configuration ultrafroide que son laboratoire et d'autres utilisent pour fabriquer des plasmas ultrafroids. Mais trouver comment piéger le plasma avec les aimants était un problème épineux car le champ magnétique fait des ravages dans le système optique que les physiciens utilisent pour observer les plasmas ultrafroids.

"Notre diagnostic est la fluorescence induite par laser, où nous projetons un faisceau laser sur les ions de notre plasma, et si la fréquence du faisceau est correcte, les ions diffuseront très efficacement les photons", a-t-il déclaré. « Vous pouvez les prendre en photo et voir où se trouvent les ions, et vous pouvez même mesurer leur vitesse en regardant le décalage Doppler, tout comme avec un pistolet radar pour voir à quelle vitesse une voiture se déplace. Mais les champs magnétiques se déplacent en fait autour des fréquences de résonance, et nous devons démêler les changements dans le spectre qui proviennent du champ magnétique des changements Doppler que nous souhaitons observer.

Cela complique considérablement les expériences, et pour rendre les choses encore plus compliquées, les champs magnétiques changent considérablement dans tout le plasma.

Les physiciens de l'Université Rice (de gauche à droite) Grant Gorman, Tom Killian et MacKenzie Warrens ont découvert comment piéger le plasma le plus froid du monde dans une bouteille magnétique, une réalisation technologique qui pourrait faire avancer la recherche sur l'énergie propre, la météo spatiale et la physique solaire. (Photo de Jeff Fitlow/Université Rice)

"Nous devons donc traiter non seulement d'un champ magnétique, mais d'un champ magnétique qui varie dans l'espace, d'une manière raisonnablement compliquée, afin de comprendre les données et de comprendre ce qui se passe dans le plasma", 8221 Killian a dit. “Nous avons passé un an à essayer de comprendre ce que nous voyions une fois les données obtenues.”

Le comportement du plasma dans les expériences est également rendu plus complexe par le champ magnétique. C'est précisément pourquoi la technique de piégeage pourrait être si utile.

"Il y a beaucoup de complexité à mesure que notre plasma se dilate à travers ces lignes de champ et commence à ressentir les forces et à se faire piéger", a déclaré Killian. “C'est un phénomène très courant, mais c'est très compliqué et c'est quelque chose que nous devons vraiment comprendre.”

Un exemple de la nature est le vent solaire, les flux de plasma à haute énergie du soleil qui provoquent les aurores boréales ou les aurores boréales. Lorsque le plasma du vent solaire frappe la Terre, il interagit avec le champ magnétique de notre planète, et les détails de ces interactions ne sont toujours pas clairs. Un autre exemple est la recherche sur l'énergie de fusion, où les physiciens et les ingénieurs espèrent recréer les conditions à l'intérieur du soleil pour créer une vaste réserve d'énergie propre.

Le physicien des plasmas de l'Université Rice, Stephen Bradshaw, étudie les éruptions solaires, le réchauffement dans l'atmosphère du soleil, le vent solaire et d'autres phénomènes de physique solaire. (Photo de Jeff Fitlow/Université Rice)

Killian a déclaré que la configuration magnétique quadripolaire que lui, Gorman et Warrens ont utilisée pour mettre en bouteille leurs plasmas ultrafroids est similaire aux conceptions développées par les chercheurs en énergie de fusion dans les années 1960. Le plasma pour la fusion doit être d'environ 150 millions de degrés Celsius, et le contenir magnétiquement est un défi, a déclaré Bradshaw, en partie à cause des questions sans réponse sur la façon dont le plasma et les champs magnétiques interagissent et s'influencent mutuellement.

"L'un des principaux problèmes est de maintenir le champ magnétique suffisamment stable assez longtemps pour contenir réellement la réaction", a déclaré Bradshaw. "Dès qu'il y a une petite sorte de perturbation dans le champ magnétique, il grandit et" la réaction nucléaire est ruinée.

"Pour que cela fonctionne bien, vous devez garder les choses vraiment, vraiment stables", a-t-il déclaré. “Et là encore, regarder les choses dans un très beau plasma de laboratoire vierge pourrait nous aider à mieux comprendre comment les particules interagissent avec le champ.”

La recherche a été soutenue par le Bureau de la recherche scientifique de l'Air Force (FA9550-17-1-0391) et le Programme de bourses de recherche d'études supérieures de la National Science Foundation (1842494).

Le DOI du document Physical Review Letters est : 10.1103/PhysRevLett.126.085002


Jusqu'où pouvez-vous voir dans le plasma solaire à un peu moins d'un rayon solaire ? - Astronomie

Il existe en fait deux ceintures de radiations entourant la Terre. La ceinture intérieure, qui s'étend d'environ 1 à 3 rayons terrestres dans le plan équatorial, est principalement peuplée de protons avec des énergies dépassant MeV. On pense que l'origine de ces protons est la désintégration des neutrons émis par l'atmosphère terrestre lorsqu'elle est bombardée par les rayons cosmiques. La ceinture intérieure est assez calme. Les particules finissent par s'échapper en raison de collisions avec des atomes neutres dans la haute atmosphère au-dessus des pôles de la Terre. Cependant, de telles collisions sont suffisamment rares pour que la durée de vie des particules dans la ceinture varie de quelques heures à 10 ans. De toute évidence, avec des temps de piégeage aussi longs, seul un faible taux d'entrée de particules énergétiques est nécessaire pour produire une région de rayonnement intense.

La ceinture extérieure, qui s'étend d'environ 3 à 9 rayons terrestres dans le plan équatorial, est principalement constituée d'électrons d'énergie inférieure à MeV. L'origine de ces électrons se fait par injection depuis la magnétosphère externe. Contrairement à la ceinture intérieure, la ceinture extérieure est très dynamique, changeant sur des échelles de temps de quelques heures en réponse aux perturbations émanant de la magnétosphère extérieure.

Dans les régions pas trop éloignées ( c.-à-d. moins de 10 rayons terrestres) de la Terre, le champ géomagnétique peut être approximé comme un champ dipolaire,

où nous avons adopté des coordonnées polaires sphériques conventionnelles alignées avec le moment dipolaire de la Terre, dont la magnitude est . Il est généralement pratique de travailler en termes de latitude , , plutôt que d'angle polaire, . Une ligne de champ magnétique individuelle satisfait l'équation

où est la distance radiale à la ligne de champ dans le plan équatorial ( ). Il est classique d'étiqueter les lignes de champ en utilisant le paramètre L-shell , . Ici, c'est le rayon de la Terre. Ainsi, la variation de l'intensité du champ magnétique le long d'une ligne de champ caractérisée par une valeur donnée est

où est l'intensité du champ magnétique équatorial à la surface de la Terre.

Considérons, par souci de simplicité, des particules chargées situées sur le plan équatorial ( ) dont les vitesses sont principalement dirigées perpendiculairement au champ magnétique. Les gyrofréquences du proton et de l'électron s'écrivent

respectivement. Les gyroradii de protons et d'électrons, exprimés en fractions du rayon de la Terre, prennent la forme

respectivement. Il est clair que les particules chargées en énergie MeV dans la magnétosphère interne (c'est-à-dire ) tournent à des fréquences qui sont bien supérieures au taux de changement typique du champ magnétique (qui change sur des échelles de temps qui sont, au plus, de quelques minutes) . De même, les gyrorayons de telles particules sont beaucoup plus petits que l'échelle de longueur de variation typique du champ magnétique magnétosphérique. Dans ces circonstances, nous nous attendons à ce que le moment magnétique soit une quantité conservée : c'est-à-dire que nous nous attendons à ce que le moment magnétique soit un bon invariant adiabatique. Il s'ensuit immédiatement que tous les protons et électrons d'énergie MeV dans la magnétosphère interne qui ont un moment magnétique suffisamment grand sont piégés sur les lignes de champ dipolaires du champ magnétique terrestre, rebondissant entre les points miroirs situés juste au-dessus des pôles terrestres.

Il est utile de définir l'angle de tangage ,

d'une particule chargée dans la magnétosphère. Si le moment magnétique est une quantité conservée alors une particule d'énergie fixe dérivant le long d'une ligne de champ satisfait

où est l'angle de tangage équatorial ( c'est-à-dire l'angle de tangage sur le plan équatorial) et est la force du champ magnétique sur le plan équatorial. Il ressort de l'équation. (123) que l'angle de tangage augmente (c'est-à-dire que la composante parallèle de la vitesse de la particule diminue) à mesure que la particule dérive du plan équatorial vers les pôles de la Terre.

Les points miroirs correspondent à ( c'est-à-dire , ). Il découle des Éqs. (123) et (129) que

où est la force du champ magnétique aux points miroirs, et est la latitude des points miroirs. Il est clair que la latitude du point miroir d'une particule ne dépend que de son angle de tangage équatorial et est indépendante de la valeur de la ligne de champ sur laquelle elle est piégée.

Les particules chargées avec de grands angles de calage équatoriaux ont de petites vitesses parallèles et des points miroirs situés à des latitudes relativement basses. Inversement, les particules chargées avec de petits angles de calage équatoriaux ont de grandes vitesses parallèles et des points miroirs situés aux hautes latitudes. Bien sûr, si l'angle de tangage devient trop petit, les points de miroir pénètrent dans l'atmosphère terrestre et les particules sont perdues par collision avec des particules neutres. En négligeant l'épaisseur de l'atmosphère par rapport au rayon de la Terre, on peut dire que toutes les particules dont les points miroirs se trouvent à l'intérieur de la Terre sont perdues par collision. Il résulte de l'Éq. (130) que le cône de perte équatorial a une largeur approximative

où est la latitude du point où la ligne de champ magnétique étudiée coupe la Terre. Notez que toutes les particules avec et se trouvent dans le cône de perte. Il est facilement démontré à partir de l'équation. (122) que

Ainsi, la largeur du cône de perte est indépendante de la charge, de la masse ou de l'énergie des particules dérivant le long d'une ligne de champ donnée, et n'est fonction que du rayon de la ligne de champ sur le plan équatorial. Le cône de perte est étonnamment petit. Par exemple, au rayon d'une orbite géostationnaire ( ), le cône de perte a une largeur inférieure à quelques degrés. La petitesse du cône de perte est une conséquence de la très forte variation de l'intensité du champ magnétique le long des lignes de champ dans un champ dipolaire - voir Eqs. (120) et (123).

Un champ dipolaire est clairement une configuration beaucoup plus efficace pour confiner un plasma sans collision via un miroir magnétique que la configuration linéaire plus traditionnelle illustrée sur la figure 1. En fait, M.I.T. a récemment construit une machine à miroir dipolaire. Le champ dipolaire est généré par une boucle de courant supraconducteur en lévitation dans une chambre à vide.

La période de rebond , , est le temps qu'il faut à une particule pour se déplacer du plan équatorial à un point miroir, puis à l'autre, puis revenir au plan équatorial. Il s'ensuit que

où est un élément de longueur d'arc le long de la ligne de champ étudiée, et . L'intégrale ci-dessus ne peut pas être effectuée analytiquement. Cependant, il peut être résolu numériquement, et est commodément approximé comme


L'astronomie sans télescope – solaire ou RTG ?

Auparavant, si vous vouliez envoyer une mission spatiale au-delà de la ceinture d'astéroïdes, vous auriez besoin d'un morceau de plutonium-238 pour générer de l'énergie électrique - comme pour les pionniers 10 et 11, Voyagers 1 et 2, Galileo, Cassini, même Ulysse qui vient de faire un grand aller-retour pour obtenir un nouvel angle sur le Soleil – et maintenant New Horizons en route vers Pluton.

Mais en 2011, la mission Juno vers Jupiter devrait lancer la première mission d'exploration de planètes extérieures à être alimentée par des panneaux solaires. Et également prévu pour 2011, dans une autre rupture avec la tradition - Curiosity, le Mars Science Laboratory sera le premier rover martien à être alimenté par un générateur thermoélectrique à radio-isotope plutonium-238 ou RTG.

Je veux dire, OK, les atterrisseurs Viking avaient des RTG, mais ce n'étaient pas des rovers. Et les rovers (y compris Sojourner) avaient des radiateurs à radio-isotopes, mais ce n'étaient pas des RTG.

Alors, solaire ou RTG, quoi de mieux ? Certains commentateurs ont suggéré que la décision de la NASA d'alimenter Juno avec l'énergie solaire est une décision pragmatique - cherchant à conserver une offre décroissante de RTG - qui ont un peu un problème de relations publiques en raison du plutonium.

Cependant, si cela fonctionne, pourquoi ne pas repousser les limites du solaire ? Bien que certaines de nos sondes fonctionnant le plus longtemps (comme les Voyager de 33 ans) soient alimentées par RTG, leur survie à long terme est en grande partie due au fait qu'elles fonctionnent loin des radiations sévères du système solaire interne - où les choses sont plus probables. tomber en panne avant de manquer de puissance. Cela dit, étant donné que Juno mènera une vie périlleuse en volant à proximité du rayonnement substantiel de Jupiter, la longévité peut ne pas être un élément clé de sa mission.

Peut-être que la puissance RTG a plus d'utilité. Il devrait permettre à Curiosity de continuer à errer pendant tout l'hiver martien – et peut-être de gérer une série de tâches d'analyse, de traitement et de transmission de données la nuit, contrairement aux rovers précédents.

En ce qui concerne la puissance de sortie, les panneaux solaires de Juno produiraient un énorme 18 kilowatts en orbite terrestre, mais ne géreraient que 400 watts en orbite de Jupiter. Si cela est correct, cela reste à égalité avec la sortie d'une unité RTG standard, bien qu'un gros vaisseau spatial comme Cassini puisse empiler plusieurs unités RTG ensemble pour générer jusqu'à 1 kilowatt.

Donc, quelques avantages et inconvénients là-bas. Néanmoins, il y a un point que nous pourrions maintenant positionner au-delà de l'orbite de Jupiter, où l'énergie solaire ne va tout simplement pas le couper et les RTG semblent toujours être la seule option.

Image de gauche : une pastille de céramique de plutonium-238 rougeoyante, comme la plupart des radio-isotopes céramisés concentrés le feront. Crédit : Laboratoire national de Los Alamos. Image de droite : l'Apollo 14 ALSEP RTG, presque identique à l'Apollo 13 RTG qui est rentré dans l'atmosphère terrestre avec la disparition du module lunaire Aquarius. Crédit : NASA

Les RTG tirent parti de la chaleur générée par un morceau de matière radioactive (généralement du plutonium 238 sous forme de céramique), l'entourant de thermocouples qui utilisent le gradient thermique entre la source de chaleur et la surface extérieure plus froide de l'unité RTG pour générer du courant.

En réponse à toute OMG c'est radioactif préoccupations, rappelez-vous que les RTG ont voyagé avec les équipages d'Apollo 12-17 pour alimenter leurs packages d'expériences sur la surface lunaire - y compris celui d'Apollo 13 - qui a été renvoyé inutilisé sur Terre avec le module lunaire Aquarius - le canot de sauvetage de l'équipage jusqu'à juste avant -entrée. Apparemment, la NASA a testé les eaux où les restes d'Aquarius se sont retrouvés et n'a trouvé aucune trace de contamination au plutonium, comme prévu. Il est peu probable que son conteneur testé thermiquement ait été endommagé à la rentrée et son intégrité a été garantie pour dix demi-vies de plutonium-238, soit 900 ans.

Dans tous les cas, la chose la plus dangereuse que vous puissiez faire avec le plutonium est de le concentrer. Dans le cas peu probable où un RTG se désintégrerait sur Terre, sa rentrée et son plutonium se disperseraient d'une manière ou d'une autre à travers la planète, eh bien, tant mieux. Le plus gros souci serait qu'il reste d'une manière ou d'une autre sous forme de granule et qu'il se glisse dans votre bière sans que vous vous en rendiez compte. Acclamations.


Les boucles de plasma du Soleil recréées en laboratoire pour aider à comprendre la physique solaire

En orbite autour de la Terre se trouve un large éventail de satellites sur lesquels nous comptons pour tout, des flux de télévision et de radio à la navigation GPS. Bien que ces engins spatiaux planent bien au-dessus des tempêtes sur Terre, ils sont toujours vulnérables aux intempéries - seulement c'est le temps du soleil. Les grandes éruptions solaires - ou le plasma qui jaillit de la surface du soleil - peuvent causer des dommages étendus, à la fois dans l'espace et sur Terre, c'est pourquoi les chercheurs du California Institute of Technology (Caltech) s'efforcent d'en savoir plus sur les précurseurs possibles de éruptions solaires appelées boucles de plasma. Maintenant, ils ont recréé ces boucles en laboratoire.

"Nous étudions le fonctionnement de ces boucles solaires, ce qui contribue à la connaissance de la météo spatiale", explique Paul Bellan, professeur de physique appliquée à Caltech, qui compare la recherche à l'étude des ouragans. Par exemple, vous ne pouvez pas prédire un ouragan à moins d'en savoir plus sur les événements qui le précèdent, comme les fronts de haute et basse pression. Il en est de même pour les éruptions solaires. "Il faut un certain temps pour que le plasma atteigne la Terre depuis le soleil, il est donc possible qu'avec plus de recherches, nous puissions avoir jusqu'à deux jours d'avertissement pour les éruptions solaires massives."

Les études de la boucle plasmatique en laboratoire ont été menées par l'étudiante diplômée Eve Stenson avec Bellan et sont rapportées dans le numéro du 13 août de la revue. Lettres d'examen physique.

Ils ont découvert que deux forces magnétiques contrôlent le comportement des boucles de plasma en arc, qui est un gaz ionisé chaud. "Une force élargit le rayon de l'arc et allonge ainsi la boucle tandis que l'autre injecte en continu du plasma des deux extrémités dans la boucle", explique Bellan. "Cette dernière force injecte juste la bonne quantité de plasma pour maintenir la densité dans la boucle constante à mesure qu'elle s'allonge."

Le duo dit qu'en termes plus simples, ce processus est comme presser du dentifrice dans un tube par les deux extrémités, sauf que le dentifrice contient de petits aimants, donc il y a des forces magnétiques agissant à l'intérieur. Stenson et Bellan ont étudié les boucles de plasma qu'ils ont générées avec un canon à plasma magnétisé à impulsions. À l'intérieur d'une chambre à vide, des électro-aimants créent un champ magnétique arqué. Ensuite, de l'hydrogène et de l'azote gazeux sont libérés aux deux points de pied de l'arc. Enfin, un courant électrique à haute tension est appliqué aux pieds pour ioniser le gaz et le transformer en plasma, qui se déplace à une vitesse minimale d'environ six miles par seconde.

"Les trois étapes - le champ magnétique, le gaz et la haute tension - se produisent en un éclair de lumière à l'intérieur de la chambre", explique Stenson. "Nous utilisons des caméras à grande vitesse avec des filtres optiques pour capturer le comportement des plasmas."

En codant par couleur le plasma entrant, les filtres optiques ont clairement démontré le flux provenant des deux extrémités de la boucle. Selon Bellan, personne n'a jamais utilisé cette technique auparavant. Sur la caméra, le plasma rouge s'écoule dans la boucle à partir d'un pied tandis que le plasma bleu s'écoule simultanément dans la boucle à partir de l'autre extrémité.

"Pour chaque expérience, vous ne verrez que la lumière du côté de l'hydrogène ou alors le côté azote dans les images », explique Stenson. « Mais ces expériences sont très reproductibles, nous pouvons donc superposer des images séparées pour voir les deux plasmas sur une seule image.

Ensuite, le laboratoire de Bellan testera comment deux boucles interagissent l'une avec l'autre. "Nous voulons voir s'ils peuvent fusionner et former une grande boucle", explique Bellan. "Certaines personnes pensent que c'est ainsi que se forment de plus grandes boucles de plasma sur le soleil."


Jusqu'où pouvez-vous voir dans le plasma solaire à un peu moins d'un rayon solaire ? - Astronomie

Jeudi 22 avril 2021 - 17:23 UTC

La région des taches solaires 2816 a produit une éruption solaire C3.9 de longue durée associée à des balayages radio de type II et IV. L'éruption solaire a culminé à 04:35 UTC et a lancé une éjection de masse coronale dans l'espace.

2816 a produit une éruption solaire C3 (avec des balayages de type II et IV) à 04:35 UTC. Un halo partiel faible CME peut être vu laissant le Soleil sur SOHO. Le nuage de plasma a probablement une composante terrestre qui pourrait arriver tard le dimanche 25 avril. Une activité de tempête majeure est cependant peu probable. pic.twitter.com/60svLUbjBf

&mdash SpaceWeatherLive (@_SpaceWeather_) 22 avril 2021

Une éjection de masse coronale (CME) partielle de halo faible et assez lente peut être observée en quittant le Soleil, comme nous pouvons le voir dans le tweet ci-dessus avec l'aimable autorisation de SOHO. Nous voyons une éjection de masse coronale partielle assez large en halo. La majeure partie du nuage semble se diriger vers l'est/sud-est, mais il y a probablement une composante terrestre qui pourrait arriver tard le dimanche 25 avril. Le NOAA SWPC n'a pas encore publié de prédiction pour cet événement, mais compte tenu de la faible vitesse et de la faible signature du halo, nous ne nous attendons pas à beaucoup d'activité géomagnétique une fois que le nuage de plasma passera notre planète. Des conditions géomagnétiques actives (Kp4) sont probables avec une chance de conditions de tempête géomagnétique mineure G1 dans des conditions optimales. La région des taches solaires 2816 s'est légèrement décomposée, mais il reste un certain mélange magnétique parmi les principales taches solaires. Plus d'activité de classe C est possible, mais l'activité de classe M n'est pas probable pour le moment.

Région des taches solaires 2817

L'éruption solaire C3 de la région des taches solaires 2816 est bien sûr le point culminant de la météo spatiale d'aujourd'hui, mais le départ de la région des taches solaires 2817 fait vraiment de son mieux pour attirer notre attention. Pendant qu'il était sur le limbe, il produisait activement des éruptions solaires de classe C. Au moment de la rédaction de cet article, il était responsable de 8 éruptions solaires de classe C, mais aucune d'entre elles ne semble avoir été éruptive. Un développement intéressant mais dommage que cette région transite bientôt de l'autre côté.

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Éjections de masse coronale

Les éjections de masse coronale (CME) sont causées par l'éclatement de champs magnétiques locaux qui ont capturé le plasma (car c'est un gaz chargé et surchauffé qui peut suivre les champs magnétiques) et le libèrent dans l'espace lors d'une gigantesque explosion. Ceux-ci peuvent envoyer de la matière vers la Terre à des vitesses atteignant 3200 Km/s. Lorsque ceux-ci frappent la Terre avec suffisamment d'énergie, ils peuvent causer des problèmes de satellite, de communication et de réseau électrique. Mais ils peuvent offrir la beauté d'une aurore qui peut se produire à des latitudes plus basses atteignant le sud de l'Utah.


Embouteillage du plasma le plus froid du monde

Les images produites par fluorescence induite par laser montrent comment un nuage en expansion rapide de plasma ultrafroid (jaune et or) se comporte lorsqu'il est confiné par un aimant quadripolaire. Des plasmas ultrafroids sont créés au centre de la chambre (à gauche) et se dilatent rapidement, se dissipant généralement en quelques millièmes de seconde. À l'aide de champs magnétiques puissants (roses), les physiciens de l'Université Rice ont piégé et retenu des plasmas ultrafroids pendant plusieurs centièmes de seconde. En étudiant comment les plasmas interagissent avec des champs magnétiques puissants dans de telles expériences, les chercheurs espèrent répondre aux questions de recherche liées à l'énergie de fusion propre, à la physique solaire, à la météo spatiale et plus encore. Crédit : T. Killian/Université Rice

Les physiciens de l'Université Rice ont découvert un moyen de piéger le plasma le plus froid du monde dans une bouteille magnétique, une réalisation technologique qui pourrait faire avancer la recherche sur l'énergie propre, la météo spatiale et l'astrophysique.

"Pour comprendre comment le vent solaire interagit avec la Terre, ou pour générer de l'énergie propre à partir de la fusion nucléaire, il faut comprendre comment le plasma - une soupe d'électrons et d'ions - se comporte dans un champ magnétique", a déclaré le doyen des sciences naturelles, Tom Killian. , l'auteur correspondant d'une étude publiée sur le travail en Lettres d'examen physique.

En utilisant du strontium refroidi au laser, Killian et les étudiants diplômés Grant Gorman et MacKenzie Warrens ont fabriqué un plasma à environ 1 degré au-dessus du zéro absolu, soit environ -272 degrés Celsius, et l'ont piégé brièvement avec les forces des aimants environnants. C'est la première fois qu'un plasma ultrafroid est confiné magnétiquement, et Killian, qui étudie les plasmas ultrafroids depuis plus de deux décennies, a déclaré que cela ouvre la porte à l'étude des plasmas dans de nombreux contextes.

"Cela fournit un banc d'essai propre et contrôlable pour étudier les plasmas neutres dans des endroits beaucoup plus complexes, comme l'atmosphère du soleil ou les étoiles naines blanches", a déclaré Killian, professeur de physique et d'astronomie. "C'est vraiment utile d'avoir le plasma si froid et d'avoir ces systèmes de laboratoire très propres. Commencer avec un système simple, petit, bien contrôlé et bien compris vous permet de supprimer une partie de l'encombrement et de vraiment isoler le phénomène que vous vouloir voir."

C'est important pour le co-auteur de l'étude Stephen Bradshaw, un astrophysicien Rice spécialisé dans l'étude des phénomènes plasmatiques sur le soleil.

"Dans toute l'atmosphère du soleil, le champ magnétique (fort) a pour effet de tout modifier par rapport à ce à quoi vous vous attendriez sans champ magnétique, mais de manière très subtile et compliquée qui peut vraiment vous faire trébucher si vous n'avez pas vraiment bonne compréhension", a déclaré Bradshaw, professeur agrégé de physique et d'astronomie.

Solar physicists rarely get a clear observation of specific features in the sun's atmosphere because part of the atmosphere lies between the camera and those features, and unrelated phenomena in the intervening atmosphere obscures what they'd like to observe.

"Unfortunately, because of this line-of-sight problem, observational measurements of plasma properties are associated with quite a lot of uncertainty," Bradshaw said. "But as we improve our understanding of the phenomena, and crucially, use the laboratory results to test and calibrate our numerical models, then hopefully we can reduce the uncertainty in these measurements."

Plasma is one of four fundamental states of matter, but unlike solids, liquids and gases, plasmas aren't generally part of everyday life because they tend to occur in very hot places like the sun, a lightning bolt or candle flame. Like those hot plasmas, Killian's plasmas are soups of electrons and ions, but they're made cold by laser-cooling, a technique developed a quarter century ago to trap and slow matter with light.

Killian said the quadrupole magnetic setup that was used to trap the plasma is a standard part of the ultracold setup that his lab and others use to make ultracold plasmas. But finding out how to trap plasma with the magnets was a thorny problem because the magnetic field plays havoc with the optical system that physicists use to look at ultracold plasmas.

"Our diagnostic is laser-induced fluorescence, where we shine a laser beam onto the ions in our plasma, and if the frequency of the beam is just right, the ions will scatter photons very effectively," he said. "You can take a picture of them and see where the ions are, and you can even measure their velocity by looking at the Doppler shift, just like using a radar gun to see how fast a car is moving. But the magnetic fields actually shift around the resonant frequencies, and we have to disentangle the shifts in the spectrum that are coming from the magnetic field from the Doppler shifts we're interested in observing."

That complicates experiments significantly, and to make matters even more complicated, the magnetic fields change dramatically throughout the plasma.

Rice University graduate student MacKenzie Warrens adjusts a laser-cooling experiment in Rice’s Ultracold Atoms and Plasmas Lab. (Photo by Jeff Fitlow/Rice University)

"So we have to deal with not just a magnetic field, but a magnetic field that's varying in space, in a reasonably complicated way, in order to understand the data and figure out what's happening in the plasma," Killian said. "We spent a year just trying to figure out what we were seeing once we got the data."

The plasma behavior in the experiments is also made more complex by the magnetic field. Which is precisely why the trapping technique could be so useful.

"There is a lot of complexity as our plasma expands across these field lines and starts to feel the forces and get trapped," Killian said. "This is a really common phenomenon, but it's very complicated and something we really need to understand."

One example from nature is the solar wind, streams of high-energy plasma from the sun that cause the aurora borealis, or northern lights. When plasma from the solar wind strikes Earth, it interacts with our planet's magnetic field, and the details of those interactions are still unclear. Another example is fusion energy research, where physicists and engineers hope to recreate the conditions inside the sun to create a vast supply of clean energy.

Killian said the quadrupole magnetic setup that he, Gorman and Warrens used to bottle their ultracold plasmas is similar to designs that fusion energy researchers developed in the 1960s. The plasma for fusion needs to be about 150 million degrees Celsius, and magnetically containing it is a challenge, Bradshaw said, in part because of unanswered questions about how the plasma and magnetic fields interact and influence one another.

"One of the major problems is keeping the magnetic field stable enough for long enough to actually contain the reaction," Bradshaw said. "As soon as there's a small sort of perturbation in the magnetic field, it grows and 'pfft,' the nuclear reaction is ruined.

"For it to work well, you have to keep things really, really stable," he said. "And there again, looking at things in a really nice, pristine laboratory plasma could help us better understand how particles interact with the field."


Table top plasma gets wind of solar turbulence

(a) A pump pulse creates the plasma on a solid while a probe pulse monitors the time evolution. The top panel in b shows the spatially randomized magnetic field in the plasma while the figure at the bottom shows the power spectrum of the magnetic field (magnetic energy density variation of with inverse of spatial length. The curve indicates magnetic turbulence in the plasma and mimics that from the solar wind. Credit: G. Chatterjee et al., Communication Nature, 10.1038/NCOMMS15970

Scientists from India and Portugal recreated solar turbulence on a tabletop using a high intensity ultrashort laser pulse to excite a hot, dense plasma and followed the evolution of the giant magnetic field generated by the plasma dynamics. This opens the possibility of studying astrophysical phenomena like the evolution of stars, in the lab.

Turbulent magnetic field dynamics that explain astrophysical phenomena like the evolution of stars have thus far been obtained only through observations via telescopes and satellites. Now, a team of scientists from India and Portugal have recreated such magnetic turbulence on a tabletop in the lab, using a high intensity ultrashort laser pulse to excite a hot, dense plasma on a solid surface and followed the extremely fast evolution of the giant magnetic field generated by the plasma dynamics. This groundbreaking study will be published in Communication Nature le 30 juin.

Turbulence is everywhere—from tea cups to tokamaks and from water jets to weather systems, it is something we all see and experience. Yet, even after centuries of serious scientific study, fluid turbulence is still not properly understood. While it is difficult to define turbulence simply, it has many recognizable features, the most common being the fluctuations in parameters like velocity and pressure, indicating randomization of the flow.

Turbulence is not all bad and destructive, despite phenomena like air turbulence on a flight during bad weather. One good feature is that it enables much faster mixing than possible with only normal, slow diffusion. For instance, the sugar added to a cup of tea would take hours or days to disperse undisturbed, but stirring makes the tea turbulent, resulting in fast mixing at the molecular level. Turbulence also helps in mixing fuel and oxygen for efficient combustion in engines.

Much of our universe consists of highly ionized gas known as plasma, which can often be extremely hot and swirling at unimaginable speeds. Turbulence in a plasma is much more complex than that in neutral hydrodynamic fluids. In a charged plasma environment, the negatively charged, light electrons and positive heavy ions respond at vastly different length and time scales. The motion of these charged species is governed by electromagnetic forces and the current flow through the charge particle dynamics leads to magnetic field generation. Therefore, the randomness of magnetic fields often mimics the fluid turbulence in plasmas.

The team of scientists leading this new study find that the turbulence in the magnetic field is initially driven by the electrons (at a trillionth of a second) and the ions step in and take over at longer times. This is the first time such a 'relay race' involving two different species has been glimpsed. Further, these lab observations have an uncanny resemblance to the satellite data on the magnetic field spectra measured for turbulent astrophysical plasmas in the solar wind, solar photosphere and Earth's magnetosheath. Although in the laser experiment the electrons in the plasma are initially energised, the ion dominant response that kicks in at later times shows spectral features similar to those in the astro systems. These experiments thus establish clear connections between the two scenarios, even though the driver of turbulence in the lab plasma is very different from that in the astrophysical system.


How far can you see in solar plasma at just under 1 solar radius? - Astronomie

Tuesday, 20 April 2021 - 18:26 UTC

Surprise surprise! Sunspot region 2816 produced an M1.1 solar flare which peaked at 23:42 UTC. This is the first M-class solar flare since 29 November and the third M-class solar flare of Solar Cycle 25 thus far. Our Sun decided to wake up as we now all of a sudden have three numbered sunspot regions on the earth-facing solar disk.

Associated with the M1.1 solar flare (R1-minor) were Type II and Type IV radio emissions which indicates the launch of a coronal mass ejection. SOHO/LASCO (see the tweet below) confirms the launch of a slow and narrow plasma cloud which shows up as a partial halo going to the east on these images as seen from Earth's point of view. While sunspot region 2816 was just east of the Sun's central meridian, based on the images from SOHO we do think it is unlikely that the plasma cloud will arrive at Earth.

The M1.1 solar flare from sunspot region 2816 was associated with a narrow and slow coronal mass ejection that is not expected to arrive at Earth.

Sunspot region 2817 is at the moment the most likely candidate to produce M-class activity after strong spot development today. pic.twitter.com/94zzLKzn9Z

&mdash SpaceWeatherLive (@_SpaceWeather_) April 20, 2021

While it was sunspot region 2816 that gave us the M-class solar flare, it is sunspot region 2817 that seen the most significant growth during the past few hours and it is this region that is the most likely candidate to produce C or perhaps even a low-level M-class solar flares in the next 24 hours. Sunspot region 2817 has also been the source today of numerous B-class solar flares. Good to see some Solar Cycle 25 action after this long period with hardly any solar activity at all!

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