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Il y a deux fentes et deux fentes sur EIS, s'agit-il simplement de quatre types de grilles ?
Vous pouvez revenir en arrière et référencer l'article publié sur ce télescope. Plus précisément, c'est Culhane et al. 2007. Cet article parle du télescope dans son ensemble, cependant l'article décrivant l'optique est Korendyke et al. (2006). Malheureusement, ce papier d'optique est derrière un paywall.
Dans l'article de Culhane, dans la section 3, ils décrivent le mécanisme de fente comme
Les temps d'exposition sont contrôlés par un obturateur rotatif tandis qu'un mécanisme d'échange de fentes peut permettre la sélection de quatre ouvertures possibles - deux fentes spectrales et deux fentes d'imagerie spectrale.
C'est à peu près autant de détails qu'ils en donnent, sauf pour noter dans le tableau 1 que les largeurs de fente et de fente sont de 1, 2, 40 et 266 arcsec.
Dans l'article sur l'optique de Korendyke, ils donnent un peu plus de détails.
La lumière passant à travers la fente est dispersée et réimagée stigmatiquement par le réseau toroïdal sur deux détecteurs CCD de 1024 x 2048 pixels. La mise au point de la grille peut être réglée à distance avec un mécanisme. En vol, le miroir sera tourné par incréments d'environ 0,125 seconde d'arc autour de l'axe Y [solaire nord-sud (N-S)] pour échantillonner différentes structures de la surface solaire avec la fente. Les spectrohéliogrammes haute résolution (images raster) sont formés en déplaçant régulièrement l'image solaire par incréments fins sur la fente du spectrographe et en prenant des expositions répétées. Un mécanisme d'échange permet de choisir entre deux fentes (1 et 2 sec d'arc de large) et deux fentes (40 ou 266 sec d'arc de large). Les observations des fentes du disque solaire produisent des images spectralement pures de grandes zones du disque dans des lignes d'émission solaire lumineuses à chaque exposition. Les images de fente présentent un flou spatial modeste le long de la direction de dispersion.
Pour compléter, ils comprennent également le schéma ci-dessous de l'optique.
A la lecture de tout cela, il me semble que les différentes largeurs de fente/fente sont conçues pour prendre différents types d'images/spectres, soit de zones très focalisées, à instance unique (comme avec les fentes) ou bien de grandes régions ( en utilisant les fentes).
Quelle est la fente et la fente sur l'instrument EIS (spectromètre d'imagerie EUV) de Hinode ? - Astronomie
Afin de comprendre la phase de début d'une éruption solaire, les mesures des paramètres du plasma dans les premières phases sont essentielles pour contraindre les modèles. Il existe actuellement deux types d'instruments qui nous permettent de faire de telles mesures : les imageurs à bande étroite et les spectromètres. Dans le premier cas, même les filtres à bande étroite contiennent plusieurs raies d'émission, créant une certaine confusion de température. Avec les imageurs, cependant, des cadences rapides sont réalisables et le champ de vision peut être large. Les vitesses des structures en éruption peuvent être mesurées par le suivi des caractéristiques. Dans le cas du spectromètre, les spectromètres à fente peuvent fournir des images spectralement pures en « tramant » la fente pour construire une image. Cette méthode offre une résolution temporelle limitée, mais les paramètres du plasma peuvent être mesurés avec précision, y compris les vitesses le long de la ligne de visée. Les deux méthodes ont des avantages et sont souvent utilisées en tandem. Dans cet article, nous démontrons pour la première fois que les données de la fente large du spectromètre d'imagerie Hinode EUV, ainsi que les données d'imagerie de l'AIA, peuvent être utilisées pour déconvoluer les informations de vitesse au début d'une éruption, fournissant des vitesses en ligne de mire. à travers un champ de vision étendu. En utilisant les données de fente He II 256 Å au début de l'éruption, nous observons un élargissement ou un déplacement de la raie d'émission jusqu'à ±280 km s -1 . Ceux-ci sont vus à différents endroits - le plasma décalé vers le rouge est vu là où la source de rayons X durs est vue plus tard (site de dépôt d'énergie). De plus, le plasma décalé vers le bleu montre le début très précoce de la montée rapide du filament.
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Quelle est la fente et la fente sur l'instrument EIS (spectromètre d'imagerie EUV) de Hinode ? - Astronomie
Les données ont été obtenues à l'aide de l'instrument EUV Imaging Spectrometer (EIS) sur Hinode. La boucle en cours d'analyse a été observée par EIS le 1er mai 2007. L'objectif de ce projet est d'analyser les données obtenues par l'instrument EIS afin de déterminer la température et la densité de la boucle coronale. L'intensité de fond a été soustraite de l'intensité des pixels de la boucle afin d'isoler l'émission de la boucle. Les intensités des raies spectrales de chaque pixel de boucle ont été analysées pour déterminer quelles raies spectrales avaient une contribution significative à l'intensité de la boucle. Les intensités observées de ces lignes significatives ont ensuite été utilisées pour créer une courbe de mesure d'émission différentielle (DEM) pour s'adapter au mieux à l'émission de pixels de la boucle. L'analyse de la densité a été effectuée à l'aide de la base de données de physique atomique du CHIANTI ainsi que des rapports d'intensité mesurés des raies sensibles à la densité. Les courbes DEM et l'analyse de densité pour le pixel de boucle indiquent un profil de température multi-thermique. La recherche en physique solaire à l'Université de Memphis est soutenue par NSF ATM-0402729 avec Hinode sous-traité par la NASA/SAO.
Titre : Mesure des vitesses au début d'une éruption : Utilisation des données « Overlappogram » de Hinode EIS
Afin de comprendre la phase de début d'une éruption solaire, les mesures des paramètres du plasma dans les premières phases sont essentielles pour contraindre les modèles. Il existe actuellement deux types d'instruments qui nous permettent de faire de telles mesures : les imageurs à bande étroite et les spectromètres. Dans le premier cas, même les filtres à bande étroite contiennent plusieurs raies d'émission, créant une certaine confusion de température. Avec les imageurs, cependant, des cadences rapides sont réalisables et le champ de vision peut être large. Les vitesses des structures en éruption peuvent être mesurées par le suivi des caractéristiques. Dans le cas du spectromètre, les spectromètres à fente peuvent fournir des images spectralement pures en « tramant » la fente pour construire une image. Cette méthode offre une résolution temporelle limitée, mais les paramètres du plasma peuvent être mesurés avec précision, y compris les vitesses le long de la ligne de visée. Les deux méthodes ont des avantages et sont souvent utilisées en tandem. Dans cet article, nous démontrons pour la première fois que les données de la fente large du spectromètre d'imagerie Hinode EUV, ainsi que les données d'imagerie de l'AIA, peuvent être utilisées pour déconvoluer les informations de vitesse au début d'une éruption, fournissant des vitesses en ligne de mire. à travers un champ de vision étendu. En utilisant les données de fente He ii 256 Å au début de l'éruption, nous observons un élargissement ou un (des) décalage(s) de la raie d'émission jusqu'à ± 280 km s. Ceux-ci sont vus à différents endroits - le plasma décalé vers le rouge est vu là où la source de rayons X durs est vue plus tard (site de dépôt d'énergie). De plus, le plasma décalé vers le bleu montre le début très précoce de la montée rapide du filament. « moins
Le spectromètre imageur dans l'ultraviolet extrême combine, pour la première fois, une haute résolution spectrale, spatiale et temporelle dans un instrument d'ultraviolet solaire extrême basé sur un satellite. La conception optique de l'instrument consiste en un télescope à miroir paraboloïde hors axe à revêtement multicouche suivi d'un spectromètre à réseau toroïdal. L'instrument comprend des filtres en aluminium à couche mince pour rejeter le rayonnement solaire de longueur d'onde plus longue et utilise des détecteurs CCD au plan focal. Le miroir du télescope est articulé pour permettre l'échantillonnage d'une grande partie de la surface solaire à partir d'une seule position de pointage d'engin spatial. Les images monochromatiques sont obtenues soit en tramant l'image solaire à travers la fente d'entrée étroite, soit en utilisant une fente large ou une fente à la place de la fente. Des images monochromatiques de la région centrée sur la fente sont obtenues en une seule pose. La moitié de chaque optique est revêtue pour maximiser la réflectance à 195 angströms, l'autre moitié est revêtue pour maximiser la réflectance à 270 angströms. Les deux bandes de longueur d'onde EUV ont été sélectionnées pour optimiser les capacités de diagnostic spectroscopique du plasma. Un soin particulier a été pris pour choisir des gammes de longueurs d'onde avec des raies d'émission relativement brillantes pour obtenir une ligne de visée précise et des mesures de vitesse du plasma en vrac turbulent à partir des profils de raies observés. La gamme spectrale EIS contient des raies d'émission formées sur une gamme de températures d'environ 10 5 à 10 7 K. La couverture de longueur d'onde comprend également plusieurs paires de raies d'émission sensibles à la densité. Ces paires de lignes fournissent des diagnostics de densité indépendants de la résolution spatiale aux températures et densités coronales nominales. Chaque bande de longueur d'onde est imagée sur un détecteur CCD séparé. Les principales caractéristiques de l'instrument EIS sont : les bandes de longueur d'onde -- 180 - 204 angström et 250 - 290 angström résolution spectrale -- 0,0223 angström/pixel (23 - 34 km/seconde-pixel) dimensions des fentes -- 4 fentes : 1 X 1024 arc- secondes et 50 X 1024 secondes d'arc avec deux positions non spécifiées à ce jour plage de trame fine -- >6 minutes d'arc sur la plage de trame grossière du soleil -- > 1600 secondes d'arc sur le plus grand champ de vision spatial du soleil en une seule exposition -- Résolution temporelle nominale de 50 X 1024 secondes d'arc pour les études de vitesse de la région active -- 3,4 s. Le lancement du satellite Solar-B est prévu en août 2005 sur une orbite héliosynchrone nominale de 600 km. Accès instantané à l'intégralité de l'article PDF. Le calcul des taxes sera finalisé lors du paiement. Accès en ligne immédiat à tous les numéros à partir de 2019. L'abonnement se renouvellera automatiquement chaque année. Le calcul des taxes sera finalisé lors du paiement. Dans cette section, les différentes options pour les spectromètres EUV et SXR sont discutées. La résolution spatiale est nécessaire pour mesurer la morphologie et l'évolution de la plupart des caractéristiques solaires, de sorte que les options utilisées dans les régions EUV et SXR sont discutées dans la section 5.2. Une large gamme de détecteurs est utilisée dans ces régions de longueur d'onde et est brièvement résumée dans la section 5.3. La résolution spatiale est généralement donnée sous forme de résolution angulaire en secondes d'arc, avec 1 ′′ correspondant à 725 km sur le Soleil pour un observatoire à 1 UA. La résolution spectrale est définie par le rapport de la longueur d'onde d'une raie d'émission à sa largeur instrumentale, c'est-à-dire λ/Δλ, bien que pour les rayons X, la longueur d'onde soit souvent substituée à l'énergie et donc la résolution est donnée par E/ΔE. En général, des résolutions spatiales et spectrales plus élevées sont plus faciles à atteindre à des longueurs d'onde plus longues. Ainsi, IRIS a atteint une résolution spatiale de 0,4 ′′ et une résolution spectrale de 50 000 autour de 1 300𠄱,400 Å, tandis que EIS a atteint 3 ′′ et 3 000, respectivement autour de 200 Å. Les spectromètres à cristal SXR peuvent atteindre des résolutions spectrales de ϡ 000 mais sans capacité d'imagerie. L'objectif ultime de l'observation solaire à n'importe quelle longueur d'onde est d'effectuer simultanément une imagerie et une spectroscopie 2D haute résolution x02014 spectroscopie intégrale de champ. C'est-à-dire que chaque pixel d'une image 2D aura son propre spectre haute résolution avec lequel appliquer des diagnostics plasma. Aux longueurs d'onde SXR, les pixels d'un détecteur peuvent avoir une capacité de résolution en énergie intrinsèque et les options sont discutées dans la section 5.3. Pour l'EUV et les longueurs d'onde plus longues, la solution pour l'imagerie et la spectroscopie simultanées consiste à reconfigurer l'image 2D de telle sorte que les pixels individuels puissent être traités via une configuration de détecteur à fente standard, puis reconstitués dans un image par un logiciel de traitement. La section 7.1 décrit un nouveau concept d'instrument qui utilisera cette approche. Ce type de spectroscopie intégrale de champ a été bien testé pour les télescopes d'astronomie au sol utilisant des réseaux de microlentilles, des câbles à fibres optiques et des trancheurs d'images (par exemple, Lee et al., 2001). Le problème aux longueurs d'onde EUV est que les flux de photons sont faibles et que la reconfiguration de l'image d'entrée nécessite des éléments optiques supplémentaires qui réduiraient le débit de l'instrument. La deuxième meilleure approche de la spectroscopie de champ intégrale est spectroscopie à fente d'imagerie, où le Soleil est imagé à travers une fente étroite et l'image est dispersée dans la direction perpendiculaire à la fente avec un réseau. Cela conduit à une image bidimensionnelle sur le détecteur qui a une longueur d'onde dans une direction et des informations spatiales dans l'autre. Le premier spectromètre à fente d'imagerie solaire dans l'EUV était HRTS, une expérience de fusée volée plusieurs fois entre 1975 et 1992. Les premiers spectromètres à fente d'imagerie d'engin spatial étaient CDS, SUMER et UVCS sur SOHO. Aucun spectromètre à fente dans la région SXR n'a encore été piloté. Le principal inconvénient des spectromètres à fente est que, pour créer des images bidimensionnelles, la fente doit être balayée étape par étape pour créer un raster. Une région solaire active a généralement une taille d'environ 200 ′′ et donc un balayage avec une fente de 1 ′′ avec des temps d'exposition de 30 s prendrait 100 min. Pour cette raison, un spectromètre à fente est mieux utilisé en tandem avec un instrument d'imagerie coronale de sorte que le spectromètre observe un champ de vision relativement petit et que l'évolution puisse être mise en contexte avec les images de la région active. Sans fente, un spectromètre imageur produit des "Coverlappograms" : chaque raie d'émission du spectre produira sa propre image du Soleil qui apparaîtra ensuite côte à côte dans l'image du détecteur, espacée des séparations de longueur d'onde de les lignes. Cela a été le plus connu avec l'instrument S082A sur Skylab dans les années 1970 (Figure 1). Les instruments CDS et EIS étaient tous deux équipés d'options “slot”, c'est-à-dire des fentes nettement plus larges que les résolutions spectrales des instruments, produisant ainsi des images rectangulaires à l'emplacement de chaque ligne. Pour les lignes fortes et relativement isolées, les images sont pour la plupart pures et peuvent être utilisées pour une analyse scientifique (par exemple, Ugarte-Urra et al., 2009). Comme indiqué plus loin dans cet article, des conceptions de spectromètres sans fente sont envisagées pour plusieurs concepts de mission, principalement pour contourner les problèmes de champ de vision limité des spectromètres à fente. Figure 1. UNE Skylab chevauchement S082A du 26 janvier 1974 à 22h35 TU. La longueur d'onde augmente de gauche à droite. L'image lumineuse du demi-soleil à gauche est de O IV .4, et l'image partielle lumineuse à droite est O V .7. L'image la plus lumineuse à gauche du centre est de He je .3. Des spectromètres sans résolution spatiale intrinsèque sont utilisés pour les mesures d'irradiance solaire et nécessitent par conséquent un étalonnage radiométrique précis. La résolution spectrale est généralement faible, mais l'instrument EVE (Woods et al., 2012) sur SDO a atteint des résolutions de 100𠄱,000 dans la gamme 100𠄱,000 Å, ce qui a été suffisant pour mesurer les décalages Doppler dans certains circonstances (Hudson et al., 2011). Aux longueurs d'onde SXR, les éruptions solaires sont généralement l'objectif principal et, comme l'émission provient en grande partie d'une seule source compacte, des mesures spectroscopiques précieuses peuvent être effectuées sans avoir besoin d'imagerie. Ces dernières années, le développement de spectromètres à rayons X très compacts permet d'obtenir des spectres solaires SXR avec des missions à faible coût, comme décrit dans la section 9.1. La figure 2 illustre les méthodes utilisées pour focaliser les rayonnements EUV et SXR. La méthode préférée consiste à utiliser des réflexions d'incidence normales du ou des miroirs, mais cela n'est possible qu'au-dessus de 50 Å. En dessous de cette longueur d'onde, le rayonnement entrant est simplement absorbé par la surface.Entre 50 et 500 Å, les optiques à incidence normale ne sont possibles qu'en appliquant des revêtements multicouches sur les surfaces. Ce sont des couches alternées d'un élément lourd et léger (Mb et Si sont des choix courants) qui conduisent à une réflectivité fortement améliorée sur une plage de longueurs d'onde étroite (généralement 10% de la longueur d'onde centrale). Les premiers télescopes solaires à utiliser des revêtements multicouches ont été pilotés sur des fusées-sondes du milieu à la fin des années 1980 (Underwood et al., 1987 Walker et al., 1988) et une résolution spatiale inférieure à la seconde d'arc a été démontrée (Golub et al. , 1990). Les revêtements multicouches sont idéaux pour l'imagerie solaire car ils produisent naturellement une bande passante étroite qui peut être réglée sur des raies d'émission spécifiques dans le spectre EUV. Le premier télescope imageur multicouche embarqué sur un vaisseau spatial était EIT (Delaboudinière et al., 1995) sur SOHO, lancé en 1995, suivi de TRACE en 1998, EUVI sur le vaisseau spatial STEREO en 2006, SWAP sur le vaisseau spatial Proba-2 en 2009 (Seaton et al., 2013), AIA sur le vaisseau spatial SDO en 2010 (Lemen et al., 2012), SUVI sur le vaisseau spatial GOES-16 et 17 en 2016 et 2018 (Vasudevan et al., 2019), et EUI sur Solar Orbiter en 2020 (Rochus et al., 2020). L'utilisation de revêtements multicouches pour la spectroscopie a été lancée avec le programme de fusée SERTS (Davila et al., 1993) et le premier spectromètre de vaisseau spatial à les utiliser était EIS sur Hinode (Culhane et al., 2007). La meilleure résolution spatiale actuellement possible avec des optiques à incidence normale dans l'EUV et le SXR est d'environ 0,1 ′′ , ce qui est limité par le coût associé à la figuration de grands miroirs. La fusée-sonde Hi-C a atteint 0,3 ′′ (Kobayashi et al., 2014). Figure 2. Un guide simple des techniques d'imagerie utilisées dans les régions de longueur d'onde EUV et SXR. Les lignes bleues correspondent aux trajets des rayons et les lignes noires aux éléments optiques. Au-dessus de 500 Å, des revêtements optiques à large bande peuvent être utilisés, offrant une sensibilité élevée et relativement uniforme sur une large plage de longueurs d'onde, ce qui est particulièrement utile pour la spectroscopie. Les exemples incluent SUMER sur SOHO et IRIS. En dessous de 50 Å, l'imagerie directe nécessite une optique à incidence rasante. Comme illustré sur la figure 2, le rayonnement entrant est focalisé sur une paire de miroirs qui sont généralement mis en œuvre dans une conception cylindrique (un télescope de type Wolter), avec de multiples cylindres concentriques augmentant la surface efficace. Le XRT sur Hinode est un exemple de cette conception. L'inconvénient de l'incidence rasante est que les irrégularités sur les surfaces optiques sont amplifiées, ce qui conduit à des performances d'imagerie inférieures à celles des optiques à incidence normale. XRT a atteint une résolution de 2 ′′, qui se compare à 0,3 ′′ pour le télescope de fusée-sonde Hi-C (Kobayashi et al., 2014), qui est actuellement la meilleure performance pour un télescope solaire multicouche EUV. Les collimateurs sont l'option la moins attrayante pour l'imagerie, mais sont souvent nécessaires aux longueurs d'onde des rayons X. Au plus grossier, ils atteignent une résolution spatiale simplement en restreignant le champ de vision. Une approche plus sophistiquée a été utilisée par RHESSI (Lin et al., 2002), qui disposait de deux grilles de collimation. En faisant tourner le vaisseau spatial en continu toutes les 4 s, un modèle de modulation est construit qui peut être inversé pour donner une image du Soleil. Une résolution spatiale jusqu'à 2 ′′ peut être obtenue de cette façon, mais la méthode a des limites en raison de la faible plage dynamique et de la difficulté de résoudre plusieurs sources. Notez qu'une approche de collimateur est nécessaire dans la région de longueur d'onde des rayons X durs, donc l'optique d'incidence rasante n'était pas une option pour RHESSI. Une étape au-delà de l'optique d'incidence normale est l'utilisation de plaques de zone de Fresnel (FZP) ou de tamis à photons, qui pourraient donner des résolutions spatiales de l'ordre de 10 00027 millisecondes, c'est-à-dire une amélioration d'un ordre de grandeur par rapport au meilleur actuellement atteint dans l'EUV. Le FZP est une optique diffractive idéalisée constituée d'une plaque circulaire avec des anneaux concentriques découpés. Le placement des anneaux est choisi pour permettre une interférence constructive de la lumière transmise pour produire une image focalisée. En pratique, les anneaux sont remplacés par des cercles de points ou de petites fentes d'où le nom de tamis à photons ”— et ils ont d'abord été discutés en termes d'imagerie par rayons X par Kipp et al. (2001). Le principal inconvénient des tamis à photons est que le télescope a besoin d'une très longue distance focale de 100 m ou plus pour atteindre la résolution spatiale la plus élevée. Cela nécessite une mission de vol en formation de haute précision. Par exemple, pour produire des images nettes, les déplacements transversaux du vaisseau spatial optique doivent être maintenus à la taille d'un pixel du détecteur, qui est généralement d'environ 10 μm. Cette technologie est désormais disponible et, avec la technologie des tamis à photons, est activement poursuivie par la NASA (par exemple, Davila, 2011 Calhoun et al., 2018). En termes de spectroscopie, un tamis à photons est intéressant car un ajustement de la distance focale peut conduire à un échantillonnage de différentes parties d'une raie d'émission, révélant ainsi un plasma décalé vers le rouge ou décalé vers le bleu. La première mission solaire à utiliser un tamis à photons sera VISORS, un projet CubeSat financé par la NSF et dirigé par l'Université de l'Illinois à Urbana-Champaign avec une date de lancement en 2023. Il se composera de deux CubeSats volant en formation. L'un accueillera le détecteur et l'autre le tamis à photons. Le Il II La ligne 304 Å est ciblée et une séparation de 40 m de l'engin spatial couplée à un tamis de 75 mm de diamètre donnera une résolution spatiale, au mieux, d'environ 0,1 ′′ . Les CCD sont les capteurs standard utilisés pour la spectroscopie d'imagerie EUV et SXR. Ils sont généralement utilisés dans une configuration rétro-éclairée et sont directement sensibles aux photons entrants. À des longueurs d'onde supérieures à environ 500 Å, cependant, la sensibilité diminue et il est courant d'utiliser une plaque à microcanaux pour convertir les photons en nuages d'électrons. Ceux-ci peuvent ensuite être détectés directement avec un détecteur d'anode, comme pour les instruments SUMER et UVCS sur SOHO (Kohl et al., 1995 Wilhelm et al., 1995), ou convertis en photons visibles via un écran phosphore puis détectés avec un CCD, qui a été fait pour CDS sur SOHO (Harrison et al., 1995). Le temps de lecture des CCD est lent. Par exemple, les détecteurs 4k × 4k de l'instrument AIA sur SDO prennent environ 3 s. Les capteurs CMOS (également appelés capteurs de pixels actifs, APS) ont des performances de lecture beaucoup plus rapides et sont susceptibles d'être utilisés plus largement au cours de la prochaine décennie. Comme les CCD, ils peuvent être utilisés dans une configuration rétro-éclairée, comme l'a démontré l'EUI sur Solar Orbiter (Rochus et al., 2020). Un autre avantage est qu'ils sont beaucoup plus robustes aux environnements de rayonnement difficiles, c'est pourquoi ils ont été utilisés pour les instruments d'imagerie à bord de Solar Orbiter et PSP, qui fonctionnent bien au-delà de la bulle protectrice de la magnétosphère terrestre. Les détecteurs CCD et CMOS offrent une résolution en énergie dans la région SXR, car les détecteurs sont capables de mesurer le nombre de paires électron-trou créées dans le silicium par les photons entrants (la ligne Lyman- x003B1 de Fe XXVI produit près de 2000 paires, par exemple). La résolution spectrale est limitée à environ 100 eV. La combinaison d'un CCD ou CMOS avec un télescope de focalisation permet la spectroscopie d'imagerie et des exemples sont discutés dans les sections 9.4, 9.6.1 et 9.6.2. Les détecteurs de rayons X compacts au silicium de la société AMPTEK se sont avérés très efficaces pour obtenir des spectres de rayons X solaires mous à résolution modérée et moyennés sur disque à partir d'un boîtier de dimensions 縕 mm. Un détecteur a été utilisé pour la première fois lors de la mission astéroïde NEAR de la NASA en 1996 afin de mesurer le flux de rayons X solaires. Cette mesure est souvent importante pour les missions scientifiques planétaires, car les rayons X solaires illuminent la surface du corps et le spectre de rayons X fluorescent résultant conduit à des données de composition précieuses. Des détecteurs similaires ont également été embarqués sur SMART-1, Chandrayaan-1 (les deux missions lunaires) et la mission Mercury MESSENGER. Les données solaires se sont avérées précieuses pour les études sur les éruptions solaires (par exemple, Dennis et al., 2015). Le vaisseau spatial planétaire le plus récent doté d'un spectromètre à rayons X solaire est la mission indienne Chandrayaan-2 (Mithun et al., 2020), qui a été lancée en 2019. Les détecteurs AMPTEK sont soit des détecteurs PIN au silicium (Si-PIN) soit des détecteurs de dérive au silicium (SDD) et ils sont tous deux disponibles dans une configuration tout-en-un appelée X-123. Les SDD sont plus chers mais permettent des taux de comptage plus élevés et une résolution spectrale légèrement meilleure. La couverture spectrale est généralement de 1 & 0201320 keV et la résolution est d'environ E/ΔE = 30, ce qui est suffisant pour résoudre les caractéristiques spectrales à partir desquelles les abondances d'éléments peuvent être dérivées (Dennis et al., 2015 Moore et al., 2018). En termes de missions solaires, l'instrument SphinX (Gburek et al., 2013) à bord de la mission russe CORONAS-Photon utilisait une version antérieure du détecteur AMPTEK, tandis que le X-123 était embarqué sur les MinXSS-1 et 2 Cubesats ( Moore et al., 2018) en 2016 et 2018, bien que ce dernier ait échoué avant que les données puissent être obtenues. Les nouvelles missions sont décrites dans la section 9.1. Les détecteurs à microcalorimètre constitueraient une percée pour la spectroscopie solaire SXR, avec une amélioration de la résolution énergétique de deux ordres de grandeur par rapport aux détecteurs au silicium. Ils peuvent être disposés dans un format de réseau, produisant ainsi une imagerie 2D simultanée et des spectres haute résolution lorsqu'ils sont combinés avec un télescope imageur. Le développement s'est jusqu'à présent concentré sur les missions d'astronomie à rayons X et le vaisseau spatial japonais d'astrophysique Hitomi a été le premier à exploiter avec succès un microcalorimètre dans le cadre du spectromètre à rayons X mous (SXS). Malheureusement Hitomi péri après avoir obtenu une seule observation de l'amas de galaxies de Persée (Hitomi Collaboration et al., 2016). Le SXS avait un réseau de 6 pixels 2D avec une résolution en énergie de 7 eV entre 0,3 et 12 keV (Takahashi et al., 2018), ce qui est comparable aux spectromètres à cristal (section 9.2). Les taux de comptage élevés du Soleil posent un problème pour les microcalorimètres par rapport à d'autres sources astrophysiques, et les progrès du développement sont à la traîne par rapport à ceux de l'astrophysique. Une discussion sur les possibilités scientifiques des microcalorimètres est donnée dans le Livre blanc de Laming et al. (2010), tandis que les aspects techniques sont traités dans Bandler et al. (2010) et Bandler et al. (2013). Résultats de recherche : Contribution à la revue › Article › peer-review T1 - Spectroscopie d'imagerie solaire sans fente N2 - Les spectromètres fournissent nos diagnostics les plus détaillés du plasma coronal solaire, et les données spectrales sont couramment utilisées pour mesurer la température, la densité et la vitesse d'écoulement dans les caractéristiques coronales. Cependant, les spectrographes souffrent d'un champ de vision instantané (IFOV) limité. Inversement, les instruments d'imagerie peuvent fournir un IFOV relativement grand, mais l'imagerie multicouche dans l'ultraviolet extrême (EUV) offre une résolution spectrale très limitée. Dans cet article, nous suggérons un concept d'instrument qui combine le grand IFOV d'un imageur avec la capacité de diagnostic d'un spectrographe, développons un nouveau modèle paramétrique pour décrire l'instrument et évaluons une nouvelle méthode pour « déconvoluer » les données d'un tel instrument. . Pour démontrer le principe de fonctionnement de ce nouvel instrument de spectroscopie sans fente, des données raster spectroscopiques réelles du spectromètre d'imagerie Hinode/EUV (EIS) sont utilisées. Nous supposons que des observations dans plusieurs ordres spectraux sont obtenues, puis utilisons une nouvelle méthode de problème inverse pour déduire les propriétés spectrales. Contrairement aux méthodes précédentes, les contraintes physiques et la régularisation dérivées des connaissances antérieures peuvent être naturellement intégrées dans le processus de résolution. Nous constatons que la fidélité de la solution est considérablement améliorée par rapport aux méthodes précédentes. Les erreurs ne sont généralement que de quelques km s-1 sur un grand IFOV, avec une largeur de quelques centaines de pixels et une hauteur arbitrairement grande. Ces erreurs ne sont pas beaucoup plus importantes que les erreurs des instruments spectroscopiques à fente actuels avec un IFOV limité. Un autre avantage est que les performances des instruments candidats peuvent être optimisées pour des objectifs scientifiques spécifiques. Nous démontrons cela en dérivant des valeurs optimales pour la dispersion spectrale et le rapport signal/bruit. AB - Les spectromètres fournissent nos diagnostics les plus détaillés du plasma coronal solaire, et les données spectrales sont couramment utilisées pour mesurer la température, la densité et la vitesse d'écoulement dans les caractéristiques coronales. Cependant, les spectrographes souffrent d'un champ de vision instantané (IFOV) limité. Inversement, les instruments d'imagerie peuvent fournir un IFOV relativement grand, mais l'imagerie multicouche dans l'ultraviolet extrême (EUV) offre une résolution spectrale très limitée. Dans cet article, nous suggérons un concept d'instrument qui combine le grand IFOV d'un imageur avec la capacité de diagnostic d'un spectrographe, développons un nouveau modèle paramétrique pour décrire l'instrument et évaluons une nouvelle méthode pour « déconvoluer » les données d'un tel instrument. . Pour démontrer le principe de fonctionnement de ce nouvel instrument de spectroscopie sans fente, des données raster spectroscopiques réelles du spectromètre d'imagerie Hinode/EUV (EIS) sont utilisées. Nous supposons que des observations dans plusieurs ordres spectraux sont obtenues, puis utilisons une nouvelle méthode de problème inverse pour déduire les propriétés spectrales. Contrairement aux méthodes précédentes, les contraintes physiques et la régularisation dérivées des connaissances antérieures peuvent être naturellement intégrées dans le processus de résolution. Nous constatons que la fidélité de la solution est considérablement améliorée par rapport aux méthodes précédentes. Les erreurs ne sont généralement que de quelques km s-1 sur un grand IFOV, avec une largeur de quelques centaines de pixels et une hauteur arbitrairement grande. Ces erreurs ne sont pas beaucoup plus importantes que les erreurs des instruments spectroscopiques à fente actuels avec un IFOV limité. Un autre avantage est que les performances des instruments candidats peuvent être optimisées pour des objectifs scientifiques spécifiques. Nous démontrons cela en dérivant des valeurs optimales pour la dispersion spectrale et le rapport signal/bruit. O. Steiner : Structure à petite échelle dans l'atmosphère solaire calme. Avec une résolution spatiale toujours croissante due à des ouvertures de télescope plus grandes, une optique adaptative plus puissante, des techniques de restauration d'images raffinées et des observations de l'espace et de la stratosphère, de plus en plus de sous-structures de l'atmosphère calme du Soleil deviennent visibles. Dans le même temps, les simulations MHD tridimensionnelles sont devenues plus nombreuses et affinées en résolution spatiale, et une plus grande variété de conditions initiales et aux limites est prise en compte. Les simulations de magnétoconvection sont désormais également utilisées pour réaliser des expériences numériques ciblées sur des processus spécifiques comme la conversion de modes d'ondes ou la propagation d'ondes sismiques. F. Hill : Progrès récents dans l'observation de l'émergence des champs magnétiques L'héliosismologie nous permet de sonder sous la photosphère visible, laissant espérer que nous pouvons prévoir le comportement du champ magnétique de surface. Si possible, de telles prévisions seraient précieuses pour la météo spatiale et pourraient aider à atténuer les effets néfastes des tempêtes géomagnétiques sur la société et la technologie. Dans cet exposé, je présenterai quatre approches qui pourraient conduire à des prédictions utiles. La première étude utilise l'héliosismologie globale pour détecter les flux zonaux et méridiens à grande échelle sous la surface qui semblent être intimement liés au comportement à long terme du cycle solaire. La deuxième étude utilise l'héliosismologie locale pour observer l'évolution temporelle du tourbillon sous les régions actives et la production de torches associée. La troisième étude utilise l'holographie acoustique pour détecter les régions actives qui émergent de la face cachée du soleil, ce qui peut être comparé aux observations STEREO. Le dernier axe de recherche utilise l'héliosismologie locale pour détecter les changements de vitesse verticale et de temps de déplacement en mode p associés aux régions actives avant qu'elles n'émergent à la surface solaire. L'état actuel et les perspectives de ces méthodes seront présentés. R. Ishikawa : Propriétés des champs magnétiques horizontaux transitoires leur implication dans l'origine du magnétisme du Soleil calme L'origine et l'évolution des champs magnétiques du Soleil calme ne sont pas bien comprises. Hinode/SOT avec une résolution spatiale élevée et une sensibilité de polarisation élevée révèle qu'il existe de nombreux champs magnétiques horizontaux transitoires dans la région de l'interréseau et nous fournit de nouvelles informations pour mieux comprendre le magnétisme du soleil silencieux. En exploitant les données SOT avec un traitement minutieux du bruit photonique, nous révélons les propriétés énigmatiques de ces champs magnétiques horizontaux tels que la durée de vie, la taille, la position en termes de structure granulaire, le taux d'occurrence, la structure tridimensionnelle, etc. En comparant les propriétés de ces champs horizontaux entre le Soleil calme et la région de la plage, nous concluons qu'ils sont générés par le processus dynamo local dû au mouvement convectif granulaire.De plus, nous élargissons notre champ d'application pour clarifier l'origine et les propriétés des champs magnétiques interréseaux, à la fois verticaux et horizontaux, de manière unifiée, et révélons l'association positionnelle claire entre les champs magnétiques verticaux et horizontaux. Nous étudions également la relation de ces champs magnétiques avec les méso- et super-granulations. Sur la base des résultats d'observation, nous conjecturons que les champs magnétiques interréseaux sont formés par l'émergence de champs magnétiques horizontaux à petite échelle avec des points de pied bipolaires, et que les champs magnétiques verticaux des points de pied sont advectés par le flux supergranulaire et forment finalement les champs de réseau. R. Casini : Les diagnostics magnétiques de la chromosphère du soleil silencieux Cette décennie offrira de nouvelles opportunités formidables pour approfondir la compréhension du magnétisme du Soleil. Les instruments au sol et spatiaux en cours de développement (ATST, EST, Solar-C) sont spécifiquement conçus pour fournir des données spectro-polarimétriques d'une qualité sans précédent. Les résolutions spatiales et temporelles offertes par ces instruments seront adéquates pour atteindre des observations critiques pouvant contraindre de manière réaliste les modélisations sophistiquées de l'atmosphère solaire variant dans le temps, qui sont également en cours de développement. En particulier, le diagnostic magnétique de la chromosphère du soleil calme représente le prochain grand défi, afin de faire le pont entre notre image du magnétisme du Soleil des couches profondes de la photosphère et la couronne solaire inférieure. Dans cet exposé, nous concentrons notre attention sur l'identification des raies spectrales cibles dans la chromosphère solaire, les régimes magnétiques qu'elles aideraient à dévoiler et les outils de diagnostic nécessaires à leur interprétation. S. Kamio : Etude quantitative des microflares Les microflares sont de petits éclaircissements transitoires dans la couronne, qui sont souvent observés en rayons X et EUV. Bien que l'échelle soit différente, ils partagent des caractéristiques communes avec les fusées éclairantes ordinaires dans les régions actives. L'un des avantages de l'étude de ces événements à petite échelle est qu'ils sont fréquemment observés et présentent une structure simple. Tout d'abord, nous passons en revue les propriétés des microfusées observées par les télescopes à rayons X et EUV. Nous présentons également l'évolution temporelle des points lumineux évasés capturés par EIS et XRT. Les courbes de lumière à différentes températures peuvent être interprétées comme un refroidissement de petites boucles de torche. Les jets coronaux et les gradations associés aux points lumineux reflètent les structures du champ magnétique dans l'environnement. R. Kitai : La bombe Ellerman comme manifestation de l'activité chromosphérique à petite échelle Depuis leurs découvertes en 1917, les bombes Ellerman ont été étudiées comme l'une des activités chromosphériques à petite échelle dans les régions actives. Comme leurs larges profils d'émission H-alpha ressemblent à ceux des noyaux de fusées éclairantes, on pense que ces bombes sont entraînées par un mécanisme similaire à celui des éruptions solaires. Cependant, la structure atmosphérique et l'état dynamique de ces structures à petite échelle n'ont pas été éclaircis par l'observation en raison de la dégradation atmosphérique dans les observations au sol. Les développements instrumentaux récents dans les observations au sol et dans l'espace, tels que SOT/Hinode, ont considérablement avancé notre compréhension des états magnétohydrodynamiques dans les bombes Ellerman. Avec des observations d'imagerie spectroscopique et monochromatique, nous avons maintenant une idée que les bombes Ellerman sont entraînées par une reconnexion magnétique intermittente dans la photosphère supérieure ou dans la chromosphère inférieure. Une revue de notre étude et de notre compréhension actuelle des bombes Ellerman sera donnée dans cet article. M. Carlsson : Modélisation de la chromosphère solaire L'énigmatique chromosphère est la transition entre la surface solaire et l'atmosphère solaire externe éruptive. La chromosphère abrite et contraint les processus de charge de masse et d'énergie qui définissent le chauffage de la couronne, l'accélération et la composition du vent solaire, ainsi que l'énergétique et le déclenchement des explosions solaires. Malgré son importance, la chromosphère est sans doute le domaine le moins compris de la physique solaire. Tout à la fois, il représente la transition d'un rayonnement optiquement épais à un rayonnement mince, de la pression du gaz à la domination de la pression magnétique, de l'état neutre à l'état ionisé, de la MHD à la physique des plasmas, et du quasi-équilibre ("LTE") aux conditions de non-équilibre . Sa physique est si complexe que les méthodes traditionnelles reposant sur l'analyse analytique ou des mécanismes simplifiés ne fonctionnent pas. Il est devenu très clair que seule la simulation numérique ab-initio, construite sur les mêmes équations de physique non linéaires fondamentales auxquelles le Soleil obéit, et explicitement accompagnée d'une analyse ultérieure suffisamment approfondie de ce qui se passe dans chaque simulation, peut fournir un aperçu physique pour comprendre comment la chromosphère fonctionne. Nous rapportons ici les résultats récents de telles simulations numériques avec le code Bifrost. Les équations MHD de rayonnement 3D sont résolues pour une région de calcul s'étendant de la zone de convection à la couronne pour diverses configurations de champ magnétique initial. Nous incluons la conduction le long des lignes de champ magnétique, les pertes radiatives optiquement minces dans la couronne, les pertes radiatives non LTE dans la chromosphère, le chauffage du rayonnement entrant de la couronne et le transfert radiatif complet, y compris la diffusion dans la photosphère. Les effets du déséquilibre de l'équilibre d'ionisation de l'hydrogène sont également discutés. A. Winebarger : La couronne magnétiquement fermée : examen de l'atelier sur les boucles coronales Les boucles coronales sont les structures magnétiquement fermées qui dirigent le flux de plasma chaud dans l'atmosphère solaire. Les propriétés d'observation des boucles, y compris leur durée de vie, leur évolution et leur température, indiquent qu'il existe différentes classes de boucles et que les différentes classes ont des magnitudes de chauffage et des échelles de temps différentes. Les classes de boucles peuvent être liées à la longueur de la boucle et à l'intensité du champ magnétique, les boucles plus courtes associées à un champ magnétique plus fort étant plus chaudes et plus stables que les boucles plus longues associées à un champ plus faible. Des efforts importants ont été déployés pour modéliser les propriétés observationnelles des boucles avec des modèles hydrodynamiques 1D et 3D et des modèles magnéto-hydrodynamiques 3D, mais aucun modèle n'a été capable de bien reproduire toutes les observations. Dans cet exposé, je passerai en revue les dernières observations, simulations et modèles théoriques de boucles coronales présentées lors du cinquième atelier sur les boucles coronales qui s'est tenu à Palma de Majorque, en Espagne, en juin 2011. M. Zhang : Éjections de masse coronale dues à l'accumulation d'hélicité magnétique Les éjections de masse coronale (CME) sont une forme majeure d'activités solaires. Un CME emporte un corps de plasma de la couronne basse dans le vent solaire et perturbe l'espace proche de la Terre si le CME est dirigé vers la Terre. Nous résumons ici nos compréhensions et raisonnements qui nous amènent à conclure que les CME sont les produits inévitables de l'accumulation d'hélicité magnétique dans la couronne. Notre étude place la formation d'une corde de flux magnétique et l'éruption de CME comme les résultats naturels de l'évolution coronale solaire. Notre étude donne également un aperçu des associations observées de CME avec les caractéristiques magnétiques à leurs origines de surface solaire. L. Fletcher : Éruptions solaires : Libération, transport et rayonnement d'énergie L'énergie magnétique libre dans une région active de torchage est accumulée sur des échelles de temps de plusieurs heures à plusieurs jours, et stockée sur de grandes échelles spatiales. Il est libéré sur des échelles de temps beaucoup plus courtes lors d'une restructuration rapide du champ et converti principalement en énergie cinétique de particules non thermiques et en rayonnement chromosphérique dans la phase impulsive de torche. Les propriétés des éruptions solaires déterminées par l'observation, telles que le bilan énergétique global et la distribution dans l'espace, le temps et l'énergie du rayonnement des éruptions, se sont considérablement améliorées au cours du dernier cycle. Cela a permis des diagnostics de précision des plasmas de torche et des particules non thermiques, informant et guidant une nouvelle modélisation théorique. Les défis théoriques pour comprendre ce processus sont considérables, impliquant des processus MHD et cinétiques opérant dans un environnement loin de l'équilibre, mais des progrès sont en cours. De nouvelles observations ont également posé des défis aux modèles de longue date de libération et de transport d'énergie de torche. Cette conférence passera en revue les récents développements observationnels et théoriques des éruptions solaires et mettra en lumière certaines questions importantes pour l'avenir. S. Tsuneta : mission Solar-C avec Solar-D à l'horizon Le but de la mission Solar-C est de révéler les structures magnétiques et plasma de toute l'atmosphère solaire de la photosphère à travers la couronne, et de comprendre les mécanismes de chauffage/dynamisme chromosphérique et coronal et d'accélération du vent solaire en tant que système. Nous comprenons que les processus à petite échelle liés aux ondes, aux chocs et à la reconnexion jouent un rôle important dans les phénomènes globaux du Soleil et de l'héliosphère. B. De Pontieu : Le spectrographe imageur de région d'interface (IRIS) NASA SMEX La chromosphère solaire et la région de transition (TR) forment une région d'interface hautement structurée et dynamique entre la photosphère et la couronne. Cette région agit non seulement comme le conduit de toute la masse et de l'énergie alimentant la couronne et le vent solaire, elle nécessite également un ordre de grandeur plus d'énergie pour chauffer que la couronne. Néanmoins, la chromosphère reste mal comprise, en raison de la complexité des outils d'observation et d'analyse requis : la région d'interface est très complexe avec des transitions d'un rayonnement optiquement épais à un rayonnement optiquement mince, de la pression à la domination du champ magnétique, et de grands contrastes de densité et de température sur petites échelles spatiales. Le spectrographe d'imagerie de la région d'interface (IRIS) a été sélectionné pour une mission SMEX de la NASA en 2009 et son lancement est prévu en décembre 2012. IRIS répond à des questions cruciales : (1) Quels types d'énergie non thermique dominent dans la chromosphère et au-delà ? (2) Comment la chromosphère régule-t-elle l'apport de masse et d'énergie à la couronne et à l'héliosphère ? (3) Comment le flux magnétique et la matière montent-ils à travers la basse atmosphère, et quel rôle joue l'émergence du flux dans les éruptions et les éjections de masse ? Ces questions sont traitées avec un spectromètre imageur UV proche et lointain à haute résolution sensible à l'émission du plasma à des températures comprises entre 5 000 K et 10 MK. IRIS a un champ de vision de 120 secondes d'arc, une résolution spatiale de 0,4 seconde d'arc et une résolution de vitesse de 0,5 km/s. L'enquête IRIS comprend une forte composante de modélisation numérique basée sur des codes MHD radiatifs avancés pour faciliter l'interprétation des observations. Nous mettrons en évidence certains des problèmes qu'IRIS devrait aider à résoudre, décrirons l'instrumentation et la modélisation numérique d'IRIS, et présenterons l'état d'avancement du développement de l'observatoire IRIS. P. Testa : Activité des rayons X solaire et stellaire et la connexion solaire-stellaire Une activité magnétique similaire à celle du Soleil est observée dans les étoiles de type solaire. La couronne de notre Soleil est, à ce jour, la seule couronne stellaire qui peut être résolue spatialement et étudiée à un niveau de détail élevé, et elle est donc souvent utilisée comme paradigme pour l'interprétation de l'activité des rayons X d'autres rayons solaires. étoiles. L'astrophysique stellaire, d'autre part, nous permet de placer le Soleil dans un contexte stellaire plus général, et, en donnant accès à un large éventail de paramètres stellaires (par exemple, la masse, l'âge, la période de rotation, la multiplicité), elle nous permet étudier les caractéristiques des mécanismes dynamo dans des régimes très différents, et les différences qui en résultent dans les propriétés de l'émission coronale. Je discuterai des avancées récentes et des questions en suspens concernant notre compréhension du Soleil en tant qu'étoile et dans quelle mesure l'analogie solaire peut être étendue à d'autres étoiles, avec un accent particulier sur l'émission de rayons X du Soleil et d'autres étoiles, les cycles d'activité, solaire et éruptions stellaires et fractionnement chimique dans les atmosphères extérieures stellaires. Résumés des conférences P. Antolin : Un jour de pluie au soleil Observée dans les raies chromosphériques froides telles que Hα ou Ca II H, la pluie coronale correspond à un plasma froid et dense tombant des hauteurs coronales. Considéré plutôt comme un phénomène sporadique particulier des régions actives, il n'a pas reçu beaucoup d'attention depuis sa découverte il y a plus de 40 ans. Pourtant, il a été montré récemment qu'une relation étroite existe entre ce phénomène et le mécanisme de chauffage coronal. En effet, des simulations numériques ont montré que ce phénomène est très probablement dû à une perte d'équilibre thermique résultant d'un mécanisme de chauffage agissant principalement vers les points de pied des boucles. Dans ce travail, nous montrons le rôle important qu'il peut jouer dans la compréhension du champ magnétique coronal. Nous commençons par présenter des observations Hinode/SOT dans la raie Ca II H où les oscillations transversales en phase de structures en forme de brins multiples dans une boucle sont mises en évidence par la pluie coronale. Les estimations du champ magnétique coronal et du flux d'énergie des ondes sont données par des techniques d'héliosismologie. Nous présentons ensuite les premières observations spectroscopiques haute résolution multi-longueurs d'onde de la pluie coronale, réalisées par l'instrument CRISP du télescope solaire suédois. On observe que les condensations composant la pluie coronale s'allongent et se séparent lorsqu'elles tombent à des tailles aussi petites que la résolution limite de diffraction du SST. À cette résolution, on observe que la pluie coronale envahit littéralement tout le champ de vision, ce qui implique que la pluie coronale peut être un phénomène courant, et donc que le non-équilibre thermique est important pour le chauffage coronal. Un grand ensemble statistique est obtenu dans lequel les températures et la dynamique des condensations sont dérivées. Les observations simultanées obtenues avec SDO fournissent une image complémentaire de la couronne ambiante, permettant ainsi de mieux comprendre les conditions physiques locales et globales. H. He : Analyses quantitatives des champs magnétiques coronaux 3-D associés à l'éruption X3.4 de la région solaire active NOAA 10930 L'éruption X3.4 de la région solaire active NOAA 10930 s'est produite le 13 décembre 2006, qui a été capturée par de nombreux télescopes spatiaux et terrestres. Sur la base du modèle de champ sans force non linéaire (NLFFF) et des magnétogrammes vectoriels photosphériques obtenus par le Spectro-Polarimète (SP) du télescope optique solaire (SOT) à bord du satellite Hinode, les distributions de champ magnétique coronal 3-D de NOAA 10930 avant et après l'éruption X3.4 ont été calculés en utilisant le schéma de calcul d'intégration de frontière ascendante de la méthode d'extrapolation NLFFF de l'équation intégrale de frontière directe (DBIE) (He et Wang, 2008 He et al., 2011). Pour analyser l'évolution des séries chronologiques des structures magnétiques coronales 3-D, six magnétogrammes dans l'intervalle de temps de 25 heures ont été sélectionnés pour la modélisation NLFFF, trois pour le pré-éclair et trois pour le post-éclair. L'effet de projection dans les magnétogrammes vectoriels photosphériques a été corrigé avant les calculs d'extrapolation, et les magnétogrammes corrigés ont été co-alignés et recadrés à un champ de vision uniforme de 300" x 160" (FOV). L'échelle de pixels des champs magnétiques coronaux 3D calculés est de 1"/pixel. Les analyses quantitatives des champs magnétiques coronaux 3-D associés à l'éruption X3.4 montrent que : (1) Il existe une connectivité magnétique dans les couches inférieures de la couronne juste avant l'éruption, la direction de la connectivité est parallèle à la direction de la ligne d'inversion de polarité (PIL) dans les magnétogrammes photosphériques. Cette connectivité est totalement déconnectée et séparée après l'éruption de la torche. (2) L'énergie magnétique totale conservée dans le volume de modélisation de la couronne diminue remarquablement après l'éruption de l'éruption, l'ordre de grandeur de la perte d'énergie magnétique est de 10$^<32>$erg. En comparant les distributions de densité d'énergie magnétique en 3D avant et après l'éruption, on constate que la région de diminution de la densité d'énergie magnétique est située dans les couches relativement plus élevées de la couronne, et le site de projection de la région de diminution de la densité d'énergie sur la surface solaire coïncide avec l'emplacement de l'éruption. T. Shimizu : Précurseur de la formation pénombre des taches solaires découvert avec les observations SOT de Hinode La formation de la pénombre des taches solaires et la période précédant son moment sont mal comprises en raison du manque d'observations continues à haute résolution sur la phase précoce de la formation des taches solaires. En particulier, les moments de formation de pénombre n'ont été rapportés que dans quelques articles (Leka & Skumanich 1998, Yang et al. 2003, Schlichenmaier et al. 2010), car la formation d'une pénombre est un phénomène rapide. S. Tiwari : Structure magnétique, thermique et de vitesse 3D d'une tache solaire observée depuis Hinode (SOT/SP) La structure tridimensionnelle (3D) des taches solaires a été largement étudiée au cours des deux dernières décennies en utilisant des codes d'inversion avancés sur des observations polarimétriques. Des inversions fiables en fonction de la hauteur des observations polarimétriques sont essentielles pour comprendre la structure magnétique, thermique et de vitesse tridimensionnelle des taches solaires. Nous effectuons une telle inversion d'une tache solaire complète pour récupérer les paramètres magnétiques, thermiques et de vitesse en trois dimensions. Les observations spectro-polarimétriques de la tache solaire, NOAA AR 10933, ont été prises depuis SOT/SP à bord du vaisseau spatial Hinode. La tache solaire a été observée sur le centre du disque solaire pendant un mode de balayage normal de SOT/SP. Nous avons utilisé le code d'inversion SPINOR pour obtenir la stratification en hauteur du vecteur de champ magnétique, de la température et de la vitesse à travers l'ombre et la pénombre. L'inversion est optimisée pour obtenir les meilleures solutions pour l'ombre (y compris les points d'ombre, les ponts clairs et le fond sombre), la pénombre (y compris les fibrilles sombres et lumineuses) et le Soleil calme. Nous présentons ici certains de ces résultats obtenus à différentes profondeurs optiques. Les excellentes données Hinode/SOT/SP permettent de déterminer simultanément la structure 3D à grande échelle et la structure fine 3D. L'intensité du champ magnétique moyennée dans l'espace augmente avec la profondeur dans l'ombre et la pénombre intérieure, et diminue dans la pénombre extérieure. L'inclinaison du champ est presque constante avec la profondeur de l'ombre et de la pénombre intérieure et augmente à mesure que l'on se dirige vers la pénombre extérieure. La température montre son comportement attendu : elle augmente avec la profondeur mais la pente est significativement plus plate dans l'ombre, en bon accord avec les modèles d'atmosphères de la littérature. Des flux ascendants dans la pénombre interne et des flux descendants dans la pénombre externe sont observés avec une profondeur croissante. L'azimut montre une torsion globale qui augmente vers l'extérieur à partir du centre du spot. De plus, nous obtenons également la structure à échelle fine dans l'ombre et la pénombre en fonction de la profondeur. A. Ortiz : Observations d'écoulements supersoniques dans les pores Nous avons étudié le champ de vitesse des pores à une résolution de 0,14&rdquo. Notre analyse est basée sur des mesures spectropolarimétriques complètes de Stokes prises avec l'instrument CRISP du télescope solaire suédois de 1 m. Nous trouvons des plaques localisées de flux descendants supersoniques dans certaines parties des bords des pores, avec des vitesses atteignant jusqu'à 7-8 km/s. Nous avons déterminé les vitesses et les propriétés magnétiques de ces régions à partir d'une inversion de Stokes à deux composants des raies photosphériques Fe I à 630 nm. Les observations sont compatibles avec des champs magnétiques inclinés contenant les forts écoulements descendants au-dessus d'un modèle de granulation normal et sans champ. De plus, nous avons effectué des mesures spectropolarimétriques de Stokes complètes dans la raie Ca II à 854,2 nm, avec une cadence de 1 minute. Ces observations révèlent la présence de très forts écoulements descendants chromosphériques à l'emplacement des écoulements supersoniques photosphériques. Certains d'entre eux montrent des éclaircissements dans les images de cœur de ligne Ca 854,2 nm et Ca II H. A. Savcheva : Le comportement pré-éruptif d'un XRT Sigmoïde - Modèles NLFFF et simulation MHD. Les régions sigmoïdes sont connues pour être d'excellents lieux de stockage de l'énergie magnétique libre, qu'elles peuvent ensuite libérer lors d'une éruption ou d'un événement CME. Le champ d'un sigmoïde est caractérisé par des champs magnétiques fortement cisaillés et tordus maintenus par une arcade potentielle. Nous présentons une analyse topologique de la structure du champ magnétique 3D d'un sigmoïde observé avec Hinode/XRT en février 2007. Le champ est dérivé d'un modèle NLFFF (Non-Linear Force Free Filed), basé sur la méthode d'insertion de la corde de flux. Nous comparons les résultats du modèle NLFFF avec la simulation dynamique MHD d'Aulanier et al. (2010). La comparaison est basée sur des cartes de couches quasi-séparatrices et des distributions de courant. Nous soulignons les similitudes dans la structure des lignes de champ. Nous discutons des implications de l'annulation de flux observée et des conditions pour l'instabilité du tore qui sont observées à la fois dans le modèle NLFFF et la simulation MHD. Nous montrons la présence d'un tube de flux hyperbolique à l'emplacement de la torche. Tout ce qui précède conduit à une seule image cohérente du comportement pré-éruptif de ce sigmoïde, qui est également reproduit dans la simulation MHD. S. Toriumi : Simulation numérique et analyse du magnétogramme SOT sur les éléments magnétiques à petite échelle dans la région du flux solaire émergent On pense que les régions solaires actives sont formées par les remontées de tubes de flux de la zone de convection. Dans cette étude, nous visons à comprendre l'émergence du flux de l'intérieur vers l'atmosphère à travers la surface, en réalisant une simulation numérique et une observation Hinode/SOT. Tout d'abord, nous avons effectué une simulation magnétohydrodynamique (MHD) tridimensionnelle sur l'émergence du tube de flux à -20 000 km de la couche convective. Le tube initial a une intensité de champ de 2,0x10 4 G, un flux total de 6,3x10 20 Mx et une torsion de 5,0x10 -4 km -1 . En conséquence, le tube ascendant se dilate latéralement sous la surface pour créer une structure plate. Au fil du temps, le champ subphotosphérique remonte dans la couronne en raison du mode Parker de l'instabilité de la flottabilité magnétique. Nous avons récemment découvert que le magnétogramme photopsphérique montrait de multiples événements de séparation ainsi que des mouvements de cisaillement, ce qui reflète l'instabilité de Parker du champ subphotosphérique. Cette situation s'accorde bien avec le modèle de Strous & Zwaan (1999) : chaque événement d'émergence se produit dans une nappe verticale, tandis que les nappes sont alignées de façon parallèle. Nous avons également confirmé que la longueur d'onde perpendiculaire aux séparations (la distance entre les feuilles verticales) est environ quelques fois le rayon initial du tube. Deuxièmement, nous avons analysé un magnétogramme SOT/FG d'une région active (AR 10926) et observé que les éléments magnétiques à petite échelle parmi les principales taches solaires s'alignent avec une certaine orientation. La longueur d'onde perpendiculaire aux alignements (la distance entre les feuilles) s'est avérée être 3 000 km. En comparant avec les résultats numériques, nous supposons que cette région active observée par le SOT est créée par le tube de flux ascendant avec un rayon de l'ordre de 1 000 km dans la zone de convection plus profonde. D. Shiota : Variation annuelle du champ magnétique dans les régions polaires observée avec Hinode La polarité magnétique du champ magnétique global du Soleil s'inverse pendant le maximum du cycle solaire. La compréhension de l'évolution du champ magnétique dans la région polaire est importante pour le dynamoprocessus solaire, car le flux magnétique peut être transporté dans l'intérieur solaire en raison de la circulation méridienne de la zone de convection solaire, puis devenir la graine du flux magnétique dans les cycles solaires suivants dans certains modèles de dynamo solaire. Pour clarifier le processus, nous avons surveillé la région polaire (HOP 81) depuis septembre 2008. Nous avons étudié les propriétés des champs magnétiques photosphériques des régions polaires à l'aide de données prises avec le spectropolarimètre du télescope optique solaire à bord du satellite Hinode. Le vecteur de champ magnétique a été déduit des profils de Stokes observés à l'aide d'un code d'inversion de Milne-Eddington. Nous résolvons l'ambiguïté à 180 degrés des champs magnétiques transversaux en supposant que le champ magnétique est soit vertical, soit horizontal. Ensuite, nous avons identifié toutes les fortes concentrations de flux magnétique observées dans le champ de vision et étudié la variation de leurs propriétés magnétiques avec le cycle solaire. Les principaux résultats seront résumés dans cette contribution. Parmi eux, nous avons constaté qu'il existe une forte variation avec le cycle solaire de la répartition des éléments de flux magnétique vertical dans la région polaire nord. La variation est plus douce dans la région polaire Sud. K. Otsuji : Etude statistique sur la nature de l'émergence du flux solaire Nous avons étudié 101 événements d'émergence de flux allant de petites régions éphémères à de grandes régions de flux émergents qui ont été observés avec le filtergram du télescope optique solaire Hinode. Nous avons étudié comment le flux magnétique total de l'événement d'émergence contrôle la nature de l'émergence. Pour déterminer les modes d'émergences, des champs de vitesses horizontales de mouvement global des plaques magnétiques dans les sites émergents de flux ont été mesurés par le suivi de corrélation locale. Entre deux polarités principales des grandes régions de flux émergentes avec plus de 2x10 19 Mx environ, il y avait les flux convergents de patchs magnétiques anti-polarités. D'autre part, les petites régions éphémères n'ont montré aucun flux convergent mais un simple motif divergent. Lorsque nous avons examiné les caractéristiques détaillées des sites émergents, indépendamment du flux total et de la taille spatiale, tous les événements d'émergence ont été observés comme consistant en une ou plusieurs unités d'émergence élémentaires. La taille typique de l'émergence unitaire est de 4 mm et cohérente avec les résultats de la simulation. D'après l'étude statistique des événements d'émergence du flux, la distance spatiale maximale entre deux polarités principales, le taux de croissance du flux magnétique et la vitesse de séparation moyenne se sont avérés suivre la fonctions de loi de puissance du flux magnétique total avec les indices de 0,27, 0,57 et -0,16, respectivement. À partir de la discussion sur les relations de loi de puissance observées, nous avons obtenu une vue physique de l'émergence du flux solaire selon laquelle les champs magnétiques émergents flottent et évoluent en s'équilibrant avec l'atmosphère turbulente environnante. A. Munoz-Jaramillo : Polar Faculae : un proxy pour l'évolution du champ polaire solaire au cours des 100 dernières années Outre sa périodicité moyenne de 11 ans, le cycle solaire présente des modulations à long terme de son amplitude et de sa période qui restent mal comprises. Cependant, comprendre les mécanismes derrière ces changements devient plus important à mesure que davantage d'efforts sont déployés pour démêler le rôle de la variabilité solaire sur le climat et prédire les propriétés du cycle solaire.Malheureusement, à part les propriétés des taches solaires, il existe très peu d'ensembles de données couvrant les échelles de temps nécessaires pour comprendre la variabilité solaire à long terme. Nous montrons ici comment pallier cette déficience en consolidant les données des facules polaires de quatre campagnes d'observation (1906-1964, Sheeley 1966 1960-1975, Sheeley 1976 1975-1990, Sheeley 1991 1985-2007, Sheeley 2008) et en les combinant avec le champ polaire mesures prises par le Wilcox Solar Observatory (1977-2011) pour estimer l'évolution du champ polaire depuis 1906. Ces données complètent bien les mesures du champ polaire utilisant Hinode (Ito et al. 2010) et peuvent être étendues en utilisant SOHO/MDI et SDO/HMI magnétogrammes. Cette recherche est soutenue par la NASA Living With a Star Grant NNX08AW53G à l'Université d'État du Montana/Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics et le programme de bourses postdoctorales Vivre avec une étoile Jack Eddy de la NASA, administré par les programmes de scientifiques invités de l'UCAR. J. Martinez-Sykora : comparaison d'observations et de simulations numériques avancées de spicules de type II Nous avons effectué des simulations MHD de rayonnement 3D réalistes de l'atmosphère solaire. Ces simulations montrent des caractéristiques de type jet similaires aux spicules de type II découverts avec le télescope optique solaire Hinode. Ces spicules de type II ont été associés à des événements dits rapides à décalage vers le bleu (RBE's) sur le disque solaire, et à d'importantes asymétries vers le bleu dans la région de transition et les lignes coronales au pied des boucles coronales (découvertes avec Hinode's EIS). Ces résultats d'observation et leur ubiquité suggèrent qu'ils pourraient jouer un rôle important dans l'apport de plasma chaud à la couronne. Nous présenterons une comparaison détaillée des propriétés des jets simulés, avec celles des spicules de type II (observés avec Hinode) et des RBE's (avec des instruments au sol).Nous présenterons l'analyse d'une grande variété de raies d'émission synthétiques issues des simulations couvrant des températures de 10 000 K à plusieurs millions de K, et comparerons leurs intensités, vitesses, largeurs de raies et asymétrie avec celles des phénomènes observés. Nous montrerons également comment le mécanisme de formation de ces jets complique les efforts pour établir un lien solide entre les observations de champs magnétiques et d'écoulements chromosphériques, et suggère que les observations de champs magnétiques à des hauteurs chromosphériques peuvent être cruciales pour établir à partir des observations comment ces jets se forment. D. Williams : Elargissement non thermique des raies EUV en émergence de flux magnétique La compréhension de la dynamique à grande et à petite échelle de la couronne solaire est l'un des principaux moteurs de l'utilisation de spectromètres dans les missions solaires modernes, mais un mystère important reste non résolu dans la compréhension des données spectroscopiques. Dans les plasmas coronaux, si la distribution de l'énergie cinétique des ions peut être décrite par un maxwellien (au moins le long de la ligne de visée), alors ce maxwellien produira une distribution gaussienne des vitesses des particules autour d'une moyenne, conduisant au profil communément adapté. Cette gaussienne a un écart type qui est prévisible à partir de la température caractéristique, mais presque toutes les raies d'émission coronale EUV présentent une largeur plus grande que cette prédiction, même lorsque les effets instrumentaux sont pris en compte. C'est encore plus vrai dans les régions actives que dans le soleil calme. Il est difficile de savoir comment se comporte la population d'électrons, puisque nous ne mesurons directement que l'émission des ions, mais il ne peut être exclu que les premiers jouent un rôle clé dans le transport de l'énergie. Dans un effort pour comprendre la source de cet élargissement de raie, ce travail s'appuie sur les premiers résultats qui montrent la croissance d'une queue à haute énergie de vitesses non thermiques au cœur d'une région active, à la suite d'un cas d'émergence de flux. Nous étudions un autre cas d'émergence de flux à partir de sa phase initiale et examinons en détail la variation de cette queue sur plusieurs jours d'observation. Nous le faisons à plusieurs températures coronales et plusieurs sites dans la région active, et constatons qu'il existe une variation appréciable de comportement avec ces deux variables, que la forme de la distribution non thermique dépend du temps et que cette forme n'est pas facilement prédit à partir d'autres observables. H. Tian : Deux composantes de l'émission coronale révélées à la fois par des observations spectroscopiques et par imagerie Des observations spectroscopiques récentes ont révélé la présence omniprésente d'asymétries vers le bleu des raies d'émission formées dans la couronne solaire et la région de transition. Ces asymétries sont les plus importantes dans les régions de points de bas de boucle, où une corrélation claire de l'asymétrie avec le décalage Doppler et la largeur de ligne déterminée à partir de l'ajustement gaussien unique est trouvée. De telles asymétries suggèrent au moins deux composantes d'émission : une composante primaire représentant l'émission de fond et une composante secondaire associée aux flux ascendants à grande vitesse. Ce dernier a été proposé de jouer un rôle vital dans le processus de chauffage coronal et il n'y a pas d'accord sur ses propriétés. Ici, nous modifions légèrement la technique d'analyse de l'asymétrie rouge-bleu (RB) initialement développée et l'appliquons aux spectres artificiels et aux spectres observés par le spectromètre imageur EUV à bord de Hinode, et démontrons que le composant secondaire contribue généralement à quelques pour cent de l'émission totale. , a une vitesse allant de 50 à 150 km s -1 et une largeur gaussienne comparable à celle de la première dans les régions de points de base de boucle. Les résultats de l'analyse d'asymétrie RB sont ensuite utilisés pour guider un ajustement double gaussien et nous constatons que les propriétés obtenues du composant secondaire sont généralement cohérentes avec celles obtenues à partir de l'analyse d'asymétrie RB. Grâce à une comparaison de l'emplacement, de l'intensité relative et de la distribution de la vitesse de la composante secondaire vers le bleu avec les propriétés des perturbations se propageant vers le haut révélées par des images simultanées de l'Assemblée d'imagerie atmosphérique à bord de l'Observatoire de la dynamique solaire, nous trouvons une association claire de la composante secondaire avec les perturbations qui se propagent. I. De Moortel : Simulations 3D de Wave Heating où est toute l'énergie ? Récemment, des observations ont montré que des oscillations transversales sont présentes dans une multitude de structures coronales. On suppose généralement que ces oscillations sont entraînées par des mouvements de point de pied (sous-)surface. En utilisant des simulations MHD entièrement en 3D, nous montrons que ces perturbations de point de pied génèrent des modes de pliage se propageant qui se couplent de manière très constante aux ondes d'Alfven. Nous étudions le bilan énergétique contenu dans de telles oscillations de différentes manières. Nous comparons l'énergie du pied avec le bilan énergétique à des altitudes plus élevées et montrons la distribution de la température résultant du mélange de phases des ondes d'Alfven. À l'aide d'un ensemble de boucles distribuées de manière aléatoire, entraînées par des mouvements de points de pied avec des périodes et des amplitudes aléatoires, nous comparons l'énergie absolue dans le domaine numérique avec l'énergie « visible » lors de l'intégration le long de la ligne de visée. Nous montrons que cette énergie 'LOS' n'est qu'une petite fraction de l'énergie réelle fournie par les mouvements des pieds. H. Mason : Études de la région active de Cambridge Le spectromètre d'imagerie EUV Hinode (EIS) nous offre l'opportunité de déterminer les propriétés du plasma des régions solaires actives, et donc d'essayer de distinguer les différents mécanismes de chauffage coronal. Des travaux récents du groupe de Cambridge (Royaume-Uni !) sur les boucles de mousse et de cœur chaud favorisent les modèles impulsifs (nanoflare). T. Pereira : Utiliser Hinode/SOT pour découvrir la dynamique des spicules La compréhension de la chromosphère solaire dynamique est d'une importance primordiale en physique solaire. Les spicules sont une caractéristique importante de la chromosphère, reliant la photosphère à la couronne, médiant potentiellement le transfert d'énergie et de masse. Bien qu'il soit généralement admis qu'il existe plus d'un type de spicule, leurs mouvements rapides, leurs petites échelles spatiales et leurs courtes durées de vie ont empêché une étude systématique de leurs propriétés sur différentes régions solaires. Dans le présent travail, nous entreprenons une telle étude, en utilisant la vue unique des filtres Hinode/SOT's Ca H pour détecter les spicules au niveau du limbe solaire. En examinant différentes configurations de champ magnétique (soleil calme, trous coronaux, régions actives), nous discutons de la façon dont les propriétés des spicules changent, comment les deux populations de spicules (type I et type II) sont connectées et comment les spicules sont liés à d'autres phénomènes tels que les fibrilles dynamiques. M. Guarrasi : Modélisation MHD de l'échauffement des anses coronales Il a été reconnu que les tubes à flux magnétique doivent se dilater rapidement dans la région entre la photosphère à bêta élevé et la couronne à faible bêta. Cette expansion de boucle doit être prise en compte dans la modélisation des intensités de mousse. Quoi qu'il en soit, cette variation de section efficace avec la position de la boucle n'est pas incluse dans une grande partie des modèles numériques de boucles coronales. Dans tous ces modèles, la mesure d'émission de la région de transition et de la couronne inférieure est beaucoup plus élevée que ce qui est observé. Nous présentons un modèle de boucle MHD 2D qui tient compte naturellement de l'expansion de la boucle par la variation du champ magnétique de la chromosphère à la couronne. Notre modèle inclut systématiquement le fluide du plasma et le comportement thermodynamique, en particulier la conduction thermique du plasma le long des lignes de champ magnétique et les pertes radiatives. Nous présentons des simulations 2D MHD de l'allumage et de l'évolution d'une boucle sous différents types de chauffage et analysons la structure du plasma et la rétroaction sur l'expansion de la boucle. K. Olluri : Ionisation hors équilibre dans les modèles numériques 3D La chromosphère et la région de transition se sont avérées au cours des 20 dernières années être des couches assez dynamiques de l'atmosphère solaire avec des échelles de temps plus courtes que les échelles de temps d'équilibration de nombreux ions observés dans l'atmosphère solaire. Le changement rapide des propriétés de l'atmosphère et les longs temps d'ionisation et de recombinaison font que les ions sont incapables d'atteindre l'équilibre avec leur environnement. On ne peut donc plus attendre de certaines des raies spectrales que nous observons qu'elles nous renseignent sur la densité ou la température locale, puisque les ions peuvent désormais se trouver loin de leurs températures d'équilibre. La modélisation numérique est essentielle pour interpréter les observations. La modélisation de l'équilibre d'ionisation a déjà été effectuée dans des simulations 1D, mais en raison de nombreux paramètres libres inhérents à une telle modélisation, a conduit à des résultats incomplets. Nous avons étudié le bilan d'ionisation de plus près en implémentant les équations de vitesse dans le code numérique 3D Bifrost. Nous présenterons notre implémentation et une étude de la raie du carbone IV 1549 et de la raie du fer XII 195 , qui est une raie importante dans la bande de longueur d'onde Hinode EIS, en se concentrant sur les différences entre les résultats d'ionisation à l'équilibre statistique et hors équilibre. L. Culhane : Débits plasmatiques des régions actives et leur contribution au vent solaire Lorsque les régions actives sont adjacentes aux trous coronaux, la reconnexion d'échange conduit souvent à une évolution significative des limites des trous coronaux. La reconnexion peut également avoir lieu dans des régions avec un grand gradient de connectivité magnétique et des couches quasi-séparatrices (QSL). Les résultats peuvent inclure la variabilité des flux de plasma chaud associés aux régions actives et la modulation des flux de vent solaire sur les lignes de champ ouvert. Dans l'intervalle du 2 au 18 janvier 2008, nous avons étudié une paire de trous coronaux de polarité opposée à des latitudes moyennes sur le Soleil avec deux régions actives situées entre eux. Les régions actives sont séparées par la feuille de plasma héliosphérique (HPS). Nous avons utilisé l'instrument Hinode EIS pour localiser les sorties actives liées à la région et mesurer leurs vitesses. L'imagerie SOHO/EIT a été utilisée pour suivre l'évolution des limites des trous coronaux. L'imagerie STEREO et les données in situ ont également été utilisées, tout comme les observations in situ ACE, pour évaluer les impacts résultants sur la structure et la composition du vent solaire interplanétaire. Les résultats des travaux réalisés jusqu'à présent seront présentés. R. Kano : Qu'est-ce qui détermine la température de la boucle coronale ? Les boucles magnétiques dans les régions actives ont une distribution étendue de la température, comme indiqué par une différence distincte entre les images SDO/AIA et XRT. Une façon d'aborder le problème du chauffage coronal est de révéler pourquoi et comment une telle différence de température dépendant de la boucle se produit. Les boucles froides émanent à la fois des régions de taches solaires (régions SS, c'est-à-dire ombres, pénombres et pores) et des régions non SS, tandis que la plupart des boucles chaudes proviennent de régions non SS. Nous identifions les points de pied photosphériques des boucles chaudes et froides dans les images SOT/SP, et obtenons les champs magnétiques et les vitesses horizontales. Nous confirmons que les points de pied des boucles froides dans les régions SS ont des facteurs de remplissage magnétique plus élevés que les points de pied des boucles chaudes (Katsukawa et Tsuneta, 2005). Cependant, nous ne trouvons aucune différence entre les boucles chaudes et froides dans aucune propriété photosphérique, y compris les facteurs de remplissage magnétique dans les régions non-SS. Il y a peu de corrélation entre les propriétés magnétiques photosphériques dépendantes de la position obtenues avec SOT/SP et les températures coronales associées. Au lieu de cela, nous découvrons une anti-corrélation claire entre les températures de boucle et la longueur de boucle estimée avec une approximation du champ potentiel : Si la longueur de boucle est plus grande, abaissez la température. La longueur de la boucle (c'est-à-dire le volume pour la section transversale de l'unité) est en quelque sorte liée à la température, suggérant l'apport de chaleur uniforme à partir des points de pied. J. Okamoto : Propagation des ondes le long des spicules On pense que la propagation des ondes alfvéniques dans la couronne joue un rôle important dans le réchauffement de la couronne et l'accélération du vent solaire. Des observations récentes ont montré l'existence de telles ondes le long de spicules chromosphériques, jets de plasma qui font saillie dans la couronne. Ici, nous avons étudié les propriétés détaillées et statistiques des ondes alfvéniques le long des spicules dans le trou coronal polaire en utilisant des observations à très haute cadence du télescope optique solaire à bord de Hinode. Nous avons développé une technique de détection automatisée de spicules et d'ondes haute fréquence dans une série temporelle d'images. Nous avons détecté 89 spicules et obtenu les résultats d'observation suivants : (1) Nous avons trouvé un mélange d'ondes se propageant vers le haut, se propageant vers le bas et stationnaires (c'est-à-dire avec une vitesse de phase de plus de 500 km/s). Le ratio est de 59 %, 21 % et 20 %, respectivement. (2) Une augmentation progressive avec la hauteur de la vitesse de phase a été observée. (3) Les vagues ascendantes étaient dominantes à basse altitude, tandis que les vagues stationnaires étaient dominantes à haute altitude. (4) Les ondes stationnaires étaient dominantes dans les phases précoce et tardive de chaque spicule, tandis que les ondes ascendantes étaient dominantes dans la phase médiane. (5) Dans certains spicules, nous avons trouvé des preuves observationnelles directes d'un scénario dans lequel les ondes le long d'un spicule se propagent vers le haut (à partir du bas du spicule) et vers le bas (à partir du haut du spicule) pour former, par superposition, une onde stationnaire au milieu du spicule. (6) Les médianes de l'amplitude (du déplacement), de la période et de l'amplitude de la vitesse étaient respectivement de 55 km, 45 s et 7,4 km/s. En supposant une densité numérique de plasma de 10 10 /cm 3 , nous estimerions grossièrement le flux de Poynting à 2,5x10 5 erg/cm 2 /s, si le facteur de remplissage était de 1. T. Matsumoto : Reconstruction auto-cohérente de la couronne solaire et du vent solaire dans le scénario des vagues d'Alfven La couronne solaire est la partie la plus externe de l'atmosphère solaire qui a une température extrêmement élevée par rapport à la surface froide (la photosphère). Au-dessus de la couronne, les vents solaires supersoniques soufflent dans l'espace interplanétaire. Un ingrédient clé du chauffage coronal et de l'accélération du vent solaire est l'onde transversale de l'onde d'Alfven se propageant le long des lignes de champ magnétique. L'énergie de la vague d'Alfven peut être convertie en énergie thermique par des processus compressibles ou incompressibles. En plus de la pression du gaz, la pression de l'onde d'Alfven peut accélérer le plasma ambiant. Cependant, quels processus de conversion d'énergie peuvent fonctionner efficacement au soleil n'a pas encore été élucidé. Nous présentons ici les résultats de simulations magnétohydrodynamiques 2D de la propagation des ondes d'Alfven pour reproduire simultanément la couronne solaire et le vent solaire au-dessus des trous coronaux. Nous avons constaté que le chauffage par choc est efficace dans le fond coronal où le flux de vent solaire est subsonique. Cela implique que le taux de perte de masse du soleil est contrôlé par le processus de chauffage par choc. Dans la région d'accélération du vent solaire, les ondes de choc et la turbulence d'Alfven se sont avérées importantes pour le chauffage et l'accélération. N. Nishizuka : ÉTUDE STATISTIQUE DES JETS D'ANÉMONES CHROMOSPHÉRIQUES OBSERVÉS AVEC HINODE/SOT Le télescope optique solaire à bord d'Hinode a révélé de nombreux jets minuscules dans toutes les régions de la chromosphère en dehors des taches solaires.Un jet d'anémone chromosphérique typique a une structure en forme de cuspide et un point de pied brillant, similaire à la forme d'un jet d'anémone à rayons X observé précédemment avec SXT/Yohkoh. Dans les images de filtre à large bande Ca II H et à bande étroite Fe I 6302A, les jets d'anémones chromosphériques sont associés aux régions de polarité mixte qui sont soit des régions de flux émergents à petite échelle, soit des caractéristiques magnétiques mobiles. Cette configuration a été bien expliquée par l'émergence du modèle flux-reconnexion. Nous examinons divers jets d'anémones chromosphériques dans la région active près du limbe et du centre du disque, et étudions les caractéristiques typiques (par exemple, la longueur, la largeur, la durée de vie et la vitesse) des jets d'anémones chromosphériques. Des études statistiques révèlent que les jets d'anémones chromosphériques ont : (1) une longueur typique de 1,0 à 4,0 mm, (2) une largeur de 100 400 km, (3) une durée de vie de 100 500 s et (4) une vitesse de 5,20 km /s. La vitesse des jets d'anémones chromosphériques est comparable à la vitesse locale d'Alfvén dans la chromosphère inférieure (environ 10 km/s). La relation observée entre la vitesse et la longueur des jets d'anémones chromosphériques montre que les jets ne suivent pas le mouvement balistique mais sont plus probablement accélérés par un autre mécanisme, par ex. accélération de choc. Ceci est cohérent avec les simulations numériques de jets d'anémones chromosphériques et peut donner un modèle pour expliquer le chauffage coronal. L'échelle de temps des jets d'anémones chromosphériques indique une reconnexion plus rapide que prévu par la théorie de Sweet-Parker. Étant donné que le feuillet de courant dans l'atmosphère à faible nombre de Reynolds (10 6 dans la chromosphère inférieure) est difficile à obtenir suffisamment mince pour que l'instabilité microscopique déclenche une résistivité anormale localisée, la reconnexion magnétique dans un plasma faiblement ionisé, c'est-à-dire le rôle des particules neutres et la dynamique macroscopique telle comme la turbulence, les éjections plasmoïdes et la structure fractale dans la feuille actuelle seront également discutées dans cette présentation. M. Cheung : Magnétohydrodynamique de l'atmosphère solaire partiellement ionisée En incorporant des processus physiques importants tels que le transfert radiatif et la magnétoconvection, les récentes simulations numériques de magnétohydrodynamique (MHD) ont fourni des informations clés sur les mécanismes sous-jacents à une pléthore de phénomènes atmosphériques solaires. Jusqu'à présent, cependant, de telles simulations ont traité le plasma dans la photosphère et la chromosphère comme entièrement ionisé. Lorsque l'on tient compte du fait que les plasmas photosphériques et chromosphériques sont faiblement ionisés, de nouveaux effets tels que la dérive de Hall et la diffusion ambipolaire doivent être pris en compte. Nous présentons des simulations MHD qui utilisent une loi d'Ohm généralisée dans l'équation d'induction pour prendre en compte le couplage des ions neutres dans la photosphère solaire. La diffusion ambipolaire est responsable de l'effondrement des nappes de courant dans un plasma faiblement ionisé et l'effet Hall est responsable de la rotation du plan de polarisation des ondes d'Alfven. L'importance relative de ces effets respectifs sous certains régimes thermodynamiques sera discutée. T. Wang : Diagnostic spectroscopique des perturbations se propageant dans les boucles coronales : ondes ou écoulements ? Les perturbations d'intensité quasi-périodiques se propageant vers le haut le long de la structure coronale ont été étudiées avec des observations d'imagerie EUV depuis longtemps. Elles ont été principalement interprétées comme des ondes magnétoacoustiques en mode lent. Cependant, il a été récemment avancé qu'ils sont en fait causés par une faible composante ascendante quasi-périodique fortement décalée vers le bleu de l'ordre de 50-150 km/s. Nous présentons ici l'analyse des propriétés spectrales multi-longueurs d'onde des perturbations se propageant (PD) en utilisant les observations sit-and-stare Hinode/EIS. Tout d'abord, nous testons la modélisation directe des profils d'asymétrie rouge-bleu (RB) pour 6 lignes coronales EIS pour différentes vitesses Doppler de la gaussienne secondaire, et avons constaté que la vitesse dérivée par l'analyse RB est saturée lorsque la composante secondaire est centrée au décalage vitesses équivalentes à la largeur de la ligne. Cet effet conduit à une limitation de détection de la vitesse d'écoulement par la méthode RB à plus de 50-60 km/s en raison de la large largeur instrumentale pour les spectres EIS (en particulier pour la bande de courte longueur d'onde). Nous avons ensuite développé une méthode différente pour examiner les caractéristiques spectrales des PD. En supposant que l'émission excessive du profil de PD sur le fond (pris comme avant le PD) est causée par l'hypothétique flux ascendant, nous avons dérivé les vitesses LOS de l'ordre de 10-20 km/s pour le chaud (1 -1,5 MK), dans lesquelles les PD sont les plus importantes. Cette taille de vitesse est beaucoup plus petite que celles déduites de l'analyse d'asymétrie RB, et n'a pas pris en charge l'interprétation des PD par des flux ascendants intermittents à grande vitesse, et confirme donc l'interprétation des vagues précédente. Cependant, les PD observées dans les lignes de température plus élevées (environ 2 MK) semblent présenter des caractéristiques différentes. Nous discutons de leur origine sur la base des ajustements doubles gaussiens. L. Harra : Observations spectroscopiques d'une onde coronale de Moreton On observe une onde coronale ('EIT wave') en février 2011 16, en utilisant les données d'imagerie EUV de SDO/AIA et les données spectrales EUV de Hinode/EIS. La vague a accompagné une éruption M1.6 qui a produit une onde et a éjecté une éjection de masse coronale (CME). Les données EIS de la vague montrent une signature décalée vers le rouge indiquant les vitesses de ligne de mire de 20 km/s ou plus. Après le front d'onde principal décalé vers le rouge, il y a une période de faible vitesse (et peut-être légèrement décalée vers le bleu), suivie d'un deuxième décalage vers le rouge un peu plus faible que le premier cette progression peut être due aux oscillations de l'atmosphère EUV mises en mouvement par le front d'onde initial, bien que d'autres explications soient possibles. Le long de la direction de la fente EIS, la vitesse du front d'onde était 500 km/s, conformément à sa vitesse de propagation apparente projetée contre le disque solaire telle que mesurée dans les images AIA, et la deuxième caractéristique décalée vers le rouge avait des vitesses de propagation entre km/s. Ces résultats sont cohérents avec la vague observée générée par le CME sortant, comme dans le scénario de la vague classique de Moreton. Ce type d'étude spectrale détaillée des ondes coronales a jusqu'à présent été un défi, mais est maintenant possible en raison de la disponibilité de données AIA et EIS simultanées. M. Inomoto : Excitation d'ondes électromagnétiques à basse fréquence dans une expérience de laboratoire de reconnexion magnétique La reconnexion magnétique joue un rôle important dans les événements d'éruption rapide et de formation de structure dans les plasmas magnétisés. La reconnexion magnétique rapide est assurée par une grande dissipation magnétique, ou la résistivité anormale dans la région de diffusion, qui est induite par des instabilités microscopiques dans la nappe de courant. L'un des principaux candidats des micro-instabilités est l'instabilité de dérive hybride inférieure (LHDI), qui est souvent observée dans les expériences spatiales et en laboratoire. Des études récentes de simulation de particules tridimensionnelles ont souligné que l'instabilité de dérive de kink (DKI) est déclenchée après la saturation non linéaire du mode LHDI lorsque la demi-largeur de la feuille de courant diminue en dessous du gyrorayon ionique, ce qui entraîne une amélioration de la reconnexion et des anomalies chauffage ionique. A. Hillier : Simulations de l'instabilité magnétique de Rayeigh-Taylor dans le modèle de pominence de Kippenhahn-Schluter Les observations de protubérances au repos par le télescope optique solaire (SOT) à bord du satellite Hinode montrent des panaches de matière chaude et sous-dense s'élevant à travers la proéminence. Ces panaches se forment à la frontière entre la proéminence et les bulles de faible densité, d'une taille d'environ 10 mm, qui apparaissent sous la proéminence, puis s'élèvent à travers le matériau proéminent à des vitesses d'environ 20 km/s et des largeurs d'environ 1,5 mm. Le profil du panache varie de très turbulent à lisse, ce qui suggère que les conditions de proéminence, ainsi que celles de la bulle, sont importantes pour déterminer la dynamique. Pour étudier ce phénomène, nous effectuons des simulations de l'instabilité magnétique Rayleigh-Taylor dans un modèle de proéminence locale. L'instabilité crée des panaches ascendants de matériau chaud et sous-dense qui se propagent à travers le matériau proéminent à une vitesse d'environ 6-7 km/s et des largeurs d'environ 1,5 mm, en accord grossier avec les observations de Hinode. Les effets non linéaires, dans lesquels l'interaction entre les panaches entraîne un processus en cascade inverse créant de grands panaches à partir de panaches plus petits, se sont avérés importants. L'augmentation de la force du champ magnétique crée des structures de panache plus lisses. L'ajout d'un champ de guidage puissant, suggéré dans certains modèles de proéminence, n'entrave pas la formation du panache mais modifie l'échelle dynamique. L'instabilité de Rayleigh-Taylor entraîne un flux ascendant d'énergie magnétique et un flux descendant de masse. Les résultats des simulations correspondent bien aux caractéristiques des panaches observés, suggérant que l'instabilité magnétique de Rayleigh-Taylor pourrait être importante pour déterminer la structure de proéminence ainsi que pour modifier la distribution de l'énergie magnétique dans les cavités coronales sus-jacentes qui finissent par éclater sous forme d'éjections de masse coronale. S. Imada : Observation spectroscopique d'imagerie des éruptions de filaments par l'étude Hinode/EIS Flare Hunting Jusqu'à présent, Hinode/EIS a observé plusieurs éruptions et révèle les caractéristiques dynamiques associées aux écoulements pendant l'éruption. D'un autre côté, la résolution temporelle dans la plupart des observations d'éruptions EIS n'est pas suffisante pour révéler les caractéristiques dynamiques associées à l'éruption. Par conséquent, nous avons proposé l'étude Flare Hunting à cadence rapide ( 6 min) pour se concentrer en observant la caractéristique dynamique. De décembre 2009 à avril 2011, Flare Hunting Study a produit plus de 5 000 images raster. Nous avons traité 5 000 données de balayage raster et vérifié les images traitées (intensité, vitesse, largeur de ligne). Nous avons identifié le flare non pas par la classe GOES mais l'augmentation de l'intensité de la raie FeXXIII ou FeXXIV. Après tout, plus de 30 événements individuels associés aux poussées sont détectés. On peut observer de nombreuses signatures descendantes lors des éruptions dans les raies d'émission coronale (Te 1MK). Par exemple, boucle post-éruption décalée vers le rouge, fortement décalage vers le rouge près du point de départ des boucles d'évasement pendant la phase impulsive et plasma décalé vers le rouge associé à l'éruption du filament. Y. Su : Observations et modélisation du champ magnétique de l'événement Flare/CME du 8 avril 2010 Nous présentons deux études sur l'événement flare/CME qui s'est produit dans la région active 11060 le 8 avril 2010. Cette éruption est bien observée à plusieurs canaux EUV et UV par SDO/AIA. Le CME est observé par STEREO et SOHO/LASCO. Nous créons une série de modèles de champ magnétique statique, en utilisant la méthode d'insertion de flux-corde développée par van Ballegooijen (2004). Les conditions aux limites pour les champs magnétiques sont fournies par des magnétogrammes en ligne de visée pris par SDO/HMI. Le modèle NLFFF le mieux adapté est contraint par les boucles coronales observées par SDO/AIA et Hinode/XRT. Nous trouvons que le flux axial dans le modèle NLFFF de pré-évasement le mieux ajusté (Axi=4e20 Mx) est proche du seuil d'instabilité (Axi=5e20 Mx). Le modèle instable (Axi=6e20 Mx) correspond aux points de pied d'évasement et aux gradations coronales observées au début de l'événement. Nous produisons également des versions à l'échelle de ces trois modèles en géométrie cartésienne et utilisons ces modèles comme conditions initiales réalistes pour les simulations MHD tridimensionnelles zéro bêta (Torok & Kliem 2003, Kliem et al. 2004). Ces simulations MHD confirment que le modèle avec un flux axial de 4e20 Mx est stable, tandis que le modèle avec un flux axial de 6e20 Mx éclate comme un véritable CME. Des comparaisons détaillées du modèle CME avec des observations (par exemple, la dynamique, la morphologie, la direction d'éruption du CME) seront présentées. H. Hara : Caractéristiques observées de la reconnexion magnétique en 2007 Fusée du 19 mai Nous rapportons les caractéristiques observées qui se sont produites près de la région de la boucle supérieure d'une éruption du 19 mai 2007. Nous avons trouvé une source chaude à boucle, un jet rapide à proximité et une structure d'afflux vers la source chaude dans la phase impulsive de l'éruption du spectromètre d'imagerie Hinode EUV. À partir des relations géométriques et des paramètres observés de ces phénomènes, nous concluons qu'ils fournissent des preuves d'une reconnexion magnétique qui se produit près de la région du sommet de la boucle. Le taux de reconnexion estimé à partir des paramètres observés est de 0,05-0,1, ce qui supporte la reconnexion magnétique de type Petschek. La présence de chocs MHD en mode lent et en mode rapide est discutée avec des preuves à l'appui basées sur les quantités observées. S. Chestov : Diagnostic spectral du plasma de flare et de la région active basé sur les spectres EUV du spectrohéliographe SPIRIT à bord de CORONAS-F Le spectrohéliographe EUV SPIRIT à bord du satellite CORONAS-F a fonctionné en orbite de 2001 à 2005. Le spectrohéliographe a été construit sur un schéma optique sans fente avec un réseau de diffraction à incidence rasante. Un tel schéma fournit un champ de vision plein soleil avec une résolution spectrale et spatiale comparativement élevée. Les bandes spectrales des spectrohéliographes 176-207 A et 280-330 A comportent des raies correspondant à une large gamme de températures : du Si VIII froid et Mg VIII (Tmax - 0,8 MK) au Ca XVII et Fe XXIV chaud (Tmax - 10-15 MK). Pendant l'exploitation du satellite, plusieurs milliers de spectrohéliogrammes ont été enregistrés, dont des dizaines de spectrohéliogrammes avec des éruptions solaires intenses de classes M et X. Les spectres obtenus ont été utilisés pour des diagnostics de température (DEM) et de densité de plasma dans les éruptions et les régions actives. Nous avons trouvé une quantité considérable de plasma chaud dans plusieurs régions actives pour les éruptions solaires Le DEM a été obtenu puisque pour certaines éruptions plusieurs spectres ont été enregistrés pendant la phase de désintégration, l'évolution du DEM a été obtenue. Les données spectroscopiques EUV de SPIRIT peuvent être utilisées pour le diagnostic des régions actives et des plasmas d'éruption, la vérification des données atomiques, la vérification et l'évaluation des fonctions de réponse des télescopes EUV. S. Guidoni : un nouveau regard sur une structure évasée classique La fusée éclairante M1.4 du 28 janvier 2011 a une ressemblance remarquable avec la célèbre fusée éclairante Tsuneta de 1992. Elle a été observée avec Hinode/XRT, SDO/AIA et STEREO (A)/EUVI, nous donnant une résolution plus élevée, une plus grande couverture de température , et des vues stéréoscopiques de cette structure emblématique. Nous interprétons ces observations en termes d'un modèle nouvellement développé de rétraction des tubes de flux reconnectés. Dans ce modèle, la rétraction entraîne des chocs dynamiques gazeux qui chauffent et compriment le plasma. D. Baker : Prévision d'un CME par un précurseur spectroscopique Les flux de plasma multi-températures résultant de l'interaction entre une région active mature (AR) à l'intérieur d'un trou coronal équatorial (CH) sont étudiés. Les vitesses de sortie observées par Hinode EIS variaient de quelques à 13 km/s pendant trois jours sur les bords est et ouest de l'AR. Cependant, le quatrième jour, les vitesses se sont intensifiées jusqu'à 20 km/s au point d'ancrage ouest de l'AR&rsquos environ six heures avant un CME. Des simulations numériques 3D MHD de la configuration magnétique observée du complexe AR-CH ont montré que l'expansion des boucles AR&rsquos matures entraîne des écoulements persistants le long du champ CH voisin. Sur la base de ces simulations, l'intensification des écoulements observés avant l'éruption du côté ouest de l'AR, où l'interface de champ AR et CH de même polarité, est interprétée comme le résultat de l'expansion d'un AR sigmoïde, en particulier d'une corde de flux contenant un filament. qui fournit une compression plus forte du champ CH voisin de ce côté de l'AR. L'intensification des flux sortants dans le RA est proposée comme un nouveau type de précurseur de CME. K. Kusano : étude comparative de l'apparition d'éruptions solaires basée sur des simulations MHD et des observations de Hinode Bien qu'il soit maintenant largement admis que les éruptions solaires sont provoquées par l'énergie magnétique stockée autour des taches solaires, ce qui déclenche leur apparition n'est pas encore bien compris. Les hypothèses pour le mécanisme d'apparition des éruptions incluent le modèle de flux émergent, dans lequel la reconnexion magnétique causée par l'émergence du flux magnétique du dessous de la surface solaire vers la couronne conduit à des éruptions solaires. Cependant, la condition de ce processus n'est pas encore claire. Ici, nous étudions quel type de flux émergent peut provoquer l'apparition d'éruptions solaires sur la base de la comparaison entre les simulations MHD tridimensionnelles et l'observation Hinode/SOT des activités pré-éruption. Premièrement, en termes de simulations, nous avons constaté que le petit flux magnétique émergé dans une arcade magnétique cisaillée est capable de déclencher une éruption fulgurante, si et seulement si l'orientation azimutale ainsi que la quantité de flux émergent remplissent certaines conditions. En particulier, les simulations indiquent qu'il existe deux fenêtres paramétriques différentes pour l'azimut du flux émergent pour déclencher des éruptions. Deuxièmement, nous avons analysé l'activité émergente du flux d'AR NOAA 10930 en comparant les images Ca II H et le magnétogramme longitudinal pris par Narrowband Filter Imager de Hinode/SOT. En conséquence, il a été montré que certains événements d'éclaircissement pré-éclair coïncident avec l'émergence rapide d'un petit système magnétique bipolaire. Enfin, nous montrerons la structure géométrique de chaque émergence de flux pour examiner les résultats de simulation de l'azimut préférentiel du flux émergent pour déclencher l'éruption. S. Savage : Observations de la nappe actuelle et de la reconnexion des flux entrants et sortants pendant les éruptions solaires La reconnexion magnétique est largement acceptée comme source d'énergie dominante pendant les éruptions solaires, cependant, ses observations ont été indirectes et/ou incomplètes. En utilisant la suite d'instruments disponibles couvrant l'espace des longueurs d'onde, nous fournirons des observations et des mesures des entrées et des sorties prédites à partir de la reconnexion sous la forme d'entrées précédant les sorties (c'est-à-dire des flux descendants supra-arcade, des boucles descendantes supra-arcade, des flux ascendants et des événements de déconnexion ). Nous présenterons également des preuves pour les nappes de courant à travers lesquelles la reconnexion est attendue et discuterons du mouvement de la nappe actuelle pendant la progression de l'éruption. J. Trujillo Bueno : L'effet Hanle depuis l'espace pour mesurer les champs magnétiques de la chromosphère supérieure Nous présentons quelques prédictions théoriques concernant les amplitudes et les sensibilités magnétiques des signaux de polarisation linéaire produits par les processus de diffusion dans certaines raies spectrales UV et FUV de la chromosphère supérieure et de la région de transition, telles que Ly-alpha et Mg II k. Pour cela, nous avons calculé la polarisation au niveau atomique (déséquilibres de population et cohérences quantiques) induite par le pompage anisotrope du rayonnement dans des modèles semi-empiriques et hydrodynamiques de l'atmosphère solaire, en tenant compte du transfert radiatif et de l'effet Hanle provoqué par la et des champs magnétiques aléatoires. Les amplitudes des signaux de polarisation linéaire émergents varient typiquement entre une fraction de pour cent et quelques pour cent, en fonction de la géométrie de diffusion et de la force et de l'orientation du champ magnétique. Les résultats présentés ici encouragent le développement de polarimètres UV pour les fusées-sondes et les télescopes spatiaux dans le but d'ouvrir une véritable fenêtre de diagnostic pour les mesures de champ magnétique dans la chromosphère supérieure et la région de transition du Soleil. K. Kobayashi : Le spectropolaire chromosphérique Lyman-Alpha (CLASP)
Quelle est la fente et la fente sur l'instrument EIS (spectromètre d'imagerie EUV) de Hinode ? - Astronomie
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5. Options et contraintes de l'instrument
5.1. Types de spectromètres
5.2. Options d'imagerie
5.3. Options de détecteur
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Quelle est la fente et la fente sur l'instrument EIS (spectromètre d'imagerie EUV) de Hinode ? - Astronomie
Auteur(s) du résumé: Steiner, O. (1)
Établissement(s): (1) Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Un centre d'intérêt récent concerne les écoulements tourbillonnaires. Des signatures de divers écoulements tourbillonnaires ont été découvertes par le suivi de caractéristiques et des observations spectroscopiques dans la photosphère et la chromosphère. Ces découvertes sont complétées par des analyses de simulations numériques, qui conduisent à de nouvelles connaissances et prédictions.
En ce qui concerne le champ magnétique, des observations avec le Solar OpticalTelescope de l'observatoire spatial de Hinode ont révélé des parties du flux magnétique jusqu'alors appelé "caché" et l'ont rendu accessible à la polarimétrie Zeeman. Il a été constaté que le champ magnétique de l'atmosphère calme du Soleil n'est pas turbulent de manière homogène mais qu'il présente une structure sous la forme de minuscules boucles et concentrations de flux et qu'il pointe principalement dans la direction horizontale. L'origine de ce domaine reste énigmatique. Est-ce que tout est généré par la dynamo de surface ? Dans quelle mesure est-il constitué d'un champ recyclé de régions actives en décomposition ? La propagation des ondes magnétoacoustiques dans une atmosphère d'atmosphère structurée magnétiquement complexe vient de commencer à faire l'objet de recherches intenses. Il semble que la conversion des ondes lentes à prédominance acoustique en ondes rapides à prédominance magnétique près de la surface de l'unité plasma-bêta soit responsable de la réduction mesurée du temps de parcours des ondes dans les zones magnétiques et de ce qu'on appelle l'ombre magnétique.
Auteur(s) du résumé: Hill, F. (1)
Établissement(s): (1) Observatoire solaire national
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Ishikawa, R. (1)
Établissement(s): (1) Observatoire astronomique national du Japon
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Casini, R (1)
Établissement(s): (1) HAO
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Kamio, S. (1)
Établissement(s): (1) MP
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Kitai, R. (1)
Établissement(s): (1) Observatoires Kwasan et Hida, Université de Kyoto
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Carlsson, M, (1), Hansteen, V. H. (1), Gudiksen, B. V. (1)
Établissement(s): (1) Institut d'Astrophysique Théorique, Université d'Oslo
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Winebarger, A.R. (1)
Établissement(s): (1) NASA/MSFC
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Zhang, M. (1)
Établissement(s): (1) Observatoire astronomique national de Chine
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: Fletcher, L. (1)
Établissement(s): (1) École de physique et d'astronomie, Université de Glasgow
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: Tsuneta, S. (1), JAXA Solar-C GT (2)
Établissement(s): (1) NAOJ, (2) ISAS/JAXA
Session: Besoins futurs - Observationnel, théorique et informatique
Notre approche pour mettre en œuvre cet objectif scientifique passe par la spectroscopie d'imagerie à haute résolution pour l'ensemble de l'atmosphère solaire sans lacunes dans la couverture de température où le plasma pourrait échapper à la détection en raison d'un manque de sensibilité instrumentale. Hinode a clairement montré que la combinaison d'une haute résolution spatiale et de la spectroscopie (y compris la spectro-polarimétrie) est d'une importance critique à la fois dans la photosphère et dans la couronne. Les instruments de l'homme de paille pour le satellite Solar-C comprennent un plus grand télescope à lumière visible, qui obtient des cartes magnétiques et de vitesse pour la chromosphère et la photosphère, un spectromètre d'imagerie UV à haut débit couvrant la chromosphère à travers la couronne, et un appareil à rayons X/EUV spectromètre imageur. Les trois instruments couvriront de manière transparente la photosphère à travers la couronne. Une couverture spectroscopique aussi large à haute résolution n'est disponible avec aucune mission lancée à ce jour. Les instruments Solar-C se caractérisent par une résolution spatiale et spectrale élevée, un débit élevé, une large couverture de température et une résolution temporelle élevée, meilleures que celles disponibles pour toutes les missions existantes.
Un rapport intermédiaire de la mission est disponible dès maintenant. Le document décrit l'état actuel du développement du concept de mission Solar-C. Au fur et à mesure que le programme progresse, nous continuerons à solliciter de nouvelles idées et améliorations des définitions de mission, en particulier de la part de nos collègues en dehors du Japon. Nous reconnaissons que Solar-C ne sera réalisé qu'avec la participation enthousiaste de la NASA et de l'ESA à toutes les phases de son développement, de la conception des instruments à leur construction et à l'exploitation scientifique de la mission Solar-C.
Étant donné que le plan A est aussi important que Solar-C pour notre avenir et qu'il faudra beaucoup de temps pour être prêt pour une mission, nous souhaitons poursuivre les activités du plan A en tant que programme Solar-D. Cela comprend la préparation d'une mission appelée DESTINY (PI : Dr. Y. Kawakatsu, [email protected], Département des systèmes spatiaux et de l'astronautique, ISAS/JAXA) pour l'annonce d'opportunité du petit satellite ISAS prévue en 2012 : il s'agit essentiellement d'un satellite de démonstration technologique pour un gros moteur ionique, une pagaie solaire ultra-légère, un fonctionnement autonome embarqué et une conception et un contrôle avancés de l'orbite, tous devant être utilisés dans le programme Solar-D. Le plan est de lancer DESTINY à L2 en 2016-2017. Parallèlement au développement de Solar-C, ISAS/JAXA peut allouer des ressources pour exécuter le programme de développement de base de la mission Solar-D.
Auteur(s) du résumé: De Pontieu, B. (1), Titre, A. (1), Lemen, J. (1), Schrijver, C.J. (1), Tarbell, T.D. (1), Wuelser, J.-P. (1), Golub, L. (2), Kankelborg, C. (3), Carlsson, M. (4), Hansteen, V. (4)
Établissement(s): (1) Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory, Palo Alto, CA, (2), Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA, (3), Montana State University, Bozeman, MT, (4) Institute of Theoretical Astrophysics, Université d'Oslo, Norvège
Session: Besoins futurs - Observationnel, théorique et informatique
Auteur(s) du résumé: Testa, P. (1)
Établissement(s): (1) Centre Harvard-Smithsonian d'astrophysique
Session: Connexions Solaire-Stellaire
Auteur(s) du résumé: Antolin, P. (1), Rouppe van der Voort, L. (1), Verwichte, E. (1)
Établissement(s): (1) Institut d'Astrophysique Théorique, Université d'Oslo
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: He, Han (1), Wang, Huaning (1), Yan, Yihua (1)
Établissement(s): (1) Observatoires astronomiques nationaux, Académie chinoise des sciences, Pékin, Chine.
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Shimizu, T.(1), Ichimoto, K.(2), Suematsu, Y.(3)
Établissement(s): (1) ISAS/JAXA, Japon, (2) Université de Kyoto, Japon, (3) NAOJ, Japon
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Nous avons réussi à surveiller en continu le développement d'une région de flux émergente du 30 au 31 décembre 2009, avec le magnétogramme Hinode SOT et les observations Ca II H. Les observations couvrent du début de l'émergence à la formation d'une grande paire de taches solaires bien développée, en passant par le moment de la formation pénombre. Nous avons découvert une remarquable structure en forme d'anneau sombre (3-5 secondes d'arc dans la direction radiale) entourant la tache dans Ca II H, qui est apparue peu de temps après la formation des pores et a existé jusqu'à l'apparition de la pénombre au niveau de la photosphère. Le signal magnétique est assez faible dans l'anneau. Le flux du réseau préexistait avant l'émergence du flux (même polarité avec la tache solaire) a été balayé jusqu'à la limite extérieure de l'anneau, et ils ont gardé une distance de 3 à 5 secondes d'arc du pore (ombre), bien que l'ombre se soit déplacée lentement vers l'extérieur comme le flux a émergé. Enfin, la pénombre a été formée pour remplir la région en forme d'anneau.
Quel est cet anneau Ca II H avant la formation pénombre ? Il est complètement différent du fossé, dans lequel les éléments magnétiques mobiles se déplacent vers l'extérieur dans la direction radiale. L'anneau est bien visible sur les images chromosphériques de Ca II H, alors que les granules normaux ne sont visibles que sur les images photosphériques en bande G. Nous en déduisons qu'une structure de canopée est déjà formée autour de l'ombre au niveau chromosphérique, bien avant la formation de la pénombre au niveau photosphérique. La pression magnétique exercée par la structure de la canopée peut agir pour maintenir la distance de 3 à 5 secondes d'arc des éléments de réseau préexistants. Par conséquent, la remarquable structure annulaire Ca II H est un précurseur chromosphérique de la formation de pénombre et, avec cette « pénombre chromosphérique précurseur », nous pouvons prédire la taille et la zone où la pénombre se formera au niveau de la photosphère.
Auteur(s) du résumé: Tiwari, S. K. (1), Lagg, A. (1), Solanki, S. K. (1)
Établissement(s): (1) Institut Max-Planck pour la recherche sur le système solaire, Katlenburg-Lindau, 37191, Allemagne
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: A. Ortiz (1), L. Bellot Rubio (2) & L. Rouppe van der Voort (1)
Établissement(s): (1) Institut d'Astrophysique Théorique, Université d'Oslo, Norvège, (2) Instituto de Astrofisica de Andalucia-CSIC, Espagne
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Savcheva, A. (1), Pariat, E. (1), DeLuca, E. (1), van Ballegooijen, A. (1), Aulanier, G. (1)
Établissement(s): (1) Université de Boston
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: (!) Toriumi, S., (1) Yokoyama, T.
Établissement(s): (1) L'Université de Tokyo
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Shiota, D. (1), Tsuneta, S. (2), Orozco Suarez, D. (2), Shimojo, M. (3), Sako, N. (4)
Établissement(s): (1) RIKEN, Wako, Saitama, Japon, (2) National Astronomical Observatory of Japan, Mitaka, Tokyo, Japan, (3) Nobeyama Solar Radio Observatory, NAOJ, Nobeyama, Nagano, Japon (4) The Graduate University for Advanced Études, Mitaka, Tokyo, Japon
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Otsuji, K. (1), Kitai, R. (2), Ichimoto, K. (2), Shibata, K (2)
Établissement(s): (1) Observatoire national d'astronomie du Japon, (2) Observatoire Kwasan et Hida, Université de Kyoto
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Munoz-Jaramillo, A. (1), DeLuca, E. (1)
Établissement(s): (1) Centre Harvard-Smithsonian d'astrophysique
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Martinez-Sykora, J. (1,2) De Pontieu, B. (1) Hansteen, V. H. (2) Moreno-Insertis, F. (3) Pereira, T. M. D. (1)
Établissement(s): (1) Lockheed Martin Solar & Astrophysics Lab, Palo Alto, CA, USA, (2) Institut d'astrophysique théorique, Université d'Oslo, Norvège, (3) Instituto Astrofisico de canarias, La Laguna, Tenerife, Espagne
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Williams, D.R. (1), Lee, E. (2), Lapenta, G. (2)
Établissement(s): (1) Mullard Space Science Laboratory, University College London, Holmury St Mary, Surrey, RH5 6NT, Royaume-Uni, (2) Centrum voor Plasma-Astrofysica, Katholieke Universiteit Leuven, Belgique
Session: Structuration magnétique du Soleil depuis le dessous de la photosphère à travers la couronne
Auteur(s) du résumé: Tian, H. (1), McIntosh, S. W. (1), De Pontieu, B. (1), Martinez-Sykora, J. (1), Sechler, M. (1), Wang, X. (1)
Établissement(s): (1) Observatoire de haute altitude, Centre national de recherche atmosphérique
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: De Moortel, I. (1), Pascoe, D. J. (1)
Établissement(s): (1) Université de St Andrews
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Mason, H. (1), Tripathi, D. (1), Klimchuk, J. (1), Del Zanna, G. (1), O'Dwyer, B. (1)
Établissement(s): (1) Université de Cambridge
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Tiago M.D. Pereira (1), Bart De Pontieu (2), Mats Carlsson (3)
Établissement(s): (1) NASA Ames Research Center (2) Lockheed-Martin Solar & Astrophysics Lab (3) Institut d'astrophysique théorique, Université d'Oslo
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Guarrasi, M. (1)(2), Reale, F. (1)(2), Orlando, S. (2), Mignone, A. (3)
Établissement(s): (1) Universita degli Studi Di Palermo, Palerme, Italie, (2) INAF Osservatorio Astronomico di Palermo, Palerme, Italie
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Olluri, K. (1), Gudiksen, B. (1), Hansteen, V. (1)
Établissement(s): (1) Institut d'Astrophysique Théorique, Université d'Oslo
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Culhane, J. L. (1), van Driel-Gesztelyi, L. (1, 2, 3), Baker, D. (1) Rouillard, A. (4), Démoulin, P. (2), Mandrini, C.H. (5), Opitz, A. (6)
Établissement(s): (1) MSSL/UCL, Royaume-Uni. (2) Observatoire de Paris, LESIA, France. (3) Observatoire Konkoly, Hongrie. (4) LNR, Washington, États-Unis. (5) IAFE, Université de Buenos Aires, Argentine. (6) CNRS, CESR, Toulouse, France.
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Kano, R. (1), Tsuneta, S. (1), Ueda, K. (2)
Établissement(s): (1) Observatoire national d'astronomie du Japon, Tokyo, Japon, (2) Université de Tokyo, Tokyo, Japon
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Okamoto, T. J. (1), De Pontieu, B. (2)
Établissement(s): (1) NAOJ, (2) LMSAL
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Nous supposons que les ondes se propageant vers le haut sont produites près de la surface solaire (sous le spicule) et que les ondes se propageant vers le bas sont causées par la réflexion (initialement) des ondes se propageant vers le haut au large de la région de transition au sommet du spicule. Le mélange d'ondes se propageant vers le haut et vers le bas implique que l'exploitation de ces ondes pour effectuer une sismologie de l'environnement spiculaire nécessite une analyse minutieuse et peut être problématique.
Auteur(s) du résumé: Matsumoto, T. (1), Suzuki, TK (1)
Établissement(s): (1) Université de Nagoya
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: N. Nishizuka (1), T. Nakamura, T. Kawate, K. A. P. Singh et K. Shibata (2)
Établissement(s): (1) ISAS/JAXA, (2) Observatoires Kwasan et Hida, Université de Kyoto
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Cheung, M.C.M. (1), Cameron, R.H. (2)
Établissement(s): (1) Lockheed Martin Solar & Astrophysics Laboratory, Palo Alto, CA, (2) Max Planck Institute for Solar System Research, Katlenburg-Lindau, Allemagne
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: Wang, T. (1,2), Ofman, L. (1,2) et Davila, J.M. (2)
Établissement(s): (1) Université catholique d'Amérique, Washington, DC, États-Unis, (2) Centre de vol spatial Goddard de la NASA, Greenbelt, MD, États-Unis
Session: Transport et dissipation d'énergie à travers l'atmosphère solaire et dans l'héliosphère
Auteur(s) du résumé: H., Sterling (1), Gomory (1), Veronig (1)
Établissement(s): (1) UCL-MSSL
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: M. Inomoto, A. Kuwahata, S. Ito, H. Tanabe, Y. Hayashi, P. Copinger, T. Ii, B. Gao, T. Ito, T. Yamada, Y. Ono
Établissement(s): L'Université de Tokyo
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Les comportements locaux des nappes de courant ont été étudiés expérimentalement en utilisant des dispositifs de fusion de plasma toroïdaux, dans lesquels des événements de reconnexion magnétique auto-organisés se développent avec une faible contrainte des conditions aux limites. Récemment, une excitation d'ondes électromagnétiques à basse fréquence a été observée associée à la reconnexion magnétique avec un champ guide modéré (environ la moitié du champ de reconnexion). Les ondes ont une fréquence dans la gamme de fréquence cyclotron ionique et une longueur d'onde parallèle de l'ordre de plusieurs gyrorayons ioniques. L'amélioration de la résistivité effective dans la nappe de courant a été observée à peu près au même moment où l'amplitude d'onde maximale jusqu'à 10 % du champ de reconnexion a été détectée. Ces résultats expérimentaux suggèrent que le DKI comme la modulation de feuille de courant développe et améliore le taux de reconnexion.
Auteur(s) du résumé: Andrew Hillier (1), Thomas Berger (2), Kazunari Shibata (1) et Hiroaki Isobe (3)
Établissement(s): (1) Observatoires Kwasan et Hida, Université de Kyoto, Japon (2) Lockheed Martin Advanced Technology Center, Palo Alto, Californie, États-Unis (3) Unité d'études synergétiques pour l'espace, Université de Kyoto, Japon
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: Imada S. (1), Hara H. (1), Watanabe T. (1), Shimizu T. (1), Harra L. K. (1)
Établissement(s): (1) ISAS/JAXA
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Dans cet exposé, nous concentrons les caractéristiques d'écoulement du filament en éruption. Nous avons trouvé quelques événements d'éruption de filaments associés à l'éruption. Nous pouvons clairement identifier dans la ligne OVI. En fait, il semble que ces filaments soient une fois en éruption et qu'ils se replient. EIS a clairement observé les signaux de vitesse des filaments avec une cadence de 6min. Au début de l'éruption, une partie des filaments montre le blueshift (quelques 10km/s) dans FeXII et FeX. Après 6 minutes plus tard, FeXII et FeX montrent les décalages vers le rouge clairs dans la jambe des filaments, bien que les filaments semblent toujours en éruption. Les vitesses d'écoulement sont d'environ 100 km/sec (presque la vitesse du son) estimées par double ajustement gaussien. Ce résultat peut suggérer que les filaments perdent leur masse le long de la boucle pendant la phase d'éruption. De plus, le processus de perte de masse peut fonctionner comme un retour positif à l'éruption du filament (comme Parker-Instability).
Auteur(s) du résumé: Yingna Su (1), Bernhard Kliem (2), Adriaan van Ballegooijen (1), Vincent Surges (1), Edward Deluca (1)
Établissement(s): (1) Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA, USA (2) Institute for Physics and Astronomy, Unversity Potsdam, Potsdam, Allemagne
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: Hara, H. (1), Watanabe, T. (1), Harra, L. K. (2), Culhane, J. L. (2) et Young, P. R. (3)
Établissement(s): (1) Observatoire national d'astronomie du Japon, (2) UCL-Mullard Space Science Lab., Royaume-Uni, et (3) Université Geroge Mason, États-Unis
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: S.V. Chestov, S.V. Kuzin, S.A. Bogachev, A.A. Reva
Établissement(s): Institut de Physique Lebedev
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: Silvina E. Guidoni, David E. McKenzie, Dana W. Longcope
Établissement(s): Université d'État du Montana - Bozeman
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Les images à haute température révèlent un éclaircissement qui grossit pour former une structure en forme de tour au-dessus d'une arcade post-fusée. Nous combinons les images avec une extrapolation de surface de source de champ potentiel (PFSS) pour développer une image complète de la structure du champ magnétique et des variables d'état du plasma coronal.XRT fournit des mesures précises à haute température du plasma tandis que les observations simultanées à haute résolution et à haute cadence de l'AIA nous permettent de cartographier l'évolution du plasma. De plus, les données EUVI sont utilisées pour estimer la profondeur de la ligne de visée de la tour lumineuse.
Auteur(s) du résumé: Baker, D. (1), van Driel-Gesztelyi, L. (1,2,3), Green, L.M. (1)
Établissement(s): (1) Mullard Space Science Laboratory, University College London, UK, (2) Observatoire de Paris, Meudon, France, (3) Observatoire Konkoly, Budapest, Hongrie
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: Kusano, Kanya (1,2), Bamba, Yumi (1), Yamamoto, Tetsuya T. (1)
Établissement(s): (1) Laboratoire de l'environnement solaire et terrestre, Université de Nagoya, Furo-cho, Chikusa-ku, Nagoya, Aichi, 4648601, Japna, (2) Agence japonaise pour les sciences et technologies marines et terrestres, Kanazawa-ku, Yokohama, Kanagawa, 236001, Japon
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: (1) Sabrina Savage, (1) Gordon Holman, (2) Kathy R. Reeves, (3) Daniel B. Seaton, (4) David E. McKenzie, (1) Yang Su
Établissement(s): (1) NASA/GSFC, Greenbelt, MD (2) Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA (3) Observatoire royal de Belgique, Bruxelles, Belgique (4) Montana State University, Bozeman, MT
Session: Instabilités, transitoires et éruptions
Auteur(s) du résumé: J. Trujillo Bueno, J. Stepan, L. Belluzzi, et al.
Établissement(s): Instituto de Astrofisica de Canarias
Session: Besoins futurs - Observationnel, théorique et informatique
Auteur(s) du résumé: Kobayashi, K. (1), Tsuneta, S. (2), Trujillo Bueno, J. (3), Bando, T. (2), Belluzzi, L. (3), Casini, R. (4), Carlsson, M. (5), Cirtain, J. (6), De Pontieu, B. (7), Hara, H. (2), Ichimoto, K. (8), Ishikawa, R. (2), Kano , R. (2), Katsukawa, Y. (2), Kubo, M. (2), Kim, T. (6), Manso Sainz, R. (3), Narukage, N. (2), Asensio Ramos , A. (3), Robinson, B. (1), Sakao, T. (9), Shimizu, T. (8), Stepan, J. (3), Suematsu, Y. (2), Watanabe, H (8), Ouest, E. (6), Winebarger, A. (6)
Établissement(s):
Session: Besoins futurs - Observationnel, théorique et informatique