Prsentation PowerPoint

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La Physique Solaire
Par Régis LE COCGUEN Observatoire de Paris, LESIA
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Le cycle proton-proton
Le cycle CNO
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Latmosphère du Soleil
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La photosphère
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Taches solaires et granulation
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La chromosphère
Dans la raie du calcium à 393.3 nm
Dans la raie de lhydrogène À 656.3 nm
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Les protubérances
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La couronne solaire
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Le vent solaire
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Les éruptions solaires
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Ejection de masse coronale
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Lobservation du Soleil
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Onde électromagnétique perturbation
périodique sinusoïdale qui transporte de
lénergie
La  vibration  é-m est TRANSVERSALE (n.b. les
vibrations mécaniques - acoustiques - sont,
elles, longitudinales)
l
Théorie  classique  presque achevée par J.C.
Maxwell en 1873
Fréquence n nombre doscillations complètes du
champ par unité de temps.
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Le rayonnement du Corps Noir  Tout
corps chauffé rayonne  chauffer, cest
augmenter la température, cest-à-dire
lagitation des atomes ou des molécules du corps
que lon chauffe. Empiriquement, on constate que
la distribution dénergie émise est continue,
quelle est dissymétrique en fréquence de part et
dautre dun maximum démissivité dont la
position dans le spectre ne dépend que de la
température. Le rayonnement du  corps noir 
(corps capable démettre toutes les radiations
électromagnétiques quil reçoit) correspond à
leffet statistique de la sommation des
rayonnements élémentaires de tous les atomes,
molécules, etc Lhypothèse quantique a été
formulée par Planck pour expliquer la forme du
spectre du corps noir et a eu le succès que
lon sait!
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flux relatif
Distribution spectrale de lénergie rayonnée par
un corps noir (Loi de Planck)
l (nm)
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Loi de Wien la position du maximum de la
distribution dénergie électromagnétique
rayonnée par un corps noir dépend exclusivement
de la température de celui-ci l max(m)
2.90 10 3 / T (K) Loi de Stefan
lémissivité dun corps noir de température T
(intégrale de la courbe de Planck sur lensemble
du spectre) est donnée par L s . T4
avec s 5.67 10 8 W/(m2. K4)
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(No Transcript)
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Les limitations observationnelles 1)
coupure  cosmique  due à lhydrogène neutre
galactique et intergalactique. Tout photon
d énergie plus élevée que 13.6 eV (l lt 912 A ,
jusquaux X mous, est susceptible d être
absorbé. 2) coupure ionosphérique vers l 1 m
des ondes radio. (Mais le spectre peut être
observé au-delà depuis l espace) 3) fenêtres de
transmission de la basse atmosphère terrestre de
l 10m à 800 m, puis des  trous  dassez
médiocre qualité jusque 450 m, puis impossibilité
jusque 20 m, des trous très médiocres jusqu à 5
m, bonne qualité de 1m à 0.3 m, puis absorption
totale de lultraviolet, des X et des gamma
(heureusement pour nous) et transmission de
nouveau possible à des énergies extrêmement
élevées, où les photons cosmiques sont
rarissimes. --gtgtgt combinaison dobservation
depuis le sol et depuis lespace
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CN
Hb
MgH
Mg I
Na I
Ha
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Observation amateur par projection
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Sidérostats et héliostats
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Les filtres pleine-ouverture D5 visuel D4 photo
Le filtre coloré vert améliore le contraste des
taches et de la granulation.
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Le Soleil en Halpha
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Photographier le Soleil
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Le spectre du Soleil
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La tour solaire de Meudon
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(No Transcript)
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THEMIS Télescope Héliographique pour l'Etude du
Magnétisme et des Instabilités Solaires
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SOHOSolar and Heliospheric Observatory
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SOLAR B
Une nouvelle mission automatique japonaise,
conduite avec la participation de lESA, a pris
le départ le 23 septembre 2006 depuis le centre
spatial Uchinoura de la JAXA (Japan Aerospace
Exploration Agency). Son but est d'étudier les
mécanismes qui actionnent latmosphère solaire et
de rechercher les causes des eruptions solaires
les plus violentes, le tout devant permettre une
meilleure compréhension de l'action du Soleil sur
notre Terre.
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SOLARNET