Protubérance solaire | EPFL Graph Search

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vignette|Photographie amateur d'une protubérance solaire au coronographe. Une protubérance solaire est une structure visible dans l'atmosphère solaire, composée d'un plasma relativement froid, de l'ordre de K (c'est-à-dire une température du même ordre de grandeur que celle de la chromosphère du Soleil) et dense, baignant dans la couronne bien plus chaude et ténue et confiné par le champ magnétique coronal. Les protubérances ne sont autres que des filaments solaires mais vus « en projection sur le fond de ciel » lorsqu'un filament, visible par contraste avec la photosphère sous-jacente, passe au bord (ou « limbe ») sous l'effet de la rotation solaire. Le plasma des protubérances est composé d'hydrogène et d'hélium ainsi que de certains autres éléments plus lourds (les astronomes parlent de « métaux ») comme le calcium ou le sodium. Dans les domaines visible et infra-rouge, on utilise principalement des raies spectrales de l'hydrogène et de l'hélium pour l'étude des conditions physiques (telles que température, pression, champ magnétique et champ de vitesses) qui vont caractériser le plasma. Les protubérances peuvent prendre des formes très variées : pilier, arche, champignon, buisson, draperie, arbre, etc, et ces formes peuvent évoluer. Une protubérance peut ainsi se transformer, disparaître, réapparaître ou fusionner en quelques heures, et subsister plusieurs jours. L'histoire des sciences rapporte que l'hélium porte son nom en référence au soleil (hélios en grec). En effet, cet élément a été découvert à travers l'analyse spectroscopique de la lumière solaire à la fin du par les astronomes français et britannique Jules Janssen et Sir Joseph Norman Lockyer. Plus précisément, cette identification a eu lieu durant l'éclipse solaire du et à partir de l'observation d'une certaine « raie jaune » du spectre solaire bien visible dans les protubérances qui peuplent le bord solaire. Cette raie spectrale, en fait un multiplet de l'hélium neutre à une longueur d'onde de aussi baptisée « D3 » dans la nomenclature de Joseph von Fraunhofer, n'avait alors pas d'équivalent dans les spectres de laboratoires produits sur terre.

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PHYS-753: Dynamics of astrophysical fluids and plasmas

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Éclipse solaire

Une éclipse solaire (ou plus exactement une occultation solaire) se produit lorsque la Lune se place devant le Soleil, occultant totalement ou partiellement l’image du Soleil depuis la Terre. Cette configuration peut se produire uniquement durant la nouvelle lune, quand le Soleil et la Lune sont en conjonction par rapport à la Terre. Dans des époques reculées et dans certaines cultures actuelles, il est attribué aux éclipses solaires des propriétés mystiques.

Spicule (astronomie)

In solar physics, a spicule, also known as a fibril or mottle, is a dynamic jet of plasma in the Sun's chromosphere about 300 km in diameter. They move upwards with speeds between 15 and 110 km/s from the photosphere and last a few minutes each before falling back to the solar atmosphere. They were discovered in 1877 by Angelo Secchi, but the physical mechanism that generates them is still hotly debated. Spicules last for about 15 minutes; at the solar limb they appear elongated (if seen on the disk, they are known as "mottles" or "fibrils").

Chromosphère

vignette|Chromosphère solaire visible en France lors de l'éclipse totale de 1999. La chromosphère est la basse atmosphère du Soleil, ou par extension, d'une étoile. C'est une fine couche rose de gaz, transparente pour la lumière visible, située entre la photosphère et la couronne solaire. Elle n'est visible que lors d'une éclipse solaire totale ou à l'aide d'un coronographe. Sa couleur rose est due à l'émission lumineuse de l'hydrogène ionisé à la longueur d'onde Hα (656,3 nm). Son épaisseur est de l'ordre du millier de kilomètre.

Activité solaire MOOC: Space Mission Design and Operations

Explore les caractéristiques magnétiques du Soleil comme les fusées éclairantes et les éjections de masse coronale.

Champs magnétiques dans les fluides astrophysiques PHYS-753: Dynamics of astrophysical fluids and plasmas

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Caractéristiques du plasma: Espace interstellaire à la couronne solaire PHYS-423: Plasma I

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