Concept
Tache solaire
Concepts associés (33)
Observatoire solaire et héliosphérique
L’Observatoire solaire et héliosphérique, en anglais Solar and Heliospheric Observatory, en abrégé SoHO, est un observatoire solaire spatial placé en orbite autour du Soleil. Son objectif principal est l'étude de la structure interne du Soleil, des processus produisant le vent solaire et de la couronne solaire. Pour mener à bien sa mission, le satellite SoHO, d'une masse de , emporte permettant d'effectuer des observations à la fois in situ et à distance. SoHO est sélectionné en 1984 dans le cadre du programme scientifique de l'Agence spatiale européenne.
Stellar corona
A corona ( coronas or coronae) is the outermost layer of a star's atmosphere. It consists of plasma. The Sun's corona lies above the chromosphere and extends millions of kilometres into outer space. It is most easily seen during a total solar eclipse, but it is also observable with a coronagraph. Spectroscopic measurements indicate strong ionization in the corona and a plasma temperature in excess of 1 000 000 kelvins, much hotter than the surface of the Sun, known as the photosphere. Corona is, in turn, derived .
Minimum de Spörer
Le minimum de Spörer décrit une période de faible activité solaire qui a duré des années 1420 aux années 1570. Il a été découvert rétrospectivement par analyse de la proportion de carbone 14 dans les cernes des arbres, qui est fortement corrélée avec l'activité solaire. Il est nommé d'après l'astronome allemand Gustav Spörer. Comme le plus prononcé minimum de Maunder, le minimum de Spörer coïncide avec une période où le climat de la Terre était plus froid que la moyenne.
Photosphère
vignette|La photosphère solaire. L'assombrissement centre-bord visible sur cette image est une caractéristique de la photosphère. thumb|Image de la surface du soleil captée par le télescope solaire Daniel-K.-Inouye, en janvier 2020. vignette|Le champ magnétique au niveau d'un groupe de taches froides de la photosphère solaire (intensité exprimée en gauss). Les niveaux de couleur décrivent la composante du champ magnétique le long de la ligne de visée. Les traits blancs illustrent la composante du champ perpendiculaire à la ligne de visée.
Solar phenomena
Solar phenomena are natural phenomena which occur within the atmosphere of the Sun. These phenomena take many forms, including solar wind, radio wave flux, solar flares, coronal mass ejections, coronal heating and sunspots. These phenomena are believed to be generated by a helical dynamo, located near the center of the Sun's mass, which generates strong magnetic fields, as well as a chaotic dynamo, located near the surface, which generates smaller magnetic field fluctuations.
Rotation du Soleil
vignette|La rotation du Soleil peut être vue en arrière-plan de cette vidéo en fausses couleurs. La vitesse de rotation du Soleil sur lui-même varie avec la latitude. Le Soleil n'est pas un corps solide, mais il est composé d'un plasma gazeux et différentes latitudes tournent avec des périodes de rotation différentes. La raison de ces différences est un domaine de recherche actuel en astronomie solaire. On observe que le taux de rotation de la surface est le plus rapide à l'équateur (latitude ) et qu'elle diminue à mesure que la latitude augmente.
Tache stellaire
Une tache stellaire est l'équivalent d'une tache solaire, mais localisée sur une autre étoile, c'est-à-dire une tache sombre sur la surface de l'étoile causée par une activité magnétique intense. Les taches de taille comparable à celles des taches solaires sont très difficiles à détecter, car elles sont généralement trop petites pour influencer la luminosité des étoiles. Celles observées sont généralement beaucoup plus grandes que celles sur le Soleil : jusqu'à 30% de la surface de l'étoile peut être recouverte.
Astronomical filter
An astronomical filter is a telescope accessory consisting of an optical filter used by amateur astronomers to simply improve the details and contrast of celestial objects, either for viewing or for photography. Research astronomers, on the other hand, use various band-pass filters for photometry on telescopes, in order to obtain measurements which reveal objects' astrophysical properties, such as stellar classification and placement of a celestial body on its Wien curve.
Héliosismologie
325px|vignette|Une image réalisée grâce à un ordinateur montrant les motifs d'oscillation acoustique solaire en mode p à la fois à l'intérieur et à la surface du soleil. (l=20, m=16 et n=14.) L’héliosismologie est la discipline de l'astrophysique qui étudie les modes de vibration du Soleil. C'est en 1960 que des pulsations extrêmement faibles du Soleil d'une période de ont été mises en évidence pour la première fois par Robert B. Leighton, par mesure de vitesse Doppler.
Tube de flux magnétique
Un tube de flux magnétique caractérise une région de l'espace où règne un fort champ magnétique occupant un territoire approximativement tubulaire. Ce champ, à la surface de sa zone de répartition, est parallèle à cette surface. On en trouve généralement autour des grands corps célestes tels que les étoiles. Le Soleil possède de nombreux tubes de flux, avec des diamètres de l'ordre de 300 kilomètres pour la plupart. Un certain nombre de tubes de flux plus importants comportant des diamètres de l'ordre de kilomètres sont connus comme étant directement en rapport avec les taches solaires.