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Solar Line Asymmetries: Modelling The Effect Of Granulation On The Solar SpectrumNieminen, Timo A. Unknown Date (has links)
A parametric model of granulation employing a small number of parameters was developed. Synthetic spectra calculated using this model closely match observed spectra and, in particular, reproduce the asymmetries observed in spectral lines. Both the microturbulent motions and the large-scale flow velocity decrease exponentially with a scale height of 368 km as the height within the photosphere increases. The model agrees with observations of the solar granulation (from which it was derived). The horizontal motions associated with granulation were found and used to calculate spectra emergent away from disk centre. These calculated spectra were compared to observed spectra, with the agreement supporting the accuracy of the granular model. Also in the course of this work, the Brueckner-O'Mara damping theory was found to predict damping constants accurately. The photospheric abundances of a number of elements were determined. The abundance obtained for iron agrees with the meteoric iron abundance. Astrophysical f-values for some lines were also determined.
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Solar flare prediction using advanced feature extraction, machine learning and feature selectionAhmed, Omar W., Qahwaji, Rami S.R., Colak, Tufan, Higgins, P.A., Gallagher, P.T., Bloomfield, D.S. 03 1900 (has links)
Yes / Novel machine-learning and feature-selection algorithms have been developed to study: (i)
the flare prediction capability of magnetic feature (MF) properties generated by the recently developed
Solar Monitor Active Region Tracker (SMART); (ii) SMART's MF properties that are most significantly
related to flare occurrence. Spatio-temporal association algorithms are developed to associate MFs
with flares from April 1996 to December 2010 in order to differentiate flaring and non-flaring MFs and
enable the application of machine learning and feature selection algorithms. A machine-learning
algorithm is applied to the associated datasets to determine the flare prediction capability of all 21
SMART MF properties. The prediction performance is assessed using standard forecast verification
measures and compared with the prediction measures of one of the industry's standard technologies
for flare prediction that is also based on machine learning - Automated Solar Activity Prediction (ASAP).
The comparison shows that the combination of SMART MFs with machine learning has the potential to
achieve more accurate flare prediction than ASAP. Feature selection algorithms are then applied to
determine the MF properties that are most related to flare occurrence. It is found that a reduced set of
6 MF properties can achieve a similar degree of prediction accuracy as the full set of 21 SMART MF
properties.
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Modélisation de l'évolution du réseau magnétique au cours du cycle solaireThibault, Kim 01 1900 (has links)
Le réseau magnétique consiste en un ensemble de petites concentrations
de flux magnétique sur la photosphère solaire. Vu sa petite échelle de taille
et de flux, à la limite de
détection, son comportement n'est connu que depuis récemment.
Les interactions du réseau sont pourtant cruciales afin de comprendre
la dynamo et l'irradiance solaires, car beaucoup de caractérisques du réseau
dépendent de ces interactions. De plus, le réseau est la principale
contribution magnétique surfacique à l'irradiance solaire.
Les modèles existants du réseau ne tenaient jusqu'à maintenant pas compte
des interactions du réseau. Nous avons
tenté de combler cette lacune avec notre modèle.
Nos simulations impliquent une marche aléatoire en 2D de tubes de flux
magnétiques sur la photosphère solaire. Les tubes de flux sont injectés puis
soumis à des règles de déplacement et d'interaction.
L'injection se fait à deux échelles, respectivement la plus petite et la
plus grande observables: les tubes de flux élémentaires et les taches solaires.
Des processus de surface imitant ceux observés sont inclus, et consistent
en l'émergence, la
coalescence, l'annulation et la submergence de flux. La fragmentation des
concentrations n'est présente que pour les taches, sous forme de
désintégration libérant des tubes de flux.
Le modèle est appliqué au cycle solaire 21 (1976-1986, le mieux documenté
en termes de caractéristiques de taches solaires.
Il en résulte des réponses à deux questions importantes en physique solaire.
La première est: l'injection de flux magnétique à deux échelles très distinctes
peut-elle conduire à une distribution de flux en loi
de puissance comme on l'observe, si l'on inclut des processus de surface
qui retraitent le flux? Cette question est étroitement liée à
l'origine de la dynamo solaire, qui pourrait produire ladite
distribution. Nous trouvons qu'on peut effectivement produire une telle
distribution avec ce type d'injection et ce type de
processus de surface. Cela implique
que la distribution de flux observée ne peut servir à déterminer quel type
de dynamo opère dans le Soleil.
La deuxième question à laquelle nous avons apporté un élément de réponse
est celle
à savoir combien de temps il faut au réseau pour retrouver son état d'activité
de base. Cet état a été observé lors du minimum de Maunder en 1645-1715
et touche de près la
question de l'influence de l'activité solaire sur le climat terrestre. Le
récent minimum d'activité est considéré par certains comme ayant atteint
cet état. Nous trouvons plutôt que ça n'a pas été le cas. En effet, le
temps de relaxation du réseau que nous avons calculé est supérieur au temps
écoulé entre la fin du dernier cycle solaire d'activité et celui de l'amorce
du présent cycle. / The magnetic network is an ensemble of small magnetic flux concentrations
on the solar photosphere. Given its small scale in size and flux, at the
detection limit, its behavior has only been known since recently.
The network's interactions are crucial in understanding the solar dynamo
and the solar irradiance, as many network characteristics depend on
these interactions. The network is the main surface magnetic
contribution to the solar irradiance.
The extant models of the network so far did not consider interactions.
We have attempted to remedy this failing with our model.
Our simulations involve a random walk in 2D of magnetic flux tubes on the
solar photosphere. The flux tubes are injected, then undergo displacement
and interaction rules. Injection occurs on two scales, the smallest and
the largest observable respectively: elementary flux tubes and sunspots.
Surface processes are included which imitate the ones observed: emergence,
coalescence, cancellation and submergence of flux.
Fragmentation of concentrations
only happens for sunspots, as disintegration releasing flux tubes from the
spot. The model is applied to solar cycle 21 (1976-1986),
the best documented in terms of sunspot characteristics.
Two important questions in solar physics have been answered with this model.
The first pertains to whether flux injection at two very distinct flux scales
can lead to a flux distribution in the shape of a power law, as observed,
in the presence of surface mechanisms which reprocess the flux.
This question is tied to the origin of the solar dynamo, which could produce
(or not) this distribution. We find that it does produce the aforementioned
distribution. This implies that the observed flux distribution cannot be
used to constrain the type of dynamo operating in the Sun, because the
surface flows can equally well produce the observed flux distribution.
The second question is how long the network takes to return to its
baseline activity level during a prolonged activity minimum. This
state was observed during the Maunder minimum in 1645-1715 and bears
strongly on the relationship between solar activity and Earth climate.
The recent
activity minimum is considered by certain authors to have reached the
baseline state of solar activity. However, we find that this was not the
case. The network relaxation time we calculate is longer than the duration
of the last minimum.
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Quiet Sun Magnetic Fields / Magnetische Felder auf der ruhigen SonneDomínguez Cerdeña, Itahiza Francisco 14 July 2004 (has links)
No description available.
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Untersuchung der Wechselwirkung von Magnetfeldkonzentrationen und konvektiven Stroemungen mit dem Strahlungsfeld in der Photosphaere der Sonne / Investigation of the dynamical interaction between smallscale magnetic flux concentrations and the convective flows with the photospheric radiation fieldVollmoeller, Peter 08 February 2002 (has links)
No description available.
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Magnetic Activity at the Poles of the Sun / Magnetische Aktivitaet an den Polen der SonneBlanco Rodriguez, Julian 19 February 2008 (has links)
No description available.
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L'interface photosphère solaire/chromosphère et couronne : apport des éclipses et des images EUV / The solar interface photosphere/chromosphere and corona : contributions of eclipses and EUV filtergramsBazin, Cyrille 10 October 2013 (has links)
Les régions d’interface du Soleil de la photosphère à la chromosphère et au delà de la basse couronne ont été étudiées à partir des spectres éclairs. Les éclipses sont les plus adaptées à ce type d’observation, car l’occultation a lieu en dehors de l’atmosphère terrestre et sont exemptes de lumière parasite. Les images Extrême-UV des régions du limbe obtenues récemment dans l’espace sont analysés avec des modèles hydrostatiques à une dimension, comme les modèles VAL, mais cette méthode ne tient pas compte du phénomène d’émergence du champ magnétique, associé au réseau chromosphérique qui est responsable de: i) les spicules et le milieu interspiculaire, ii) les jets coronaux et macrospicules. Un saut de température de 0.01 à 1 MK est observé autour de 2 Mm d’altitude plus loin, et produit plus loin le flot du vent solaire permanent. Le processus de chauffage responsable du saut de température et la source du vent solaire ne sont pas encore compris. Dans cette thèse, nous traitons ces problèmes à partir de spectres éclairs récents réalisés avec les technologies actuelles de détecteurs CCD rapides, images d’éclipse en lumière blanche et des images EUV obtenues avec des instruments de missions spatiales. Nous illustrons les mécanismes des émissions des raies à faible potentiel de première ionisation (FIP) présents dans les basses couches de l’atmosphère solaire. Nous identifions plus précisément les raies à bas FIP à la fois dans les interfaces, à l’intérieur et en dehors des protubérances. Nous caractérisons en détail les enveloppes d’hélium et la région de l’interface solaire. Nous discutons de l'enrichissement de la couronne en éléments low FIP. / The solar interface region from the photosphere to the chromosphere and to the lower corona has been studied using flash spectra obtained during solar total eclipses. Eclipses are very favourable for this type of observation as the occultation takes place outside the Earth atmosphere and are free of parasitic scattered light. Independently, EUV filtergrams of the limb region obtained in space were analyzed using one dimensional hydrostatic models like the VAL models but this method ignores the ubiquitous magnetic field emergence phenomenon associated with the chromospheric network and responsible for: i) spicules and interspicular regions, ii) coronal jets and macrospicules. The components of the solar interface region are dynamical and different type of waves and magnetic reconnections are suggested to be at work. A jump of temperature from 0.01 to 1 MK is observed near the 2 Mm heights and higher, further producing a permanent solar wind flow. The heating processes responsible for this temperature jump and for the flow are not yet fully understood. In this thesis, we reconsider these problems on the basis of original, superior flash spectra which benefit from present technology such as CCD detectors, white light (W-L) eclipse images and new EUV images obtained with space-borne instruments. We illustrate the mechanisms of low First Ionisation Potential (FIP) emission lines present in the low layers of the solar atmosphere and interfaces. We identify more precisely low FIP lines both inside and nearby prominences. We characterize in detail the He shells and the solar interface region. We discuss the enrichment of low FIP elements in the corona.
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Struktur und Dynamik kleinskaliger Magnetfelder der Sonnenatmosphäre / Ergebnisse hochaufgelöster Polarimetrie und Bildrekonstruktion / Structure and Dynamics of small scale magnetic fields in the solar atmosphere / Results of high resolution polarimetry and image reconstructionJanßen, Katja 02 July 2003 (has links)
No description available.
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Observations and modeling of polar faculae on the Sun / Beobachtungen und numerische Simulationen polarer Fackeln der Sonne.Okunev, Oleg 16 September 2004 (has links)
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Three-dimensional simulations of magneto-convection in the solar photosphere / Dreidimensionale Simulationen von Magnetokonvektion in der Photosphäre der SonneVögler, Alexander 11 July 2003 (has links)
No description available.
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