Suite

15.4 : Résumé - Géosciences


Les sujets abordés dans ce chapitre peuvent être résumés comme suit :

SectionRésumé
15.1 Facteurs qui contrôlent la stabilité des pentesLa stabilité de la pente est contrôlée par l'angle de la pente et la résistance des matériaux sur la pente. Les pentes sont le produit du soulèvement tectonique et leur résistance est déterminée par le type de matériau sur la pente et sa teneur en eau. La résistance de la roche varie considérablement et est déterminée par les plans internes de faiblesse et leur orientation par rapport à la pente. En général, plus il y a d'eau, plus la probabilité d'échec est grande. Cela est particulièrement vrai pour les sédiments non consolidés, où l'excès d'eau pousse les grains à part. L'ajout d'eau est le déclencheur le plus courant du gaspillage de masse et peut provenir d'orages, d'une fonte rapide ou d'inondations.
15.2 Classification de la fonte massiveLe critère clé pour classer le gaspillage de masse est la nature du mouvement qui a lieu. Il peut s'agir d'une chute précipitée dans l'air, glissant sous forme de masse solide le long d'un plan ou d'une surface courbe, ou d'un écoulement interne sous forme de fluide visqueux. Le type de matériau qui se déplace est également important, en particulier s'il s'agit de roches solides ou de sédiments non consolidés. Les types importants de perte de masse sont le fluage, l'affaissement, le glissement de translation, le glissement de rotation, la chute et la coulée de débris ou la coulée de boue.
15.3 Prévenir, retarder, surveiller et atténuer le gaspillage de masseNous ne pouvons pas empêcher le gaspillage de masse, mais nous pouvons le retarder par des efforts pour renforcer les matériaux sur les pentes. Les stratégies comprennent l'ajout de dispositifs mécaniques tels que des boulons d'ancrage ou l'assurance que l'eau peut s'écouler. De telles mesures ne sont jamais permanentes, mais peuvent être efficaces pendant des décennies, voire des siècles. Nous pouvons également éviter les pratiques qui aggravent les choses, comme couper dans des pentes raides ou empêcher un bon drainage. Dans certaines situations, la meilleure approche consiste à atténuer les risques associés au gaspillage massif en construisant des abris ou des canaux de dérivation. Et dans d'autres cas, où la rupture de pente est inévitable, nous devrions simplement éviter de construire quoi que ce soit là-bas.

Questions à réviser

Les réponses aux questions de révision peuvent être trouvées dans Annexe 2.

  1. Dans le scénario illustré ici, la force gravitationnelle sur les sédiments meubles recouvrant le point marqué d'un X est représentée par la flèche noire. Dessinez les deux flèches qui montrent comment cette force peut être résolue en force de cisaillement (le long de la pente) et en force normale (dans la pente).
  2. La flèche rouge dans le diagramme représente la résistance au cisaillement du sédiment. En supposant que les longueurs relatives de la flèche de force de cisaillement (que vous avez dessinée à la question 1) et de la flèche de résistance au cisaillement indiquent la probabilité de défaillance, prédisez si ce matériau est susceptible de se rompre ou non.
  3. Après plusieurs jours de pluie régulière, le sédiment se sature en eau et sa résistance est réduite de 25 %. Quelles sont les implications probables pour la stabilité de cette pente?
  4. Les diagrammes ci-dessous représentent une coupe transversale d'une tranchée de route qui a été construite dans la roche sédimentaire. Dans le premier diagramme, dessinez l'orientation du litage qui représenterait la plus grande probabilité de rupture de pente. Dans le deuxième diagramme, montrez l'orientation qui représenterait la plus faible probabilité de rupture de pente.
  5. Expliquez pourquoi le sable humide est généralement plus résistant que le sable sec ou le sable saturé.
  6. Dans le contexte de l'amaigrissement, en quoi un écoulement diffère-t-il d'un toboggan ?
  7. Si un grand glissement rocheux commence à se déplacer à une vitesse de plusieurs mètres par seconde, qu'est-ce qui est susceptible d'arriver à la roche et comment s'appellerait la rupture qui en résulterait ?
  8. En quoi une coulée de débris diffère-t-elle d'une coulée de boue typique ?
  9. Dans la situation décrite dans le chapitre concernant les avertissements de lahar au mont Rainier, les résidents des régions touchées doivent assumer une certaine responsabilité et prendre des précautions pour leur propre sécurité. Quelle sorte de préparation les résidents devraient-ils faire pour s'assurer qu'ils peuvent réagir de manière appropriée lorsqu'ils entendent des avertissements de lahar ?
  10. Quels facteurs sont susceptibles d'être importants lorsqu'on envisage la construction d'une maison près de la crête d'une pente reposant sur des sédiments glaciaires ?

15.4 Météo spatiale

Dans les sections précédentes, nous avons vu que certaines des particules provenant du Soleil - soit régulièrement comme dans le vent solaire, soit en grandes rafales comme les CME - atteindront la Terre et ses magnétosphère (la zone d'influence magnétique qui entoure notre planète). Comme si les scientifiques n'avaient pas assez de mal à essayer de prédire la météo sur Terre, cela signifie qu'ils sont désormais confrontés au défi de prédire les effets des tempêtes solaires sur Terre. Ce domaine de recherche s'appelle météo spatiale lorsque le temps devient orageux, notre technologie s'avère en danger.

Avec des milliers de satellites en orbite, des astronautes qui s'installent à long terme dans la Station spatiale internationale, des millions de personnes utilisant des téléphones portables, un GPS et des communications sans fil, et presque tout le monde compte sur la disponibilité d'une énergie électrique fiable, les gouvernements font maintenant des investissements pour essayer d'apprendre à prédire quand les tempêtes solaires se produiront et à quel point elles affecteront la Terre.

Un peu d'histoire

Ce que nous étudions maintenant comme la météo spatiale a été reconnu pour la première fois (mais pas encore compris) en 1859, dans ce qui est maintenant connu sous le nom d'événement Carrington. Début septembre de la même année, deux astronomes amateurs, dont Richard Carrington en Angleterre, ont indépendamment observé une éruption solaire. Cela a été suivi un jour ou deux plus tard par une importante tempête solaire atteignant la région du champ magnétique terrestre, qui a rapidement été surchargée de particules chargées (voir La Terre en tant que planète).

En conséquence, l'activité des aurores était intense et les aurores boréales étaient visibles bien au-delà de leurs emplacements normaux près des pôles, aussi loin au sud qu'Hawaï et les Caraïbes. Les lumières rougeoyantes dans le ciel étaient si intenses que certaines personnes ont déclaré s'être levées au milieu de la nuit, pensant qu'il devait faire jour.

La tempête solaire de 1859 s'est produite à un moment où une nouvelle technologie commençait à lier les gens aux États-Unis et dans certains autres pays : le système télégraphique. Il s'agissait d'une machine et d'un réseau permettant d'envoyer des messages codés via des câbles électriques aériens (un peu comme une toute première version d'Internet). Les particules chargées qui ont submergé le champ magnétique terrestre sont descendues vers la surface de notre planète et ont affecté les fils du système télégraphique. Des étincelles ont été vues sortant des fils exposés et des machines télégraphiques dans les bureaux du système.

L'observation de l'éruption lumineuse qui a précédé ces effets sur Terre a conduit à la spéculation scientifique qu'il existait un lien entre l'activité solaire et les impacts sur Terre - ce fut le début de notre compréhension de ce que nous appelons aujourd'hui la météo spatiale.

Lien vers l'apprentissage

Regardez les scientifiques de la NASA répondre à quelques questions sur la météo spatiale et discuter de certains effets qu'elle peut avoir dans l'espace et sur Terre.

Sources de la météo spatiale

Trois phénomènes solaires – les trous coronaux, les éruptions solaires et les CME – expliquent la majeure partie de la météo spatiale que nous connaissons. Les trous coronaux permettent au vent solaire de s'écouler librement loin du Soleil, sans être gêné par les champs magnétiques solaires. Lorsque le vent solaire atteint la Terre, comme nous l'avons vu, il provoque la contraction de la magnétosphère terrestre, puis son expansion après le passage du vent solaire. Ces changements peuvent provoquer des perturbations électromagnétiques (généralement légères) sur Terre.

Plus graves sont les éruptions solaires, qui inondent la haute atmosphère de la Terre de rayons X, de particules énergétiques et de rayonnement ultraviolet intense. Les rayons X et le rayonnement ultraviolet peuvent ioniser les atomes dans la haute atmosphère terrestre, et les électrons libérés peuvent accumuler une charge à la surface d'un vaisseau spatial. Lorsque cette charge statique se décharge, elle peut endommager les composants électroniques du vaisseau spatial, tout comme vous pouvez recevoir un choc lorsque vous marchez sur un tapis avec vos pieds de chaussettes dans un climat sec, puis touchez un interrupteur ou un autre objet métallique.

Les plus perturbatrices sont les éjections de masse coronale. Un CME est une bulle en éruption de dizaines de millions de tonnes de gaz soufflée du Soleil vers l'espace. Lorsque cette bulle atteint la Terre quelques jours après avoir quitté le Soleil, elle chauffe l'ionosphère, qui se dilate et s'étend plus loin dans l'espace. En conséquence, la friction entre l'atmosphère et les engins spatiaux augmente, entraînant les satellites à des altitudes plus basses.

Lors d'une éruption particulièrement forte et d'une CME en mars 1989, le système chargé de suivre les quelque 19 000 objets en orbite autour de la Terre a temporairement perdu la trace de 11 000 d'entre eux car leurs orbites ont été modifiées par l'expansion de l'atmosphère terrestre. Lors du maximum solaire, un certain nombre de satellites sont amenés à une altitude si basse qu'ils sont détruits par frottement avec l'atmosphère. Le télescope spatial Hubble et la Station spatiale internationale (Figure 15.24) nécessitent tous deux des redéploiements à une altitude plus élevée afin qu'ils puissent rester en orbite.

Dommages causés par les tempêtes solaires sur Terre

Lorsqu'un CME atteint la Terre, il déforme le champ magnétique terrestre. Comme un champ magnétique changeant induit un courant électrique, le CME accélère les électrons, parfois à des vitesses très élevées. Ces « électrons tueurs » peuvent pénétrer profondément dans les satellites, détruisant parfois leur électronique et désactivant définitivement leur fonctionnement. Cela s'est produit avec certains satellites de communication.

Les perturbations du champ magnétique terrestre peuvent perturber les communications, en particulier les téléphones portables et les systèmes sans fil. En fait, on peut s'attendre à ce que des perturbations se produisent plusieurs fois par an pendant le maximum solaire. Les modifications du champ magnétique terrestre dues aux CME peuvent également provoquer des surtensions dans les lignes électriques suffisamment importantes pour griller les transformateurs et provoquer des pannes de courant majeures. Par exemple, en 1989, certaines parties de Montréal et de la province du Québec au Canada ont été privées d'électricité jusqu'à 9 heures à la suite d'une importante tempête solaire. Les pannes électriques dues aux CME sont plus susceptibles de se produire en Amérique du Nord qu'en Europe, car l'Amérique du Nord est plus proche du pôle magnétique terrestre, où les courants induits par les CME sont les plus forts.

En plus de changer les orbites des satellites, les CME peuvent également déformer les signaux qu'ils envoient. Ces effets peuvent être suffisamment importants pour réduire la précision des positions dérivées du GPS afin qu'elles ne puissent pas respecter les limites requises pour les systèmes de l'avion, qui doivent connaître leurs positions à moins de 160 pieds. De telles perturbations causées par les CME ont parfois forcé la Federal Aviation Administration à restreindre les vols pendant quelques minutes ou, dans quelques cas, même des jours.

Les tempêtes solaires exposent également les astronautes, les passagers des avions volant à haute altitude et même les personnes à la surface de la Terre à des quantités accrues de rayonnement. Les astronautes, par exemple, sont limités quant à la quantité totale de rayonnements auxquels ils peuvent être exposés au cours de leur carrière. Une seule explosion solaire intempestive pourrait mettre fin à la carrière d'un astronaute. Ce problème devient de plus en plus grave à mesure que les astronautes passent plus de temps dans l'espace. Par exemple, le type du quotidien La dose de rayonnement à bord de la station spatiale russe Mir était équivalente à environ huit radiographies pulmonaires. L'un des principaux défis de la planification de l'exploration humaine de Mars est de trouver un moyen de protéger les astronautes du rayonnement solaire à haute énergie.

L'avertissement préalable des tempêtes solaires nous aiderait à minimiser leurs effets perturbateurs. Les réseaux électriques pourraient fonctionner à moins que leur pleine capacité afin qu'ils puissent absorber les effets des surtensions. Les réseaux de communication pourraient être préparés aux dysfonctionnements et disposer de plans de sauvegarde. Les sorties dans l'espace pourraient être programmées pour éviter les explosions solaires majeures. Les scientifiques essaient maintenant de trouver des moyens de prédire où et quand les éruptions et les CME se produiront, et s'il s'agira de grands événements rapides ou de petits événements lents avec peu de conséquences pour la Terre.

La stratégie consiste à relier les changements d'apparence de petites régions actives et les changements de champs magnétiques locaux sur le Soleil aux éruptions ultérieures. Cependant, à l'heure actuelle, notre capacité de prévision est encore faible, et donc le seul véritable avertissement que nous ayons est de voir réellement des CME et des fusées éclairantes se produire. Étant donné qu'un CME se déplace vers l'extérieur à environ 500 kilomètres par seconde, l'observation d'une éruption fournit un avertissement de plusieurs jours à la distance de la Terre. Cependant, la gravité de l'impact sur la Terre dépend de la façon dont le champ magnétique associé au CME est orienté par rapport au champ magnétique terrestre. L'orientation ne peut être mesurée que lorsque le CME passe devant un satellite que nous avons installé à cet effet. Cependant, il n'est situé qu'à environ une heure en amont de la Terre.

Les prévisions météorologiques spatiales sont désormais disponibles en ligne pour les scientifiques et le public. Les perspectives sont données une semaine à l'avance, des bulletins sont émis lorsqu'un événement est susceptible d'intéresser le public et des avertissements et alertes sont affichés lorsqu'un événement est imminent ou déjà en cours (Figure 15.25).

Lien vers l'apprentissage

Pour trouver des informations publiques et des alertes sur la météo spatiale, vous pouvez vous tourner vers le National Space Weather Prediction Center ou SpaceWeather pour obtenir des informations consolidées provenant de nombreuses sources.

Heureusement, nous pouvons nous attendre à une météo spatiale plus calme pour les prochaines années, puisque le plus récent maximum solaire, qui était relativement faible, s'est produit en 2014, et les scientifiques pensent que le cycle solaire actuel est l'un des moins actifs de l'histoire récente. Nous nous attendons à ce que davantage de satellites soient lancés, ce qui nous permettra de déterminer si les CME se dirigent vers la Terre et quelle est leur taille. Des modèles sont en cours de développement qui permettront ensuite aux scientifiques d'utiliser les premières informations sur le CME pour prédire son impact probable sur la Terre.

L'espoir est qu'au moment du prochain maximum, les prévisions météorologiques solaires auront une partie de la capacité prédictive que les météorologues ont atteinte pour le temps terrestre à la surface de la Terre. Cependant, les événements les plus difficiles à prévoir sont les tempêtes les plus importantes et les plus dommageables : les ouragans sur Terre et les événements orageux extrêmes et rares sur le Soleil. Ainsi, il est inévitable que le Soleil continue de nous surprendre.

Exemple 15.1

Le timing des événements solaires

Diviser les deux côtés par v, on a

Supposons que vous observiez une éruption solaire majeure pendant que des astronautes sont en orbite autour de la Terre. Si la vitesse moyenne du vent solaire est de 400 km/s et la distance au Soleil de 1,496 × 10 8 km, combien de temps faudra-t-il avant que les particules chargées éjectées du Soleil lors de l'éruption n'atteignent la station spatiale ?

Solution

Vérifiez votre apprentissage

Réponse:

1,496 × 10 8 km 500 km/s = 2,99 × 10 5 s , ou 2,99 × 10 5 s 60 s/min × 60 min/h × 24 h/d = 3,46 j 1,496 × 10 8 km 500 km/s = 2,99 × 10 5 s , ou 2,99 × 10 5 s 60 s/min × 60 min/h × 24 h/j = 3,46 j

Le climat de la Terre et le cycle des taches solaires : y a-t-il un lien ?

Alors que le Soleil se lève fidèlement chaque jour à une heure qui peut être calculée avec précision, les scientifiques ont déterminé que la production d'énergie du Soleil n'est pas vraiment constante mais varie légèrement au fil des siècles, probablement moins de 1 %. Nous avons vu que le nombre de taches solaires varie, avec le temps entre les maximums de taches solaires d'environ 11 ans, et que le nombre de taches solaires au maximum n'est pas toujours le même. Des preuves considérables montrent qu'entre les années 1645 et 1715, le nombre de taches solaires, même au maximum des taches solaires, était beaucoup plus faible qu'il ne l'est maintenant. Cet intervalle de nombre de taches solaires significativement bas a été noté pour la première fois par Gustav Spӧrer en 1887, puis par E. W. Maunder en 1890, il est maintenant appelé le minimum de Maunder. La variation du nombre de taches solaires au cours des trois derniers siècles est illustrée à la figure 15.26. Outre le minimum de Maunder au XVIIe siècle, le nombre de taches solaires était quelque peu inférieur au cours de la première partie du XIXe siècle à ce qu'il est aujourd'hui. Cette période est appelée le petit minimum de Maunder.

Lorsque le nombre de taches solaires est élevé, le Soleil est également actif de diverses autres manières et, comme nous le verrons dans plusieurs sections ci-dessous, une partie de cette activité affecte directement la Terre. Par exemple, il y a plus d'affichages d'aurores lorsque le nombre de taches solaires est élevé. Les aurores sont causées lorsque des particules énergétiquement chargées du Soleil interagissent avec la magnétosphère de la Terre, et le Soleil est plus susceptible de cracher des particules lorsqu'il est actif et que le nombre de taches solaires est élevé. Les récits historiques indiquent également que l'activité aurorale était anormalement faible tout au long des plusieurs décennies du minimum de Maunder.

Le minimum de Maunder était une période de températures exceptionnellement basses en Europe, si basses que cette période est décrite comme le petit âge glaciaire. Cette coïncidence dans le temps a amené les scientifiques à essayer de comprendre si de petits changements dans le Soleil pouvaient affecter le climat sur Terre. Il est clair qu'il faisait exceptionnellement froid en Europe pendant une partie du XVIIe siècle. La Tamise à Londres a gelé au moins 11 fois, de la glace est apparue dans les océans au large des côtes du sud-est de l'Angleterre et les basses températures estivales ont entraîné des saisons de croissance courtes et de mauvaises récoltes. Cependant, si et comment les changements sur le Soleil à cette échelle de temps influencent le climat de la Terre est toujours un sujet de débat parmi les scientifiques.

D'autres petits changements climatiques comme le petit âge glaciaire se sont produits et ont eu leurs impacts sur l'histoire humaine. Par exemple, les explorateurs norvégiens ont d'abord colonisé l'Islande, puis ont atteint le Groenland vers 986. De là, ils ont pu effectuer des visites répétées sur les côtes nord-est de l'Amérique du Nord, y compris Terre-Neuve, entre 1000 et 1350 environ. (Les navires de l'époque ne ne permet pas aux explorateurs nordiques de voyager jusqu'en Amérique du Nord directement, mais seulement du Groenland, qui a servi de station pour une exploration plus poussée.)

La majeure partie du Groenland est recouverte de glace, et la station du Groenland n'a jamais été autosuffisante, elle dépendait plutôt des importations de nourriture et d'autres biens de Norvège pour sa survie. Lorsqu'une petite période glaciaire débute au XIIIe siècle, les déplacements deviennent très difficiles et le soutien de la colonie groenlandaise n'est plus possible. Le dernier contact connu avec lui a été établi par un navire d'Islande qui a dévié de sa route en 1410. Lorsque les navires européens ont recommencé à visiter le Groenland en 1577, toute la colonie avait disparu.

Les dates estimées de ces schémas de migration suivent ce que nous savons de l'activité solaire. L'activité solaire était exceptionnellement élevée entre 1100 et 1250, ce qui inclut l'époque où les premiers contacts européens ont été établis avec l'Amérique du Nord. L'activité a été faible de 1280 à 1340 et il y a eu une petite période glaciaire, à peu près au moment où les contacts réguliers avec l'Amérique du Nord et entre le Groenland et l'Europe ont cessé.

Il faut cependant être prudent en supposant que le faible nombre de taches solaires ou les variations de la production d'énergie du Soleil causé le petit âge glaciaire. Il n'existe aucun modèle satisfaisant qui puisse expliquer comment une réduction de l'activité solaire pourrait entraîner des températures plus froides sur Terre. Une autre possibilité est que le temps froid pendant le petit âge glaciaire était lié à l'activité volcanique. Les volcans peuvent éjecter des aérosols (de minuscules gouttelettes ou particules) dans l'atmosphère qui reflètent efficacement la lumière du soleil. Les observations montrent, par exemple, que l'éruption du Pinatubo en 1991 a éjecté du SO2 aérosols dans l'atmosphère, ce qui a réduit la quantité de lumière solaire atteignant la surface de la Terre suffisamment pour abaisser les températures mondiales de 0,4 ° C.

Les données satellitaires montrent que la production d'énergie du Soleil au cours d'un cycle solaire ne varie que d'environ 0,1%. Nous ne connaissons aucun processus physique qui expliquerait comment une si petite variation pourrait provoquer des changements de température globale. Le niveau d'activité solaire peut cependant avoir d'autres effets. Par exemple, bien que la production totale d'énergie du Soleil ne varie que de 0,1% au cours d'un cycle solaire, son rayonnement ultraviolet extrême est 10 fois plus élevé aux périodes de maximum solaire qu'au minimum solaire. Cette grande variation peut affecter la chimie et la structure de température de la haute atmosphère. Un effet pourrait être une réduction de la couche d'ozone et un refroidissement de la stratosphère près des pôles terrestres. Ceci, à son tour, pourrait modifier les schémas de circulation des vents en altitude et, par conséquent, les trajectoires des tempêtes. Il existe des preuves récentes que les variations des précipitations régionales sont mieux corrélées avec l'activité solaire que ne le fait la température globale de la Terre. Mais, comme vous pouvez le voir, la relation entre ce qui se passe sur le Soleil et ce qui arrive au climat de la Terre à court terme est toujours un domaine que les scientifiques étudient et débattent.

Quels que soient les effets de l'activité solaire sur les précipitations ou les températures locales, nous voulons souligner une idée importante : nos données sur le changement climatique et les modèles développés pour tenir compte des données montrent systématiquement que la variabilité solaire est ne pas la cause du réchauffement climatique qui s'est produit au cours des 50 dernières années.


15.4 : Résumé - Géosciences

Le schéma de performance maintient des tableaux pour collecter les événements de transaction actuels et récents, et agrège ces informations dans des tableaux récapitulatifs. La Section 25.12.7, « Tables des transactions du schéma de performances » décrit les événements sur lesquels les résumés des transactions sont basés. Consultez cette discussion pour plus d'informations sur le contenu des événements de transaction, les tables d'événements de transaction actuels et historiques et comment contrôler la collecte d'événements de transaction, qui est désactivée par défaut.

Exemple d'informations de résumé d'événement de transaction :

Chaque table récapitulative des transactions comporte une ou plusieurs colonnes de regroupement pour indiquer comment la table regroupe les événements. Les noms d'événement font référence aux noms d'instruments d'événement dans la table setup_instruments :

events_transactions_summary_by_account_by_event_name a des colonnes USER , HOST et EVENT_NAME . Chaque ligne résume les événements pour un compte donné (combinaison d'utilisateur et d'hôte) et le nom de l'événement.

events_transactions_summary_by_host_by_event_name a des colonnes HOST et EVENT_NAME. Chaque ligne résume les événements pour un hôte et un nom d'événement donnés.

events_transactions_summary_by_thread_by_event_name a des colonnes THREAD_ID et EVENT_NAME. Chaque ligne résume les événements pour un thread et un nom d'événement donnés.

events_transactions_summary_by_user_by_event_name a des colonnes USER et EVENT_NAME. Chaque ligne résume les événements pour un utilisateur et un nom d'événement donnés.

events_transactions_summary_global_by_event_name a une colonne EVENT_NAME. Chaque ligne résume les événements pour un nom d'événement donné.

Chaque tableau récapitulatif des transactions comporte ces colonnes récapitulatives contenant des valeurs agrégées :

COUNT_STAR , SUM_TIMER_WAIT , MIN_TIMER_WAIT , AVG_TIMER_WAIT , MAX_TIMER_WAIT

Ces colonnes sont analogues aux colonnes du même nom dans les tables récapitulatives des événements d'attente (voir Section 25.12.15.1, « Tables récapitulatives des événements d'attente »), sauf que les tables récapitulatives des transactions agrègent les événements de events_transactions_current plutôt que events_waits_current . Ces colonnes récapitulent les transactions en lecture-écriture et en lecture seule.

COUNT_READ_WRITE , SUM_TIMER_READ_WRITE , MIN_TIMER_READ_WRITE , AVG_TIMER_READ_WRITE , MAX_TIMER_READ_WRITE

Ils sont similaires aux COUNT_STAR et xxx _TIMER_WAIT colonnes, mais résume uniquement les transactions en lecture-écriture. Le mode d'accès aux transactions spécifie si les transactions fonctionnent en mode lecture/écriture ou en lecture seule.

COUNT_READ_ONLY , SUM_TIMER_READ_ONLY , MIN_TIMER_READ_ONLY , AVG_TIMER_READ_ONLY , MAX_TIMER_READ_ONLY

Ils sont similaires aux COUNT_STAR et xxx colonnes _TIMER_WAIT, mais récapitule uniquement les transactions en lecture seule. Le mode d'accès aux transactions spécifie si les transactions fonctionnent en mode lecture/écriture ou en lecture seule.

TRUNCATE TABLE est autorisé pour les tableaux récapitulatifs des transactions. Il a ces effets :

Pour les tableaux récapitulatifs non agrégés par compte, hôte ou utilisateur, la troncature réinitialise les colonnes récapitulatives à zéro plutôt que de supprimer des lignes.

Pour les tableaux récapitulatifs agrégés par compte, hôte ou utilisateur, la troncature supprime les lignes des comptes, hôtes ou utilisateurs sans connexion et remet les colonnes récapitulatives à zéro pour les lignes restantes.

De plus, chaque table récapitulative des transactions agrégée par compte, hôte, utilisateur ou thread est implicitement tronquée par troncature de la table de connexion dont elle dépend, ou troncature de events_transactions_summary_global_by_event_name . Pour plus de détails, reportez-vous à la Section 25.12.8, « Tableaux de connexion des schémas de performances ».

Règles d'agrégation de transactions

La collecte d'événements de transaction se produit sans tenir compte du niveau d'isolement, du mode d'accès ou du mode de validation automatique.

La collecte d'événements de transaction se produit pour toutes les transactions non abandonnées initiées par le serveur, y compris les transactions vides.

Les transactions en lecture-écriture sont généralement plus gourmandes en ressources que les transactions en lecture seule, c'est pourquoi les tableaux récapitulatifs des transactions incluent des colonnes agrégées distinctes pour les transactions en lecture-écriture et en lecture seule.

Les besoins en ressources peuvent également varier en fonction du niveau d'isolement de la transaction. Cependant, en supposant qu'un seul niveau d'isolement serait utilisé par serveur, l'agrégation par niveau d'isolement n'est pas fournie.


GOVPH


Le bureau régional n° 08 du Bureau des mines et des géosciences a organisé une séance d'orientation sur l'évaluation des compétences et le plan de développement individuel le 3 juin 2021 au bâtiment annexe du 3 e étage MGB-08.

La Division des géosciences du Bureau régional n° 8 du Bureau des mines et des géosciences (MGB RO8) a achevé avec succès la mise en œuvre CY 2021 de l'Information, l'éducation et la communication (IEC).

Lors de la signature du permis : Photo du haut : RD Leo Van Juguan (au centre), Engr Ayra Mae
Aragon (à droite) et M. Eduardo Orejola, représentant d'Abigail Therese Salazar
photo du bas : avec M.

Photos lors du concours Environmental Quiz Bee au bâtiment DENR-08 Motorpool

Le Bureau régional n° VIII du Bureau des mines et des géosciences (MGB RO8) s'est récemment classé deuxième.

Photos lors de la conférence technique et visite sur site du MIPC

Le bureau régional n° VIII du Bureau des mines et des géosciences a organisé une conférence technique conjointe avec MacArthur Iron.


Le comité de promotion et de sélection du mérite des ressources humaines (HRMPSB) du bureau régional n° VIII du Bureau des mines et des géosciences (MGB) a mené l'entretien pour le spécialiste en chef de la recherche scientifique.

Photos pendant la réunion : Haut, L-R : RD Leo Van Juguan prononce son message d'ouverture Mme Janeth Morata de PSHS-EVC présente les premiers résultats de la recherche. En bas, de gauche à droite : supervision.

Atty. Christian Dado et Ing. Florentino Cadavos du Bureau des Mines et des Géosciences RO VIII a participé à l'activité culminante du projet de plantation de bambous de Hinatuan Mining.

Le bureau régional n° VIII du Bureau des mines et des géosciences a organisé un atelier de formation de deux jours sur l'estimation des réserves de sable et de gravier et le taux de reconstitution les 29 et 30 avril 2021.

L'équipe MGB-08 avec les cadres de l'équipe BFP représentant diverses agences lors des cérémonies d'ouverture

RD Juguan en action lors de la compétition à pile unique MGB-08 Shooting Team pose.

CARTE DU LOGEMENT


Contenu

L'EGU a été créée par la fusion de la Société européenne de géophysique (EGS) et de l'Union européenne des géosciences (EUG) le 7 septembre 2002. Les membres du Conseil des deux organisations se sont réunis à l'hôtel Platzl de Munich, en Allemagne, pour signer l'Union dans existence. [6] Les étapes finales de la fusion ont été achevées le 31 décembre 2003. [7] Les membres fondateurs de l'EGU étaient : Jan Backman, Jonathan Bamber, Ray Bates, Günter Blöschl, Lars Clemmensen, Max Coleman, Peter Fabian, Gerald Ganssen, Jean -Pierre Gattuso, David Gee, Fausto Guzzetti, Albrecht Hofmann, Jürgen Kurths, Yves Langevin, John Ludden, Arne Richter, Michael Rycroft, W. Schlager, Roland Schlich, Isabella Premovi Silva, Christopher Spotl, Håkan Svedhem, Hans Thybo, Bert Vermeersen , David Webb, Jerzy Weber, Richard Worden. Le 12 février 2004, l'EGU a signé la Déclaration de Berlin sur le libre accès au savoir dans les sciences et les lettres.

Le bureau exécutif de l'EGU a déménagé dans le centre de Munich le 1er août 2010, puis s'est agrandi en embauchant six autres membres du personnel en plus du secrétaire exécutif de l'EGU, Philippe Courtial. En août 2011, l'EGU a signé un accord avec l'American Geophysical Union (AGU) et avec l'Aisa Oceania Geosciences Society (AOGS) dans le but de promouvoir la coopération entre les institutions.

En juin 2019, l'EGU a annoncé un nouveau chapitre de son histoire : l'Union a lancé une nouvelle stratégie et a déménagé son bureau exécutif dans de nouveaux locaux dans le quartier de Berg am Laim à Munich. [8]

L'Union européenne des géosciences convoque une assemblée générale annuelle. La première Assemblée Générale de l'EGU a eu lieu du 25 au 30 avril 2004, à Nice, dans le but de rassembler les membres de l'EGU et d'autres scientifiques planétaires, spatiaux et territoriaux du monde entier. A cette occasion, l'EGU a également célébré les chercheurs pour leur contribution, avec 21 prix et médailles de l'Union et de la division. L'Assemblée générale de l'EGU s'est déplacée à Vienne en avril 2005 où elle a depuis lieu chaque année, à l'Austria Center Vienna. [7] La ​​première réunion géoscientifique coparrainée par l'EGU (la première conférence d'Alexander von Humboldt) s'est tenue à Guayaquil. Par la suite, le programme coparrainé s'est étendu à des séries de conférences, des réunions, des ateliers et des écoles de formation. Le cycle des conférences EGU Galileo a commencé en 2015 lorsque le premier appel à propositions a été lancé. [7]

Lors de la réunion de 2019 à Vienne, il y a eu 5 531 présentations orales, 9 432 présentations par affiches et 1 287 présentations de contenu interactif (PICO). Plus de 16 000 scientifiques de 113 pays ont participé à la conférence [9] Les résumés des présentations sont publiés dans le Résumés de recherche géophysique (imprimé : ISSN 1029-7006, en ligne : 1607-7962). L'Assemblée générale de l'EGU de 2018 a accueilli 15 075 scientifiques de 106 pays, dont 53 % avaient moins de 35 ans. [10] Plus de 17 000 résumés ont été présentés lors de la réunion.

Le premier bulletin d'information de l'EGU est sorti en novembre 2002. Le Des œufs magazine est devenu la newsletter EGU après la finalisation de la fusion entre EGS et EUG en 2003. La newsletter trimestrielle a été modernisée fin 2012 et son format et son nom ont été modifiés dans GeoQ. La nécessité de fournir des rapports de ses activités sur une base plus régulière, a conduit l'EGU à changer davantage le format et le nom de sa newsletter (maintenant newsletter EGU) en janvier 2015. La newsletter actuelle est une version e-mail, avec une fréquence mensuelle. [7] Lors de l'Assemblée générale, l'EGU a un bulletin d'information quotidien appelé EGU Today.

En 2010, l'EGU a publié son blog officiel, [11] qui est rapidement devenu une source d'information rapide à lire sur les activités de l'EGU et sur la recherche dans les domaines des sciences de la Terre, de la planète et de l'espace. Le blog s'est maintenant agrandi pour inclure des blogs de division et des blogs de réseau.

EGU a également publié des livres universitaires et d'autres publications. [12] Depuis 2001, [13] l'EGU et Copernicus Publications ont publié un nombre croissant de revues scientifiques en libre accès à comité de lecture : [14]

Journaux Modifier

En octobre 2002, les premières revues EGU ont été publiées en transférant la propriété des publications EGS Avancées des géosciences (ADGEO), Annales Géophysique (ANGEO), Chimie et physique de l'atmosphère (ACP), Hydrologie et sciences du système terrestre (HESS), Risques naturels et sciences du système terrestre (NHESS) et Processus non linéaires en géophysique (NPG) – à l'EGU. Les revues en libre accès Biogéosciences (BG) et Sciences de la mer (Système d'exploitation) avait été lancé via Copernicus Publications en mars et novembre 2004, respectivement. En 2005, EGU a lancé les revues en libre accès Climat d'autrefois (CP) et eTerre en juillet et octobre, respectivement via Copernicus Publications. The latter was replaced by Solid Earth journal in 2009. The open access journals The Cryosphere (TC) and Geoscientific Model Development (GMD) were released in 2007 via Copernicus Publications. In June 2007, the EGU launched Imaggeo, [15] an open access database featuring photos and videos relating geosciences. In August 2008, the Atmospheric Measurement Techniques (AMT) journal was first published, and the journals Solid Earth (SE) and Earth System Dynamics (ESD) began publication in February and March 2010 respectively. In 2011, Geoscientific Instrumentation, Methods and Data Systems (GI) was first published. On 7 April 2013 the open access journals Earth Surface Dynamics (ESurf) and SOIL were launched via Copernicus Publications. In April 2018, EGU launched the open access journal Geoscience Communication (GC) and the compilation Encyclopedia of Geosciences (EG), a collection of articles in between traditional review articles and online encyclopediae. [16] EGU's newest journals are Geochronology, launched in April 2019, [17] and Weather and Climate Dynamics, launched in August 2019. [18]

  • Annales Geophysicae: covers the sciences of the Sun-Earth system, including space weather, solar-terrestrial plasma physics, and the Earth's atmosphere.
  • Atmospheric Chemistry and Physics: covers the Earth's atmosphere and the underlying chemical and physical processes. It covers the altitude range from the land and ocean surface up to the turbopause, including the troposphere, stratosphere, and mesosphere.
  • Atmospheric Measurement Techniques: covers remote sensing, in-situ and laboratory measurement techniques for the constituents and properties of the Earth's atmosphere.
  • Biogeosciences: covers all aspects of the interactions between the biological, chemical, and physical processes in terrestrial or extraterrestrial life with the geosphere, hydrosphere, and atmosphere.
  • Climate of the Past: covers the climate history of the Earth, including all temporal scales of climate change and variability, from geological time through to multidecadal studies of the last century.
  • Earth Surface Dynamics: covers the physical, chemical and biological processes shaping the Earth's surface and their interactions on all scales.
  • Earth System Dynamics: covers the functioning of the whole Earth system and global change.
  • Geochronology: covers physical, chemical, and biological processes used to quantify time in all environmental and geological settings throughout Earth's history.
  • Geoscience Communication: covers all aspects of outreach, public engagement, widening participation, knowledge exchange
  • Geoscientific Instrumentation, Methods and Data Systems: covers the area of geoscientific instruments.
  • Geoscientific Model Development: covers numerical models of the Earth system and its components.
  • Hydrology and Earth System Sciences: covers research in hydrology, placed within a holistic Earth system science context.
  • Natural Hazards and Earth System Sciences: covers research on natural hazards.
  • Nonlinear Processes in Geophysics: covers nonlinear processes in all branches of Earth, planetary, and solar system sciences.
  • Ocean Science: covers all aspects of ocean science.
  • Soil: covers soil system sciences at the interface between the atmosphere, lithosphere, hydrosphere, and biosphere. : covers the composition, structure and dynamics of the Earth from the surface to the deep interior at all spatial and temporal scales.
  • The Cryosphere: covers all aspects of frozen water and ground on Earth and on other planetary bodies.
  • Weather and Climate Dynamics: covers all aspects of dynamical processes in the atmosphere.

The EGU bestows a number of annual awards and medals to recognise scientific achievements.

Four of these medals are at union level:

  • the Arthur Holmes Medal for Solid Earth Geosciences,
  • the Alfred Wegener Medal for atmospheric, hydrological, or ocean sciences,
  • the Jean Dominique Cassini Medal for planetary and space sciences, and
  • the Alexander von Humboldt Medal for scientists from developing countries (with emphasis on Latin America and Africa), who have achieved exceptional international standing in geosciences and planetary and space sciences, defined in their widest senses.

The EGU also has four union awards: [19]

  • the Angela Croome Award, for Earth, space and planetary sciences journalism
  • the Arne Richter Awards for Outstanding Early Career Scientists (formerly Outstanding Young Scientist Award), for achievements made by early career scientists in the Earth, planetary, and space sciences (these awards are selected from the Division level Outstanding Early Career Scientists Award Winners. [20]
  • the Katia and Maurice Krafft Award, for geoscience outreach and engagement
  • Union Service Award, for outstanding services for the EGU.

At division level there are 27 medals for outstanding scientists and division awards for early career researchers. Each year Outstanding Student Poster and PICO Awards are selected for participating divisions. [21]


INTRODUCTION

Measurements made with GPS of site location, orbits, precipitable water vapor, and ionosphere total electron content should, within the uncertainties determined by the quantity and distribution of data used, have no systematic biases for changes in data selection or minimum elevation of accepted data. However, the dependence of estimates of the vertical position of the antenna and of the zenith delay of the atmosphere on minimum elevation angle, even when obtained using difference data to nearby identical antennas, are well documented and have been shown, at least for those cases studied, to be associated with near-field (within a few meters of the antenna) effects due to scattering off of the monument and/or snow (Elósegui et al, 1995, Jaldehag et al, 1996a,b). For widely separated but identical antennas the elevation dependence of the phase response of the antenna (Schupler, Clark, and Allshouse, 1994 Meertens et al 1996), if not taken into account, will produce a similar effect. The magnitude of these problems for the estimate of the height can be many centimeters.

Under controlled conditions the intrinsic phase response of the antennas (Meertens et al, 1996), or the differences of the responses of many antennas to one reference antenna (Mader and MacKay, 1995 Rothacher et al, 1995), can be measured and applied as corrections. However, even with ideal characterization of GPS antenna phase dependence by anechoic chamber measurements, the response of the antenna upon installation in the field will be altered by the electromagnetic environment. (The improvement in relative position on very short baselines that can be achieved using chamber measurements is discussed by Meertens et al (1996) in these proceedings.) Thus even over short baselines the estimates of the relative positions (primarily the vertical) of identical antennas can change by several centimeters for different observing geometries. While the effects of far-field (greater than a few meters) multipath can often be reduced by averaging over time, near-field (scattering) effects in general cannot. Furthermore, because of its low spatial frequency, scattering produces errors that vary systematically with elevation and is thus difficult to detect under standard single minimum-elevation-cutoff analysis. In this paper only the near-field problems will be addressed.

There are two reasons to reduce the elevation-dependent errors. Most obviously, better accuracy is desired. In addition, however, reduction of the elevation dependence serves also to decrease the sensitivity of the results both to changes in analysis procedures (such as raising the minimum elevation because of reduced SNR when AS was turned on) and to changes in the horizon mask, for example due to trees growing up or structures being erected. While elevation-independence does not imply accuracy, it hopefully reduces the character of the error to being simply a bias.

In this paper the extent of the elevation dependent height errors for both similar and dissimilar antennas will be illustrated measurements of the effect of the Ashtech radome (itself a scatterer) on height estimates for a choke-ring antenna will be reported and two potential solutions to the scattering problem for the specific geometry of the FLINN-type monument and antenna mount will be summarized.

The results reported in this section will illustrate the type of errors that may affect all geodetic results and measurements of precipitable water vapor, regardless of antenna separation.

Seven Allen Osborne Associates (AOA) TurboRogue receivers and four Ashtech Z-12 receivers were used for a two week campaign to measure precipitable water vapor in a region of diameter

50 km centered on Haystack Observatory in Massachusetts in 1995 August, (A subset of these results was reported by Niell et al, 1995.) All of the TurboRogues and two of the Ashtechs had Dorne Margolin antennas with choke rings (hereafter called the choke-ring antenna). The Ashtech radome was used with the Ashtech choke-ring antennas. Two of the Ashtech receivers were connected to an older antenna model number 700718B. The ionosphere-free linear combination (LC) of the L1 and L2 phases were analyzed using GIPSY/OASIS-II version 4 (Webb and Zumberge 1995) in the point positioning mode. For the results reported here the position and zenith troposphere delay


Voir la vidéo: NSC 2020 - Sciences, Life Sciences and Geosciences (Octobre 2021).