Conclusion

64 Chapitre 3. Chauffage de la Couronne et acc´el´eration du vent solaire rapide pr´ef´erentiel, vitesses diff´erentielles. . . )⁷. Il n’en reste pas moins n´ecessaire de v´erifier `a quel endroit ces ondes cyclotroniques ioniques commencent `a ˆetre dissip´ees, et s’il se produit une cascade turbulente (dans ce cas, de quel type ?). Dans quelle mesure la topologie des lignes de champs magn´etiques influence-t-elle ces processus ?

Pour cela, on peut faire appel aux ´etudes th´eoriques (en particulier sur la mod´elisation de l’effet de la r´esonance sur les distributions cin´etiques des diff´erentes esp`eces d’ions), comme aux observations. Car le principal point faible r´eside dans le d´efaut de contraintes observationnelles, qui seules permettent de discriminer entre les diff´erentes th´eories concurrentes.

La r´esonance cyclotron montrant d´ej`a des effets dans le vent solaire et dans la haute couronne solaire (cf. Sec. 2.2.2), il apparaˆıt important d’´etudier le cas de la basse couronne, les ´etudes actuelles ´etant moins convaincantes, voire contradictoires (cf. Sec. 4.3.4). Une des pistes consiste

`

a rechercher des signatures de chauffage pr´ef´erentiel des ions lourds, en fonction de leur rapport charge-sur-masse. On a conclu Sec. 2.3.3, par la comparaison de certains temps caract´eristiques, que les taux de collisions ne s’opposent pas `a l’´etablissement de diff´erences de temp´eratures entre diff´erentes esp`eces d’ions.

En eux mˆeme, les ions minoritaires ne sont pas pr´epond´erant dans l’´equilibre ´energ´etique de la couronne. Ils peuvent en revanche servir de ”traceurs” pour ´etudier la r´esonance cyclotronique⁸. De mˆeme, le fait d’observer une signature de chauffage cyclotronique ionique n’implique pas obligatoirement que ce processus soit dominant dans le chauffage de la couronne ou l’acc´el´era- tion du vent solaire rapide. Cela offre n´eanmoins la possibilit´e de contraindre le spectre g´en´eral des ondes d’Alfv´en (i.e. l’´energie disponible pour d’autres processus de dissipation). Dans le but d’´etudier le chauffage pr´ef´erentiel, le spectroscope SUMER/SOHO (cf. Sec. 5.5) offre l’opportu- nit´e de d´eduire les temp´eratures individuelles de diff´erentes esp`eces d’ions coronaux, `a partir de la largeur de leurs raies d’´emission visibles dans son domaine d’observation EUV.

7Il est bien sˆur possible, comme pour les processus dynamiques, que tout cela ne soit l`a que pour nous induire sur une fausse piste, en n’ayant pas vraiment d’influence dans l’´equilibre ´energ´etique de la couronne et du vent solaire.

8Mais il est possible aussi, comme on l’a d´ej`a not´e, qu’ils jouent le rˆole de ”catalyseurs” en favorisant cette r´esonance, et en transf´erant leur ´energie aux protons par le biais des collisions.

Deuxi` eme partie

Instrumentation et M´ ethodes

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Chapitre 4

L’information contenue dans la largeur d’une raie d’´ emission

coronale

Etudier sans r´efl´echir est vain, mais r´efl´echir sans ´etudier est dangereux.

Attaquer un probl`eme par le mauvais bout, voil`a qui est d´esastreux !

Entretiens de Confucius, II. 15 et II. 16

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Sommaire

4.1 Quelques rappels sur les processus de formations des raies . . . 68 4.1.1 Niveaux d’´energie . . . . 68 4.1.2 Transitions ´electroniques . . . . 69 4.1.3 Equilibre d’ionisation – Notion de ”temp´erature de formation” . . . 71 4.1.4 Faire des diagnostics de temp´erature et densit´e `a partir des raies

d’´emission . . . . 74 4.2 Les contributions `a la largeur d’une raie coronale . . . . 75 4.2.1 G´en´eralit´es . . . . 75 4.2.2 La largeur naturelle . . . . 78 4.2.3 La largeur Doppler thermique . . . . 79 4.2.4 D’autres causes potentielles d’´elargissement . . . . 80 4.2.5 Introduction de la ”vitesse non-thermique” . . . . 82 4.3 Interpr´etation de la “vitesse non-thermique” . . . . 83 4.3.1 Sommes et combinaisons de raies . . . . 83 4.3.2 Le probl`eme de l’int´egration sur la ligne de vis´ee . . . . 87 4.3.3 L’effet de la pr´esence d’un champ de vitesse . . . . 91 4.3.4 Les observations sur la largeur des raies . . . . 94 4.3.5 Observations au-dessus du limbe . . . . 96 4.3.6 Discussion sur l’origine de la vitesse non-thermique . . . . 98 4.4 S´eparer la contribution thermique de celle de la vitesse non-

thermique . . . 100 4.4.1 Faire une hypoth`ese sur la temp´erature . . . 100 4.4.2 Faire une hypoth`ese sur la vitesse non-thermique . . . 101 4.4.3 M´ethode utilis´ee dans cette th`ese . . . 102

Introduction

Comme on l’a vu dans la Premi`ere Partie, une des fa¸con de mettre en ´evidence la r´esonance cyclotronique ionique dans le plasma de la basse couronne solaire consiste `a observer un chauf- fage pr´ef´erentiel des ions de rapports charge-sur-masse (q/m) les moins ´elev´es. Cette observation suppose d’une part que des ´ecarts `a l’´equilibre de temp´erature entre les diff´erentes population ioniques puissent se maintenir (i.e. les ions plus lourds que les protons ne sont pas trop ”refroi- dis” par leurs collisions avec ceux-ci, qui sont les moins concern´es par le chauffage pr´ef´erentiel, et repr´esentent n´eanmoins la plus grande part du plasma coronal), et d’autre part, que l’on puisse mesurer la temp´erature individuelle de chaque esp`ece d’ion. Les m´ethodes de rapport de raies ne sont sensibles qu’`a la temp´erature ´electronique, ce qui exclue par avance de trouver des temp´eratures diff´erentes entre les diff´erentes esp`eces, dans un volume donn´e, si on cherche justement `a mettre en ´evidence des d´ecouplages thermiques. Pour avoir acc`es `a la temp´erature de diff´erentes population d’ions (donc la largeur de leurs distribution cin´etiques), et sans pouvoir r´ealiser de mesures in-situ, il nous reste la mesure des largeurs des raies ´emises par ces mˆemes ions (c’est la m´ethode qui a ´et´e, par exemple, utilis´ee avec UVCS/SOHO)¹. On con¸coit bien entendu l’int´erˆet d’effectuer une ´etude sur le plus grand nombre d’ions possible, s’´etalant sur le plus grand domaine de valeurs deq/mpossible.

1Notons que certains auteurs ont sugg´er´e de d´etecter l’anisotropie des distributions cin´etiques en ´etudiant la polarisation de certaines raies (Raouafi and Solanki, 2003)

68 Chapitre 4. L’information contenue dans la largeur d’une raie d’´emission coronale Je commencerai par quelques rappels sur les processus de formation des raies, l’´equilibre d’io- nisation (en expliquant la notion de ”temp´erature de formation”), et la r´ealisation de diagnostics de temp´erature et densit´e bas´es sur ces mˆemes processus de formation. Je d´etaillerai ensuite les diverses causes d’´elargissement des raies d’´emission coronales : nous retiendront principale- ment la temp´erature et la ”vitesse non-thermique”. J’expliciterai ensuite cette notion de ”vitesse non-thermique”, en pr´esentant ma vision personnelle de ce concept, et en m’appuyant sur la bibliographie. Pour finir, nous chercherons `a s´eparer temp´erature et vitesse non-thermique dans la largeur des raies coronales, dont la plupart des auteurs s’accordent `a dire qu’elle augmente avec l’altitude au-dessus du limbe, du moins dans la plus basse partie de la couronne.