Des mod` eles bas´ es sur le champ magn´ etique

3.3.1 Le rˆole pr´epond´erant du champ magn´etique

La plupart des th´eories actuelles pour le chauffage de la couronne et l’acc´el´eration du vent solaire se basent sur le champ magn´etique. Celui-ci, non content de canaliser la chaleur (conduc- tion thermique anisotrope) et les ondes MHD (e.g. Boland et al., 1975), repr´esente un r´eservoir cons´equent d’´energie, provenant de la convection qui r´eg´en`ere constamment le flux de champ magn´etique, et qui, avec la rotation diff´erentielle, cr´ee des configurations magn´etiques hors ´equi- libre. Le probl`eme est plutˆot de d´eterminer le mode de dissipation effectif de cette ´energie ; plusieurs m´ecanismes sont en effet ”en comp´etition”.

Une bonne partie des travaux se focalise sur ce qui peut se produire dans les boucles de champ ferm´ees. Dans ce cadre, contraindre le chauffage revient `a trouver le mod`ele qui reproduit le profil de temp´erature et de densit´e observ´e dans les boucles (´eventuellement la vitesse fluide, du fait, par exemple, de l’observation de ”pluie coronale”) ; le comportement temporel de ces param`etres fournit des contraintes sur l’´energie et sa dissipation (Cargill, 2004). Mais il faut

3.3. Des mod`eles bas´es sur le champ magn´etique 61 alors supposer que les trous coronaux contiennent aussi de telles boucles ferm´ees, ou imaginer un autre processus.

3.3.2 Deux types g´en´eraux de dissipation de l’´energie magn´etique

L’´energie magn´etique dans un plasma peut ˆetre dissip´ee de deux fa¸cons diff´erentes, que l’on peut r´esumer par ”AC/DC” (Alternative Current etDirect Current) : dissipation d’ondes, ou de courants ´electriques (comme le remarquent Narain and Ulmschneider (1996), par exemple, les ondes sont associ´ees aux hautes fr´equences du spectre de mouvement, les courants aux faibles fr´equences).

Dissipation de courants : des nappes de courant se forment, par exemple, `a la fronti`ere de deux zones o`u les lignes de champs magn´etiques sont de sens oppos´es. Il peut alors se produire de la reconnection (voir par exemple Priest, 1981; Solanki, 2004). La dissipation de l’´energie magn´etique (grossi`erement, par effet Joule⁴) peut se faire de fa¸con impulsive (e.g. flares) ou continue. Pour Parker (1988), des ”nanoflares” impliquant de petites ´energies se produisent `a des

´echelles encore inobservables.

Dissipation d’ondes MHD : le probl`eme que posent les ondes d’Alfv´en, c’est qu’elles sont difficilement amorties, comme le fait remarquer Parker (1991), qui passe en revue diff´erents types de dissipation. La plupart du temps, cela fait appel `a des des effets non-lin´eaires, qui sont efficaces seulement lorsque l’amplitude des ondes devient tr`es importante.

Citons quelques processus couramment ´evoqu´es : viscosit´e, r´esistivit´e, ”absorption r´esonante”,

”m´elange de phases”⁵, amortissement Landau, amortissement sous l’effet de la gravit´e, ”energy- pinching” (e.g. Cuseri et al., 1999; McKenzie and Axford, 2000; Mckenzie and Axford, 2000;

Marsch and Tu, 2001b; del Zanna and Velli, 2002).

Les approches ”courants”/reconnection et ”ondes” ne sont pas forc´ement concurrentes, mais peuvent se r´ev´eler compl´ementaires. Elles peuvent par exemple intervenir dans des zones diff´e- rentes : dissipations de courants `a tr`es petite altitude (donnant naissance `a des ´eruptions), et dissipation d’ondes MHD, ´eventuellement g´en´er´ees lors de ces mˆemes ´eruptions, `a plus hautes altitude (e.g. Parker (1991), qui estime que les ondes d’Alfv´en ne peuvent ˆetre dissip´ees qu’`a plusieurs rayons solaires). La turbulence peut ´eventuellement jouer un rˆole pour transf´erer l’´ener- gie vers les petites ´echelles , lors de nanoflares (e.g. Buchlin et al., 2003; Nigro et al., 2004). Il est possible aussi que diff´erents moyens de dissipation contribuent de fa¸con non n´egligeable au chauffage de la couronne, voire `a l’acc´el´eration du vent solaire.

3.3.3 Mod`eles bas´es sur les ondes MHD

On trouvera dans Cranmer (2002), par exemple, une revue de mod`eles li´es au chauffage de la couronne et `a l’acc´el´eration du vent solaire. On trouve dans la litt´erature diff´erentes m´ethodes (particulaires, cin´etiques, fluides), qui rendent compte de la difficult´e num´erique de concilier `a la fois les effets cin´etiques d’interaction avec les ondes, le nombre d’esp`eces `a prendre en compte (´electrons, protons, diff´erentes esp`eces d’ions lourds), ainsi que le nombre de dimensions (de fa¸con `a tenir compte de la topologie du champ magn´etique, par exemple).

4La dissipation est due `a r´esistivit´e du plasma, r´esistivit´e qui peut ˆetre ”normale” (due aux collisions des particules,comme dans un conducteur m´etallique), ou ”anormale” (due `a la pr´esence d’ondes ou de turbulence (Phillips, 1992, p. 219)).

5phase mixing

62 Chapitre 3. Chauffage de la Couronne et acc´el´eration du vent solaire rapide Cranmer et al. (1999a), par exemple, mod´elisent le chauffage pr´ef´erentiel des ions lourds induit par la r´esonance cyclotron en fonction de l’altitude, et mettent en ´evidence le probl`eme de la dissipation rapide de l’´energie des ondes cyclotroniques, ce qui rend n´ecessaire leur r´eg´en´eration tout au long de l’´ecoulement du plasma (e.g., par cascade turbulente). Markovskii (2001) et Markovskii and Hollweg (2002) sugg`erent un m´ecanisme de g´en´eration `a partir d’instabilit´es engendr´ees par des modes MHD.

Mod`eles hybrides

Pour mieux mod´eliser le d´etail d’une distribution cin´etique, le mieux est encore de suivre l’´evolution individuelle de chaque particule (codes particulaires). Pour faire une ´economie de calculs, dans le cas de la r´esonance cyclotronique ionique, on peut traiter les ´electrons comme un fluide qui s’adapte rapidement `a toutes les perturbations ´electromagn´etiques (du fait de la faible masse des ´electrons compar´ee `a celles des ions). On parle alors de codes hybrides (e.g.

Liewer et al., 1999), dont on trouvera une revue dans Ofman (2004).

Mod`eles cin´etiques

Parmi les mod`eles cin´etiques, citons les ´etudes de Isenberg et al. (2001) et Isenberg (2001), qui analysent l’effet, sur les distributions cin´etiques des protons, de la r´esonance cyclotronique ionique avec des ondes se propageant dans le sens du vent solaire et dans le sens oppos´e<sup>6</sup>; ce mod`ele met l’accent sur la diffusion en angle d’attaque, qui d´elimite des surfaces dans l’es- pace des vitesses (”couches” ou shells) ; des forces s’exercent alors sur ces couches, d´eformant la distribution.

Enfin, certains ´etudient l’effet des queues suprathermiques : le m´ecanisme du ”filtrage en vi- tesse” (velocity filtration) a ´et´e ´enonc´e par Scudder (1992a,b), et utilis´e par exemple par Pierrard and Lamy (2003). Citons aussi Maksimovic et al. (1997), pour un exemple de queues suprather- miques mod´elis´ees `a l’aide de fonctions kappa.

De fa¸con g´en´erale, la r´esonance cyclotron fournit un processus de dissipation aux ondes MHD, la cascade turbulente (ou un autre processus) assurant un transfert graduel de l’´energie de ces ondes vers les fr´equences o`u la r´esonance peut intervenir.

Mod`eles fluides

La r´esonance cyclotronique a d’abord ´et´e introduite pour expliquer que les ions lourds du vent solaire pr´esentent des anisotropies de temp´erature, ainsi que des vitesses diff´erentielles, et des diff´erences de temp´erature avec les protons (cf. Chap. 2). Depuis plusieurs ann´ees, l’effet de la r´esonance a ´et´e ´etudi´e pour le chauffage de la couronne et l’acc´el´eration du vent solaire rapide. Je me contenterai d’en pr´esenter bri`evement quelques aspects.

Chauffage cyclotronique ionique et cascade turbulente : L’introduction d’un taux de chauffage par cascade, purement ph´enom´enologique, fut effectu´ee sans succ`es, mais sans prendre en compte l’´evolution du spectre des ondes avec la distance, par Hollweg (1986) et Hollweg and Johnson (1988). Tu et al. (1984) obtinrent l’´equation r´egissant l’´evolution de ce spectre, permettant de reproduire les spectres observ´es entre 0.3 et 1 UA, mais Tu (1987, 1988) et Tu and Marsch (1997) n’utilis`erent la cascade d’´energie qu’`a partir de 10R⊙(mod`ele `a 1 fluide, puis

6Ces derni`eres ´etant g´en´er´ees par l’instabilit´e provoqu´ee par la r´esonance des protons avec les ondes se propa- geant dans le sens oppos´e.