Accélération et chauffage des ions lourds dans le vent solaire rapide : modélisations et comparaisons

Une brève histoire de la physique solaire 7 inconnue près de la raie D du sodium). Je conclurai cette partie en expliquant les problèmes d'échauffement de la couronne et d'accélération du vent solaire.

Fig. 1: Coucher de Soleil sur le site de Stonehenge (ˆıles britanniques). La disposition des monolithes dress´es marque le lever du soleil au solstice d’´et´e (source : English Heritage).

Quelques g´ en´ eralit´ es sur le Soleil

Son principal « intérêt » est qu’elle est la source de la vie sur Terre. Le Soleil a 4,6 milliards d’années, soit la moitié de la durée de vie d’une telle étoile.

Fig. 1.1: Spectre du Soleil, compar´e `a des spectres de corps noirs de diff´erentes temp´eratures (en Kelvins)

La structure de l’atmosph` ere solaire

Les extensions sont maintenues en suspension contre l'effet de la gravité par le champ magnétique. L’apparition de la couronne lors du maximum solaire repose sur le même principe, mais le champ magnétique présente alors des composantes multipolaires.

Fig. 1.2: Image de la granulation solaire, par le Swedish Vacuum Solar Telescope (SVST), dans une bande centr´ee sur 468 ± 5 nm

DAILY SUNSPOT AREA AVERAGED OVER INDIVIDUAL SOLAR ROTATIONS

Le vent solaire

Le principe de formation du vent solaire a été démontré par E. L'autre, autour de l'écliptique solaire (donc dans la zone couverte par les précédentes missions spatiales), est caractérisé par un vent solaire « lent » (~ 400 km · s−1 ) ).

Fig. 1.13: Topologie des solutions du mod`ele de Parker de vent solaire : seule la classe 2, correspondant `a un vent acc´el´er´e jusqu’`a une vitesse supersonique, est physiquement acceptable (tir´e de Phillips (1992))

Les relations Soleil-Terre

Le Soleil, sa couronne et le vent solaire, dont les fluctuations de vitesse, mais aussi de température et de densité peuvent être très importantes ; cela suggère que les conditions à la base de la couronne changent et que l'écoulement n'est pas en équilibre. Paradoxalement, ce sont les régions où la température des électrons est la plus basse qui génèrent le vent solaire le plus rapide.

Fig. 1.16: Diagramme polaire de la vitesse du vent solaire en fonction de la latitude h´elio- h´elio-sph´erique, mesur´ee par la sonde Ulysses au cours du minimum (` a gauche) et du maximum (` a droite) du cycle solaire (en bas : le nombre de taches solair

Conclusion

49 2.2.2 Anisotropies de température et vitesses différentielles des ions lourds 49 2.3 Résonance cyclotronique ionique. L'observation d'anisotropies de température dans le vent solaire et dans la haute couronne solaire indique que la résonance cyclotronique y est à l'œuvre.

Les ondes d’Alfv´ en

La quantité d'énergie par particule doit donc augmenter, ce qui a pour effet d'augmenter l'amplitude de la fluctuation de vitesse ξ associée à l'onde d'Alfv´en. La répartition de l'énergie s'effectue selon une loi d'échelle (loi de la puissance de l'énergie en fonction du nombre d'onde ; cf.

Fig. 2.1: Sch´ema de la loi d’´echelle associ´ee au ph´enom`ene de cascade turbulente : r´epar- r´epar-tition de l’´energie E en fonction du nombre d’onde k (le principe est le mˆeme avec Log f , f ´etant la fr´equence des ondes, `a la place de Log k)

Les ions lourds : des distributions cin´ etiques hors-´ equilibre

La direction et la valeur de la vitesse du vent solaire sont indiquées (direction vx). La ligne rouge matérialise la direction du champ magnétique : la répartition est invariante par rotation autour de cet axe.

Fig. 2.2: Exemple de distribution cin´etique des protons du vent solaire (isocontour de den- den-sit´e de particules), mesur´ee par la sonde Helios `a 0.29 UA

La r´ esonance cyclotronique ionique

13 La nature non collisionnelle de la haute couronne et du vent solaire est largement acceptée dans la communauté scientifique. Chauffage coronal et accélération du vent solaire rapide Comme indiqué au Chap.

Fig. 2.3: En haut : mouvement h´elico¨ıdal d’une particule charg´ee autour d’une ligne de champ magn´etique

Le probl` eme du chauffage de la couronne

De même, certains scénarios utilisant les ondes d'Alfv´en font intervenir la résonance cyclotronique de ces ondes avec les ions de la couronne (section 2.3). L'échauffement de la couronne a été un temps attribué à la diffusion d'ondes acoustiques (celles étudiées en héliosismologie, cf. section 1.1.2).

Le probl` eme de l’acc´ el´ eration du vent solaire rapide

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

Par exemple, on trouvera dans Cranmer (2002) un aperçu des modèles liés à l'échauffement de la couronne et à l'accélération du vent solaire. Depuis plusieurs années, l'effet de la résonance sur l'échauffement de la couronne et l'accélération du vent solaire rapide est étudié.

Conclusion

Chauffage de couronne et accélération préférentielle rapide du vent solaire, vitesses différentielles. À eux seuls, les ions minoritaires ne sont pas dominants dans le bilan énergétique de la couronne.

Quelques rappels sur les processus de formations des raies

Quelques rappels sur les processus de formation des raies 69 Le calcul de l'énergie de chaque niveau constitue l'un des objectifs les plus importants de la physique atomique. Le maximum de cette courbe légitime le concept de « température de formation » : la raie d'un ion dans un degré d'ionisation donné se forme principalement à une température donnée (par exemple Boland et al., 1975 ; Dere et Mason, 1993).

Fig. 4.1: Abondances relatives des diff´erents degr´e d’ionisation du fer (a) et de l’oxyg`ene (b), en fonction de la temp´erature (´echelles logarithmiques) (tir´e de Phillips (1992), d’apr`es Arnaud and Rothenflug (1985)).

Les contributions ` a la largeur d’une raie coronale

Selon les auteurs, la définition de la largeur de trait peut varier : ils peuvent utiliser la largeur. Dans le cas où ∆λnat ≪∆λtherm (comme dans la couronne), le profil observé est très proche du gaussien, tout comme la distribution cinétique.

Fig. 4.3: Comparaison de profils gaussien (trait plein) et lorentzien (trait pointill´e) de mˆeme largeur `a mi-hauteur (intensit´e normalis´ee `a 1).

Interpr´ etation de la “vitesse non-thermique”

Une nouvelle étape dans la compréhension de la nature de la vitesse non thermique est. Ce sera donc une plus grande longueur de ligne de visée qui fournira 90 % du rayonnement.

Fig. 4.4: Somme de deux (colonne de gauche) ou trois (colonne de droite) gaussiennes de largeur σ init = 5 (unit´e arbitraire) dont les centres sont d´ecal´es du centre ”au repos”’ de la transition d’une valeur δλ = 0.9 × σ init (premi`ere ligne) et 1.5 ×

S´ eparer la contribution thermique de celle de la vitesse non- thermique

Ces deux valeurs extrêmes leur permettent alors de limiter la température de chacun. Une variation de température (éventuellement induite par un chauffage cyclotron ionique, auquel cas un chauffage serait préféré) ou une variation de vitesse non thermique (dans le cas des ondes d'Alfv'en, leur amplitude est supposée augmenter tandis que la densité diminue).

La mission SOHO

3L'un des cinq points où la gravité Terre et Soleil s'annulent est situé à environ 1,5 x 106 km de la Terre, sur l'axe Soleil-Terre (soit ≈1% de la distance Terre-Soleil). le soleil); voir Fig. L'orbite du halo de la sonde SOHO autour de L1 offre une meilleure stabilisation et évite le bruit radio du Soleil lors des transmissions télémétriques.

Les instruments embarqu´ es sur SOHO

Les spectromètres, quant à eux, permettent des diagnostics plus fins des champs de température, de densité et de vitesse (effet Doppler) ; mais ils sont souvent handicapés par un champ de vision plus limité du fait de la présence d'une fente. Enfin, la combinaison de la télédétection et des mesures in situ permet de suivre le vent solaire depuis sa naissance jusqu'au niveau du sol, où il a déjà atteint sa vitesse de « croisière ». .

Fig. 5.2: Trajectoire de transfert et orbite de halo de la sonde SOHO autour du point de Lagrange L1

Autres missions solaires et pour le vent solaire

Cette mission est associée à SOHO dans les programmes de l'ESA, pour l'étude des relations entre le Soleil et la Terre. 5.3.3 Missions futures. Trois instruments pour l'étude du champ magnétique solaire et l'héliosismologie (type MDI/SOHO), un capteur d'images multi-longueurs d'onde pour la couronne et une mesure du rayonnement EUV.

Le centre MEDOC et les campagnes MEDOC

Les données restituées via ce même réseau peuvent ensuite être traitées dans MEDOC, car il s'agit également de l'archive de données européenne SOHO (c'est l'une des composantes des activités spatiales du centre de données IAS, qui comprend également le centre de données ISO français). et centre de données planétaire). J'ai assisté à ces événements à partir de mai 2001 (lors de mon stage au DEA), puis j'ai participé activement à tous les suivants, notamment en tant qu'organisateur de l'ÉTÉ (cf.

Certaines commandes sont générées directement depuis le MEDOC (c'est notamment le cas pour SUMER) puis envoyées à l'EOF qui les transmet au satellite via le réseau DSN. Pour ma part, je n'ai pas utilisé cet appareil, car je n'ai pas vraiment eu besoin d'utiliser plusieurs instruments simultanément9.

SUMER-DET SUMER-SCI

Conclusion ou “Pourquoi avoir utilis´ e uniquement les don- n´ ees SUMER ?”

Parmi ces instruments de physique solaire mentionnés ci-dessus, très peu peuvent réellement être utilisés pour le problème de cette thèse, à savoir l'interprétation de la largeur des raies en termes de chauffage ionique cyclotron ou des manifestations de la présence d'ondes d'Alfv´en. Par ailleurs, la largeur instrumentale ne doit pas être disproportionnée par rapport à la largeur physique des lignes, ce qui n'est pas vraiment le cas pour le CDS20.

Observations r´ ealis´ ees pendant ma th` ese

Le tableau 6.1 présente les ensembles de données qui seront utilisés dans le reste de cette mission. Les lignes utilisées dans les ensembles de données spécifiques sont répertoriées dans les tableaux 6.2 et 6.3 (voir les catalogues cités précédemment pour plus de détails sur les transitions impliquées).

Fig. 6.1: Rapport charge-sur-masse (q/m) et masse atomique de diff´erents ions observables dans le domaine spectral du spectrom`etre SUMER

Obtention d’un spectre hors-limbe

Avant de découper, il faut d'abord identifier les limites de l'image de la fente du spectromètre dans le détecteur (la hauteur YD du détecteur n'est pas entièrement éclairée). Les limites de l’image de fissure correspondent donc à de fortes variations de la dérivée de N(YD) en fonction de YD (Fig. 6.4).

Tab. 6.2: Liste des raies exploit´ees dans le jeu 1 (trou coronal).

Correction de lumi` ere diffus´ ee instrumentale

Comme nous l'avons vu, il ne reste que la lumière diffusée. La figure 6.6 donne des exemples de spectres reconstruits après correction de la lumière diffusée.

Fig. 6.5: Exemple de spectre de lumi`ere diffus´e (en rouge), venant s’ajouter au spectre d’´emission coronale pour former le spectre observ´e (en bleu)

Ajustement gaussien des raies

Sur la ligne pointillée rouge, l'erreur moyenne effectivement commise par la procédure d'ajustement ; pointillé noir, l'erreur (moyenne) prédite par la procédure). Sur la ligne pointillée rouge, l'erreur moyenne effectivement commise par la procédure d'ajustement ; pointillé noir, l'erreur (moyenne) prédite par la procédure).

Fig. 6.8: Simulation de raies bruit´ees pour diff´erentes largeurs de la raie (ce qui a pour effet de modifier le nombre de point sur lequel elle est ´echantillonn´ee)

Largeur instrumentale

Mesure du rapport des raies du Si viii (1445/1440 ˚ A)

Vivre, vivre vraiment, c'est poser des questions, c'est ne pas connaître les réponses, c'est le désir de voir ce qu'il y a de l'autre côté de la colline, ce qui nous permet d'aller plus loin. Même si nous savons que nous ne trouverons jamais de réponses, nous devons continuer à nous poser des questions.

Stabilit´ e des param` etres des raies

Conditions r´ egnant au dessus des pˆ oles solaires

J'ai essayé de réduire le nombre d'inconnues, de limiter la valeur de ξ, à partir de l'observation de courbes de température comme celle de la figure 7.7 : quelle que soit la valeur fixée pour ξ , les espèces à grand q/m tendent vers la même température. (ce qui semble logique en présence de chauffage préférentiel d'essences à petit q/m). Puisque ces ions ont la même masse, la différence doit venir de la température (et non de la vitesse non thermique ; les raies correspondantes ont aussi des longueurs d'onde très similaires).

Fig. 7.1: Jeu de donn´ees 3 : variations spatio-temporelles de raies coronales. De haut en bas, ´evolution temporelle (axe des abscisses, sur une heure) de l’amplitude maximale, du centre, et de la largeur des raies du Mg x (colonne de gauche) et de l’O vi

Distinguer une variation de temp´ erature d’une variation de vitesse non-thermique

La première ligne correspond à la variation de largeur de trait entre 60'' et 100'', la seconde. Du côté droit, la variation de la largeur de toutes les lignes peut être interprétée comme une augmentation totale de la vitesse non résolue : en moyenne 4 km·s−1 (ligne continue horizontale, les lignes pointillées limitent du tout l'écart type points) entre 60'' et 100'', en supposant une valeur initiale de 25 km·s−1 ; Ceci n’est qu’un exemple, puisque nous ne connaissons pas la valeur de ξ.

Fig. 7.9: Variation de temp´erature ou de vitesse non thermique dans les deux cas limites respectifs : si ∆ξ = 0 (` a gauche, la courbe d’ajustement est une loi de puissance, sans pr´etention `a repr´esenter correctement la physique `a l’oeuvre) ou ∆T = 0

R´ einterpr´ etation du ”plateau” observ´ e par certains auteurs

Cependant, cela suppose que je surestime grandement l’intensité de la lumière diffusée. Et si tel est effectivement le cas, cela conduit à une meilleure estimation du profil de la distribution cinétique à l’altitude observée.

La largeur des profils de lumière diffusée et de photoexcitation sont en réalité tous deux similaires, typiques des basses altitudes, c'est-à-dire moins larges que les lignes des altitudes plus élevées où leur effet se fait sentir. Ma correction conduirait alors à supprimer tout ou partie de la contribution radiative de l'émission raie, pour ne laisser que la contribution collisionnelle (plus représentative de la distribution cinétique des ions).

D´ etermination de la vitesse non-thermique

Les valeurs ont été interpolées aux points où les largeurs de la ligne Mgx sont obtenues. Interpréter la variation de largeur avec la hauteur 8.3.3 Détermination de la vitesse non thermique à n'importe quelle hauteur.

Fig. 8.2: Variation avec l’altitude au dessus d’un trou coronal de la quantit´e v 2 = 2kT m + ξ 2 pour diff´erents ions du jeu de donn´ees 1 (la correction de lumi`ere diffus´ee a ´et´e effectu´ee).

Variation de temp´ erature avec l’altitude

Dans ce cas, toute la variation de largeur sera attribuée au chauffage, ce qui ne fera que renforcer les caractéristiques de chauffage préférentiel que nous observerons. Cependant, la plupart d’entre eux ont utilisé l’hypothèse de la température de formation de l’ion considéré (cf.

Diff´ erence de temp´ erature entre deux altitudes - chauffage pr´ ef´ erentiel

4.3.5) trahissent le même comportement, même si ces auteurs l'analysent plutôt en fonction de la température de formation, la fonction deq2/m (ce qui les conduit à un effet intégrateur en ligne de mire), que deq/m. La figure 9.2 schématise les échanges d'énergie entre ondes et ions couronne que nous venons de décrire.

Fig. 8.6: Vitesse non-thermique en fonction de l’altitude au dessus du trou coronal polaire Nord, le 30/05/02, calcul´ee `a partir de la formule 8.3

De la r´ esonance cyclotronique ` a toutes les latitudes ?

L'effet sur le vent solaire sera différent selon les zones touchées, par ex. en raison de la différence de topologie (lignes de champ fermé ou ouvert, même si l'on pourrait envisager la présence de lignes de champ radiales à basse latitude, cf. la signature représentée par un échauffement préférentiel en fonction du rapport charge sur masse (q/m ) des ions nécessite une étude des caractéristiques de température d'un grand nombre d'ions minoritaires de la couronne, en utilisant la largeur de leurs raies d'émission.