Formation et accélération

du Vent Solaire

M. Maksimovic

• Les résultats observationnels

• Les résultats de modélisation

• Prospective à court terme : STEREO

Colloque du PNST – 28/30 septembre 2005

+ contributions des demandeurs PNST

Mesures de vitesses radiales d’expansion

« Extinction Doppler »

chromophère

couronne

Raie formée pardiffusion

résonnante

0cv

Giordanno et al., 2000

P

IP

IP

P

Flow velocity Mass flow rate = v x N x expansion of tube

• Plume material is ejected at an initial velocity of 60 to >100 km/s, (depending on « F »).•The acceleration is smaller for the plumes, so that they are eventually slower than the interplume.•The material ejected in the plume is progressively lost, presumably to the interplume medium.

Demande Gabriel, Bely-Dubau

Patsourakos et Vial, 2000

Dolla et al., 2004-

Figure 1- Variations radiales de la vitesse de macro-turbulence dans la couronne pour différentes régions mesurées d’après le profil détaillé de la raie verte du Fe XIV. Chaque mesure indiquée sur ce graphe est le résultat d’une moyenne effectuée sur un grand nombre de mesures et les barres correspondantes indiquent la vraie dispersion (d’origine coronale) sur les mesures ponctuelles effectuées à distance radiale constante. L’amplitude de ces barres montre aussi, approximativement, la valeur des décalages Doppler nets mesurés sur la position instantanée du centre de gravité de la raie. Les erreurs de mesures individuelles des profils de la raie sont très inférieures à ce qui est montré par les barres. A noter que les mesures au Nord indiquent une rapide croissance près du trou coronal polaire. Même au Sud, les vitesses sont supérieures à celles qui sont mesurées près de l’équateur.

Contesse, Koutchmy, Viladrich, 2004

Demande Koutchmy

DETERMINATION DES FLUX DE VENT SOLAIRE 1996-2005 TOUTES LATITUDESRESULTATS SOHO/SWAN : Demande R. Lallement

H

H

H -On modélise le trajet des atomes de gaz interstellaireen découpant l’espace en tranches de latitude héliographique-les modèles sont ajustés aux cartes bi-hebdomadaires de l’émission résonante du gaz

-80

-60

-40

-20

0

20

40

60

80

HEL

IOLA

TITU

DE

(DEG

)

403530252015105

IONIZATION RATE (* 10-7

S-1

)

On en déduit le taux d’ionisation (essentiellement échange de charge avec les protons du vent solaire)

Exemples de résultats

HE

LIO

LA

TIT

UD

E

TAUX D’IONISATION PAR PROTONS SOLAIRES => convertibles en flux de vent solaires

Rapport equateur/pole

Prédiction d’Indices d’Activité Solaire (MgII, F10.7) à partir des données du fond Interplanétaire

(SWAN). • Le fond IP (H) est un écran qui renvoie les

photons solaires dans toutes les directions. Les mesures de SWAN permettent de voir l’émission de la face cachée du soleil et de reconstruire ses variations spatiales.

• En tenant compte de la rotation solaire, il est possible de prédire les variations temporelles des indices solaires à partir des variations spatiales du flux solaire à Lyman-alpha.

• Exemple de prédiction du l’indice MgII faite le 04/09/2005 et comparaison avec les valeurs mesurées.

1.Collisions effectives dans le vent solaire (Simulations hybrides PIC+coord. comobiles Hellinger Mangeney Travnicek Grappin 2003+ 2003)

Sans collisions, la conservation du premier invariant adiabatique donnerait une anisotropie de température de 50 vers 1 AU >>anisotropie observée est ≈1Les mécanismes de réisotropisation sont très variés; ils dépendent de la dimension, du beta du plasma, de la dérive des alphas, etc…

Demande Grappin et al.

Torsion rigide (Simulations MHD 3D, Aulanier, Démoulin Grappin 2005)

- injection systématique d'énergie magnétique- concentration du courant dans des sigmoides (qui ne sont PAS des boucles !)- gonflement de la boucle axiale avec le nombre de tours: z = exp(AN2)- les boucles sont stables (pas d'instabilité kink comme dans le cas "droit")

Torsion par ondes (Simulations MHD 2D, Grappin Léorat Habbal 2002, 2004, 2005)

- pas d'injection systématique d'énergie magnétique- oscillations de densité dans les boucles excitées (observées)- écoulements le long des boucles (siphons)- déstabilisation progressive des streamers

2. Conditions aux limites à la base coronale:Réaction des boucles à la torsion des pieds

Barosphèremilieu collisionneléquations fluides

Particules Sortantes

Balistiques

PiégéesEntrantes

B

E

g

f(r,v)

Théorème de

Liouville

Conservation de l’énergie

& du moment magnétique

f(ro,v)

Exosphèremilieu non-collisionnel

équation de Vlasov

ro Base du vent

Modèleexosphériqu

e

Calcul du champ électrique par:

L’égalité des flux (pas de courant)

La quasi-neutralité

Demande Pantellini et al.

Comparaison des modèles – Effet des collisions

vent solaire rapideexosphérique simulations cinétiques

le vent part subsonique

(Zouganelis et al., 2005, ApJL)

le vent part supersonique

La Mission Stereo, lancement prévu en avril 2006

STEREO OBSERVATORY (x2)

Deployed SWAVES Electric Field Antenna

(3 places)

DeployedIMPACT Boom

IMPACTSolar Wind Electron Analyzer (SWEA)

IMPACTSuprathermal Electron Detector

(STE)

IMPACTMagnetometer

(MAG)

DeployedHigh Gain RF

Antenna(HGA)

SECCHI Heliospheric Imager

(HI)

SECCHISun-Centered ImagingPackage (SCIP) Assy

(COR-1, COR-2, EUVI, GT)

Low Gain RFAntenna (2)

(LGA)

Sun Sensor (5)

Adapter Ring

Bi-fold Solar PanelInertial Measurement Unit

(IMU)

PLASTIC Instrument

- X

- Y

+ Y

+ X+ Z

- Z

IMPACT SEP

STEREO

•SECCHI (PI Russ Howard, NRL)- IAS, LESIA, LAM & LPCE labos CoI

• Two White Light Coronagraphs (COR1,COR2)- COR1 explores 1.4 – 4 Rsun. COR2 explores 2 – 15 Rsun• Extreme Ultra Violet Imager (EUVI)- Observes chromosphere and inner corona• Heliospheric Imager (HI1, HI2)- Observes Coronal Mass Ejections from the Sun to the Earth (12 – 300 Rsun)

•IMPACT (PI Janet Luhman, UCB)- CESR labo CoI.

•Solar Wind Experiment (SWEA)-Measures ~0-3 keV electrons with wide angle coverage•Suprathermal Electron Telescope (STE)-Measures electrons from 2-100 keV with wide angle coverage•Magnetometer Experiment (MAG)-Measures the vector magnetic field at 65,536 nT and 500 nT ranges•Solar Energetic Particle Experiment (SEP) Suite

– Measures electrons from 0.02-6 MeV– Measures protons from 0.02 – 100 MeV– Measures helium ions from 0.03 – 100 MeV/nucleon– Measures heavier ions form 0.03 – 40 MeV/nucleon

•PLASTIC (PI Tony Galvin, UNH)- will provide the plasma characteristics of protons, alpha particles, and heavy ion. Provide composition measurements of heavy ions and characterizes the CME plasma

•SWAVES (PI Jean-Louis Bougeret, LESIA)- in-situ as well as remote sensing instrument. Tracks CME Driven Shocks from the Corona to the Earth.

STEREO INSTRUMENTS

cor1

cor2

SECCHI

• 2 Coronagraphs (COR1,COR2) 1.4 – 4 Rs.; 2 – 15 Rs• 2 imageurs Heliospherique (HI1, HI2)

1/R )(cm9(kHz) -3 pep FNF

R.Grappin et J. Léorat dynamique de la couronne et du vent solaire

1. Collisions effectives dans le vent solaireLes descriptions fluides du vent supposent implicitement la relaxation vers l'isotropie au moins partielle des fonctions de distribution. La mise en évidence de ces processus butait depuis longtemps contre la difficulté de marier de très petites échelles (gyration des ions) et les très grandes (héliosphère). On résoud le problème pour la première fois et on montre la richesse des processus de réisotropisation possibles. (Deux articles avec Hellinger Mangeney Travnicek)

2. Une propriété universelle de la turbulence MHDLa description de la turbulence basse fréquence dans le vent solaire bute sur deux problèmes: absence de théorie de la turbulence homogène MHD, difficulté d'inclure l'expansion du vent

On présente une avancée sur le premier point: une relation entre écart à l'équipartition et énergie totale (cinétique + magnétique), valable pour une turbulence Alfvénique ou non. Il reste à inclure l'expansion du vent (Deux articles avec Müller et Biskamp).

3. Importance des conditions aux limites à la base coronaleDans les approches particulaire et fluide, le choix des conditions aux limites est fondamental. Pour l'illustrer, on étudie la réponse d'un système de boucles fermées à des mouvements de rotation des pieds. On étudie deux conditions aux limites extrêmes:

-A. le mouvement est imposé via des ondes. Cela génère des siphons le long des boucles qui entraînent une forte accélération du vent équatorial et la déstabilisation de la couche de courant héliosphérique (2 articles avec Habbel Léorat)

- B le mouvement est rigide, la structure fermée gonfle et simule une CME (avec Aulanier et Démoulin).

-Il reste à inclure un modèle de transition chromosphérique, pour étudier le vrai régime!

• voila un ppt avec une seule diapo sur les mesures 3D de SWAN.• on vient juste de finir les fits, il nous reste avant de publier a convertir

en flux de masse de vent soalire en fonction de la latitude et du temps. mais on voit tres bien la disparition de l'anisotropie pole-equateur. ca reapparait seulement maintenant mi 2005.

• je joins aussi un ppt avec aussi une diapo sur swan en tant qu'outil de meteo solaire.

• on ameliore les indices de prediction en detectant avec les cartes les regions actives sur la face cachee du soleil. je ne sais qui peut presenter ca....

• je verrai peut etre plus tard ou sur place si tu ne peux le montrer• salut