Plan du cours 1.Introduction: le problème du chauffage de la couronne solaire 2.Dérivation...
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Plan du cours
1. Introduction: le problème du chauffage de la couronne solaire2. Dérivation microscopique: équation de Vlasov-Maxwell,
hiérarchie fluide, fermeture. 3. Dérivation macroscopique de la MHD et théorème du champ gelé4. Phénomènes collectifs5. Magnétohydrodynamique: ondes et chocs6. Equilibres MHD et instabilité de Parker 7. Aspects non-linéaires des ondes MHD 8. MHD solaire: dynamo9. Aspects cinétiques : résonances, effet Landau
Quelques exemples de plasmas astrophysiques
• Atmosphère et intérieur solaire
• Couronne et vent solaire
• Magnetosphère terrestre
Le soleil en rotation
Boucles
TRACE
The visible solar corona
Eclipse 11.8.1999
Note the helical structure of the prominence filaments!
Coronal mass ejection
Observation by LASCO-C2 on SOHO.
Visualisation du vent solaire
Polar diagram of solar wind
Woch, 2000
Ecliptic
SWICS
Ulysses
Near solar maximum:
Slow wind at - 65° !
• At solar maximum the large polar coronal holes disappear and are replaced by smaller, generally short lived coronal holes at all latitudes. Ulysses observed fast and slow wind at all latitudes in the southern hemisphere.
Densité et champ magnétique coronal
Banaszkiewicz et al., 1998;
Schwenn et al., 1997
LASCO C1/C2 images (SOHO)
Current sheet is a symmetric disc anchored at high latitudes !
Dipolar, quadrupolar, current sheet contributions
Polar field: B = 12 G
Solar wind stream structure and heliospheric current sheet
Alfven, 1977
Parker, 1963
Solar wind fast and slow streams
Marsch, 1991
Helios 1976
Alfvén waves and small-scale structures
Alfvénic fluctuations (Ulysses)
Horbury & Tsurutani, 2001
Schematic power spectrum of fluctuations
Log( frequency /Hz)Mangeney et al., 1991
(a) Alfvén waves (b) Slow and fast magnetosonic (c ) Ion-cyclotron (d) Whistler mode (e) Ion acoustic, Langmuir waves
Structure de l‘héliosphère
• Basic plasma motions in the restframe of the Sun
• Principal surfaces (wavy lines indicate disturbances)
Schematic topography of solar-terrestrial environment
solar wind -> magnetosphere -> iononosphere
Viewing ionospheric plasmas, the Aurora University of Alaska
Structure de la magnétosphère terrestre
La frontière entre le vent solaire subsonique (après le choc) et la cavité engendrée par le champ magnétique terrestre, la magnétosphère, est appelée la magnétopause. Le vent solaire compresse le champ coté jour et l‘étire sous forme de queue (magnetotail) coté nuit. Cette queue est concentrée dans la couche de plasma (plasma sheet) d‘épaisseur 10 RE. La plasmasphère (< 4 RE ) contient du plasma ionosphérique dense et froid. La ceinture de radiation se trouve sur les lignes de champ dipolaire entre 2 et 6 RE.
Trajectoires des particules confinées dans un champ dipolaire
L‘intensité du champ est minimum à l‘équateur. Les lignes de champ convergent dans les régions polaires (mirrors). Les particules peuvent être piégées. Mouvements de gyration, rebond et diffusion..
Interaction entre particulesGaz neutre Collisions de type boule de
billard, courte portée
Plasma Interaction électromagnétique, longue portée
Une particule n’est pas sensible seulement à sa plus proche voisine mais à toutes les autres
Interactions collectives plus importantes que les interactions binaires
ro
l
d
Collisions dans un plasma
ln
)(44
220
nekT
l
kT
er
0
2
04
Libre parcours moyen :
Longueur de Landau :
3/1nd
Distance moyenne entre particules :
1
100
10 4
10 6
10 8
10 10
1 105 1010 10 15 1020 1025 1030 10 35
densité électronique (m-3)
lobes de la magnétosphère
vent solaire
gaz interstellaire
ionosphèreflamme
couronne solaire
fusion (magnétique) fusion (laser)
intérieur du Soleil
décharge
métal
Tem
péra
ture
(K
)
effets quantiques vs effets classiquesinteractions proches vs lointaines
l = 1000 km 1 m 1 m
libre parcours moyen
statistique
Equations deMaxwell
, j
électromagnétisme
/Système couplé particuleschamps
)( BwEF q
E, B
Forces de collisions
mécanique
mouvement
Particules(positions et
vitesses)
Equations du