Chauffage coronal et accélération du vent solaire
Les mécanismes de dissipation d'énergie dans les couches externes du Soleil, les processus de chauffage de la couronne et d'accélération du vent solaire ainsi que les modes de transport vers l'espace interplanétaire sont des études essentielles à la compréhension des relations Soleil-Terre. L'extrapolation de ces phénomènes aux autres étoiles conduit aux problèmes de perte de masse et au recyclage de la matière entre les étoiles et le milieu interstellaire.
L'équipe participe au programme d'étude de l'atmosphère solaire avec la sonde SOHO grâce à trois instruments, SUMER, CDS et EIT, de spectroscopie et d'imagerie UV et EUV à haute résolution spectrale et spatiale. Ces instruments ont été construits en coopération avec l'Institut d'Optique, le MPAE, le GSFC, le NRL, Lockheed, IASL, etc... et observent le Soleil depuis le mois de Mars 1996 à bord du satellite européen SOHO situé au point L1 Terre-Soleil.
L'équipe s'intéresse aux données des autres instruments, notamment MDI, UVCS et LASCO. Elle a participé et participe à de nombreux programmes d'observation du type JOPs (Joint Observing Programs).
Les propriétés observationnelles de la couronne solaire nous suggèrent une approche statistique du problème du chauffage. Toutefois, une telle approche dans le cadre de modèles MHD en régime turbulent reste très lourde du point de vue des simulations numériques. Aussi une première analyse a été effectuée à partir d'un modèle phénoménologique d'automates cellulaires qui montrent des propriétés de Self-Organisation Critique (SOC). Le modèle de boucle coronale, construit à partir des équations de la MHD réduite (RMHD), décrit la dynamique du plasma sur des plans transverses au champ magnétique axial. Le forçage photosphérique est introduit aux pieds de la boucle, c’est à dire sur les deux plans frontières, et l’information se propage de plan en plan, et dans les deux sens, via les ondes d’Alfvén. A chaque fois que la densité de courant, évaluée par la loi d’Ampère, dépasse un seuil critique ad hoc dans un plan donné, le courant est redistribué ; on a création d’un événement. L’analyse statistique de ces événements dissipatifs a permis de montrer que ce modèle est capable de reproduire les lois de puissance observées sur plusieurs gammes d’échelles. En particulier, une certaine universalité de la distribution en énergie des événements dissipatifs a été constatée, et ce pour divers forçages. Par ailleurs, l’étude a mis en évidence l’existence d’un possible biais observationnel dû à un manque de résolution spatiale.
Les ondes de type ionique cyclotronique constituent la partie "haute fréquence" des ondes d'Alfvén et semblent pouvoir jouer un rôle dans le chauffage et l'accélération du Vent Solaire dans les trous coronaux. Leur signature peut être mise en évidence par l'effet de chauffage différentiel sur les ions lourds minoritaires de la couronne (Fe XII, Fe X, Si VIII, Mg X, etc.), l'effet produit dépendant du rapport charge sur masse (q/m) de l'ion considéré. Plusieurs campagnes de mesures de largeurs des raies émises par ces ions ont été menées en utilisant l'instrument SUMER/SOHO entre 1.06 et 1.3 rayons solaires (thèse de Laurent Dolla). Le travail exige en particulier une correction très précise des effets de la lumière diffusée par l'instrument SUMER. Nous avons mis au point une méthode de correction de la lumière diffusée instrumentale, importante à haute altitude au-dessus du limbe (puisque SUMER ne possède pas d’occulteur), alors que l’intensité émise par la couronne décroît très rapidement avec l’altitude. La figure montre un exemple des résultats obtenus dans lequel on observe un chauffage plus important des ions de plus bas (q/m).
Les trous coronaux sont connus comme étant la source principale du vent solaire rapide. La signification de nos études précédentes sur la variation de température électronique avec la hauteur aurait pu être mise en question par l'existence dans ces trous des "plumes", c'est à dire d’une séparation du milieu entre les composants "plume" et "interplume". Plusieurs observateurs ont "suggéré" que le flux de vent passe dans les interplumes, alors que les observations sont dominées par la composante plume.
Pour résoudre cette question, nous avons étendu la méthode de "Doppler dimming" pour déterminer le flux de vitesse. Cette méthode, développée et exploitée par l'équipe du coronographe UVCS, est capable de mesurer la vitesse perpendiculaire à la ligne de visée.
Elle dépend de la mesure du rapport des intensités des deux composantes du multiplet d'oxygène VI à 103.2 nm et 103.8 nm, influencé par la photo-excitation sélective de la couronne par la source de lumière venant de la zone de transition. L'extension vers le bas de cette méthode depuis UVCS à la hauteur de > 1.5 Ro jusqu'à 1.1 Ro avec l'instrument SUMER est tout à fait originale. Une première observation du flux dans une seule région interplume a été suivie par un re-développement rigoureux du modèle théorique d'excitation. Cela a permis une analyse complète en 2-D des plumes et leur flux à 1.1 - 1.4 Ro, avec l'instrument SUMER seul. Nous démontrons que la vitesse de flux est supérieure dans les plumes, ce qui contribue donc pour moitié au vent rapide, à cette hauteur. Une analyse conjointe avec UVCS montre en plus que la situation se renverse au-dessus de 1,6 Ro où la vitesse dans les plumes est plus faible que dans les régions interplumes.
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