Accélération du vent solaire: revue des modèles exosphériques

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1 Accélération du vent solaire: revue des modèles exosphériques Yannis Zouganelis 1 & M. Maksimovic 1, N. Meyer-Vernet 1, S. Landi 2, F. Pantellini 1, K. Issautier 1, H. Lamy 3 (1) LESIA - Observatoire de Paris (2) Université de Florence, Italie (3) IASB, Belgique Atelier PNST - Obernai - 28 mars 2008

2 Introduction Comment le vent est-il accéléré? (vent rapide: km/s) Comment l énergie est-elle transportée?

3 Introduction: Difficulté théorique majeure: L approche fluide n est pas justifiée Le vent et sa région d accélération sont faiblement collisionnels Libre parcours moyen des électrons thermiques l normalisé à l échelle de hauteur H La conductivité thermique classique n est plus valable pour l/h>10-3 (Shoub 1983) Distance à la photosphère (rayons solaires)

4 Distributions des électrons dans le vent solaire Les électrons ne sont pas en équilibre: Queues suprathermiques importantes maxwellienne électrons suprathermiques f! ( v) ~ 2 ( v & '! v th % # $ "! (Maksimovic et al., 2005)

5 Distributions des électrons dans le vent solaire Les électrons ne sont pas en équilibre: Queues suprathermiques importantes pas d électrons entrants f ( v, r0 ) électrons sortants électrons suprathermiques maxwellienne V// f! ( v) ~ 2 ( v & '! v th % # $ "! d où le flux de chaleur (Maksimovic et al., 2005)

6 Distributions des électrons dans le vent solaire Les électrons ne sont pas en équilibre: Queues suprathermiques importantes maxwellienne électrons suprathermiques f! ( v) ~ 2 ( v & '! v th % # $ "! l.p.~260 UA (Maksimovic et al., 2005) l.p.~16 UA 4 l.p.~0.2 UA l.p.m.! v

7 Le flux de chaleur est dû aux électrons suprathermiques Ces électrons sont non collisionnels Modèle cinétique non collisionnel (exosphérique) Simplicité, pas de chauffage, pas de flux de chaleur ad-hoc

8 Potentiel électrique interplanétaire électrons me MG ro << kt E protons mpmg ro > kt

9 Potentiel électrique interplanétaire électrons me MG ro << kt E protons mpmg ro > kt

10 f(r,v) Théorème de Liouville E B Particules Sortantes Balistiques Modèle exosphérique Conservation de l énergie & du moment magnétique g Piégées f(ro,v) Barosphère milieu collisionnel équations fluides Exosphère milieu non-collisionnel équation de Vlasov ro Base du vent

11 Hypothèse importante: Distributions non maxwelliennes dans la couronne Moments des FDV pour chaque catégorie de particules: fonctions du potentiel électrique, le seul inconnu. Calcul du potentiel électrique auto-cohérent: - Pas de courant: égalité des flux des ions et des électrons - Quasi-neutralité: égalité des densités

12 Résultat Explication de l accélération du vent rapide avec une hypothèse de base: vitesse v(km/s) présence d électrons suprathermiques dans la couronne κ = 2.5 (beaucoup d électrons suprathermiques) κ = 6 (presque maxwellienne) Teo=10 6 K Tpo= K distance héliocentrique (rayons solaires) (Zouganelis et al., ApJ, 2004)

13 Simulations cinétiques avec modélisation des collisions (Landi & Pantellini, 2003, A&A) Simulation cinétique 1D auto-cohérente Vitesses 3D Collisions de type Coulomb Principales conclusions: Besoin d un minimum de collisions pour un vent supersonique Le vent est surtout poussé par le flux de chaleur des électrons Le flux de chaleur des électrons, calculé de façon auto-cohérente, est très différent de la valeur classique

14 Comparaison des modèles Effet des collisions vent solaire rapide exosphérique Généralisation et unification des modèles précédents le vent part subsonique le vent part supersonique

15 Comparaison des modèles Effet des collisions vent solaire rapide exosphérique simulations cinétiques (Zouganelis et al., ApJL, 2005) Les collisions ne changent pratiquement rien le vent part subsonique le vent part supersonique

16 Conclusions - Première solution transsonique d un modèle exosphérique du vent rapide. - Les modèles exosphériques expliquent l accélération du vent solaire rapide en supposant des distributions non-maxwelliennes (pas forcément kappa) dans la couronne pour les électrons. - L effet des collisions Coulombiennes ne détruit pas l accélération. - Les électrons suprathermiques jouent un rôle important dans la physique du vent solaire. Perspectives - Modèle exosphérique avec des multi-exobases - Distributions électroniques dans le vent solaire: - Bruit thermique avec des fonctions kappa (Zouganelis, JGR, 2008a) - Analyseurs d électrons (Cluster/PEACE, THEMIS, STEREO/IMPACT) - Origine des électrons suprathermiques - Présence des distributions non maxwelliennes dans la couronne (spectroscopie?, Solar Probe)