Diagnostics spectroscopiques, dynamique et magnétisme solaire. et stellaire

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1 Diagnostics spectroscopiques, dynamique et magnétisme solaire et stellaire

2 Présentation des principales caractéristiques du Soleil

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4 Quelques constantes solaires M S = kg masse solaire R S = km rayon solaire g S = 275 m/s² accélération de la pesanteur à la surface solaire L = W luminosité solaire (luminosité d 1 m² : W) 1 UA = km distance moyenne Terre/Soleil T e = 5800 K température effective Composition : H 92.1% et He 7.8%, autres éléments (O, C, N, Fe, Mg, Ca ) en trace (0.1%) Rotation : 26 jours à l équateur, 31 jours aux pôles, inclinaison de 6 sur l écliptique Photosphère solaire : km d altitude Pression moyenne P = 10 3 Pa et variation de 0 à 500 km : Pa 10 2 Pa T moyenne = 5000 K et variation de 0 à 500 km : 6400 K 4170 K Densité moyenne N H = m -3 et variation de ρ de 0 à 500 km : kg m kg m -3 Densité moyenne N e = m -3 et variation de 0 à 500 km : m m -3 Chromosphère solaire : 500 km 2000 km d altitude Pression moyenne P = 1 Pa et variation de 500 à 2000 km : 10 2 Pa 10-2 Pa T moyenne = 8000 K et variation de 500 à 2000 km : 4170 K K Densité moyenne N H = m -3 et variation de ρ de 500 à 2000 km : kg m kg m -3 Densité moyenne N e = m -3 et variation de 500 à 2000 km : m m -3

5 Couronne solaire : 2000 km milieu interplanétaire Conductivité électrique σ = 10-3 T 3/2 MKSA, T en Kelvins Conductivité thermique k // = T 5/2 MKSA, T en Kelvins - Basse couronne typique: n p = n e = m -3 T = K P = Pa ρ = kg m -3 - à 1 rayon solaire : n p = n e = m -3 T = K P = Pa ρ = kg m -3 - à 1 UA (orbite terrestre): n p = n e = 10 7 m -3 T p = K T e = K ρ = kg m -3 vitesse du vent solaire à la Terre: 400 km/s en moyenne - milieu interplanétaire à grande distance: n p = n e = 10 6 m -3 Quelques constantes universelles C = m/s vitesse de la lumière dans le vide e = C charge de l électron m e = kg masse de l électron m p = kg masse du proton h = MKSA constante de Planck k = MKSA constante de Boltzmann μ 0 = 4 π 10-7 MKSA perméabilité magnétique du vide G = MKSA constante gravitationnelle 1/(4 π ε 0 ) = MKSA, ε 0 permittivité du vide

6 Fenêtres sur l univers

7 Température Distance au soleil

8 Vision du soleil le 28 Octobre 2003 dans toutes les longueurs d onde du spectre électromagnétique Domaine optique (raies + magnétogramme) Domaine UV (raies, satellite SOHO-ESA/NASA) Domaine X, radio, et couronne en lumière blanche

9 MEUDON H alpha Chromosphère 8000 K λ=0.25 Å Filaments = structures magnétisées suspendues dans la couronne contre la gravité ρg par la force de Laplace F = j ΛB

10 MEUDON CaII K Photosphère 6000 K Les taches sont des régions fortement magnétisées (B voisin de 0.1 T) Sens de rotation (26 jours à l équateur, 31 aux pôles)

11 MEUDON CaII K3 Protubérances et chromosphère λ=0.15 Å K1v K3 Protubérances = filaments sur le disque

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13 spectroscopie Corps noir Spectres de raies d absorption, d émission, spectre continu Largeur naturelle Élargissement par agitation thermique Profils Lorentzien, Gaussien

14 Rayonnement continu du corps noir: la Loi de PLANCK B(λ) = (2hC²/λ 5 ) / exp(hc/λkt - 1) Loi de Stefan Bolztmann Flux lumineux par m² intégré sur toutes les longueurs d onde F = σ T 4 = L/4πR²T effective solaire = 5800 K

15 Principe de la Spectroscopie Spectre d absorption Spectre continu gaz Spectre de raies Spectre d émission

16 Hδ Bande CH Hγ Hβ

17 CaI CaI FeI Hα

18 Largeur naturelle de la raie (transition ν nm entre 2 niveaux m et n): Le profil naturel est Lorentzien et étroit (<0.01 Å) I(ν) = (I/π) (γ/2π)/[(ν-ν nm )² + (γ/2π)²] avec γ = (γ n + γ m )/2 γ n et γ m sont les inverses des durées de vie des niveaux n et m (10-8 s). ν est la fréquence. Elargissement par agitation thermique Les vitesses des atomes ont une distribution maxwellienne dont la vitesse la plus probable est V th = (2 k T / m) 1/2 T température, m masse de l atome, k cte de Boltzmann Le profil est Gaussien et large (>0.1 Å, surtout si masse petite) I(ν) = (I/ π) (1/ ν D ) e [(ν-ν nm )²/ ν D ]² avec ν D = ν nm (V th /C) Raie larges si T grand (couronne), ou masse petite (hydrogène)

19 Diagnostics spectroscopiques: effet Doppler macroscopique Mouvements d approche, d éloignement

20 EFFET DOPPLER V// = C λ/λ Direction sur le Soleil x λ Bord solaire

21 Rotation solaire à 2 km/s V/ C = (λ 1 λ 2 )/λ raie Procyon Bételgeuse Soleil Soleil

22 Effet Doppler sur une tache, dit effet Evershed (mouvement radial de l ombre vers la pénombre), SATELLITE SDO/NASA

23 Diagnostics spectroscopiques: l atome plongé dans un champ magnétique; effet Zeeman en champ longitudinal

24 Effet Zeeman sur FeI 6173 dans une tache solaire En règle générale, les composantes Zeeman ne sont pas séparées, mais comme elles sont polarisées différemment, l analyse de leur polarisation permet de les séparer 2 composantes σ 3 composantes σ, π Champ longitudinal Champ quelconque λ λ

25 Transitions quantiques en présence de champ magnétique Etat d énergie d un atome 2S+1 L J L moment cinétique orbital des électrons S moment cinétique de spin des électrons J moment cinétique TOTAL des électrons Dégénérescence des niveaux: 2J+1 de même énergie En présence de champ magnétique, levée de la dégénérescence E = E B E 0 = µ B (m J g J m J g J ) avec m J = 0,±1 g J facteur de Landé (fonction de L, S, J) µ Magnéton de Bohr ou moment magnétique de l électron

26 EFFET ZEEMAN EN CHAMP MAGNETIQUE E 0 Circulaire Polarisation E B circulaire Gauche linéaire droite σ- ( m J =-1) π ( m J =0) σ+ ( m J =+1)

27 Linéaire //Oz Linéaire à 45 circulaire elliptique

28 Polarisation des composantes π σ+ et σ-

29 Mesure de la polarisation circulaire (Stokes V) direction spatiale λ λ I+V polarisation circulaire droite direction spectrale λ I+V I-V par balayage de fente SPECTROGRAPHE I-V polarisation circulaire gauche

30 Mesure du module des champs magnétiques Circulaire gauche circulaire droite σ- ( m J =-1) σ+ ( m J =+1) Mesure de l écartement λ B = [e / (4π m C)] λ 2 g* B

31 Effet Zeeman et applications: manifestations des champs magnétiques solaires

32 Inversion du champ polaire au maximum d activité solaire WILCOX champ magnétique intégré (0 à 0.3 G) Cycle Taches WILCOX champ magnétique polaire Cycle S N Taches Champ polaire fort au minimum d activité solaire

33 min max min max min max min Kitt Peak + SOLIS (3 cycles) Coriolis Émergence taches Émergence taches Coriolis Annihilation (rot diff) Mt Wilson Jean-Marie Malherbe Inversions du champ magnétique solaire: observations Académie des Sciences 19 Juin 2012

34 1 minimum solaire 3 Émergence du champ Flux~10 25 Mx B~1000 G 2 Amplification du champ + Modèle dynamo + Flux~10 22 qualitatif de Mx Babcock Leighton B~1 G - Au maximum - Champ dipolaire Effet α (B toroïdalb poloïdal) Émergence des taches et mouvements anticycloniques (horaire au N, antihoraire au S) liés à la force de Coriolis reconnexion 4 maximum solaire Rotation différentielle Effet Ω (B poloïdalb toroïdal) Inversion polaire annihilation Inversion polaire

35 Evolution des champs magnétiques des régions actives Satellite HINODE 2006 haute résolution spatiale de 0.3

36 Satellite HINODE: champ magnétiques du soleil calme (tubes de flux concentrés)

37 Applications: l activité solaire et les effets des champs magnétiques dans l atmosphère solaire

38 Eruption en UV dans une région active, SATELLITE SDO/NASA T = 10 5 K, 10 6 K, K, K, 10 7 K

39 Eruption en UV dans une région active, SATELLITE SDO/NASA Continu à gauche, raie du fer à T = 10 6 K à droite, impacts sur la surface

40 Ondes de choc Moreton (durée 5 mn) issues d un site éruptif

41 LES FILAMENTS ET LES PROTUBERANCES structures magnétiques soutenues par les champs magnétiques contre la gravité solaire (275 m/s²) F=i l B P=mg

42 Instabilités des filaments et protubérances Satellite SOHO et premier coronographe de LYOT au Pic du Midi

43 Instabilités des boucles magnétiques satellite SDO T =10 5 K 10 6 K 10 7 K Boucles magnétiques Satellite TRACE

44 Instabilités magnétiques à grande échelle Ejections de masse coronale et relations Soleil Terre

45 Reconnexion magnétique et instabilités

46 Emergence d un courant électrique et reconnexion du champ associé avec un champ horizontal pré-existant orienté droite ou gauche

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48 Reconnexion magnétique: un processus à l œuvre dans les éruptions

49 Effet Zeeman Doppler Mesure des champs magnétiques stellaires Référence: site Web de Pascal PETIT, IRAP Toulouse,

50 Effet Zeeman Doppler et Magnétisme stellaire CFHT Les étoiles en rotation sont observées comme des objets ponctuels

51 λ Spectre nm dans 2 états de polarisation circulaire gauche et droite, intégré sur le disque stellaire (I+V, I-V) 2 profils I+V et I-V Écartement λ B B// λ

52 Tache de faible latitude (30 ) Champ magnétique radial Reconstruction par imagerie Zeeman Doppler au cours de la rotation S T O K E S V

53 Tache de faible latitude (30 ) Champ magnétique azimuthal Reconstruction par imagerie Zeeman Doppler au cours de la rotation S T O K E S V

54 Quelques exemples de reconstruction par imagerie Zeeman Doppler