LPP - Laboratoire de Physique des Plasmas - UMR 7648

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Génération du vent solaire

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Sommaire

On donne ici un aperçu des modèles théoriques du vent solaire tels qu’ils découlent du premier modèle isotherme de Parker (1958). Le but des modèles est de prédire l’évolution du vent et de ses transitoires (CME, etc…) à partir des conditions de surface (topologie magnétique principalement).

Chercheurs du LPP :

R. Grappin

Quelques publications significatives :

Wang Y.-M., Grappin R., Robbrecht E., Sheeley J. N. R., On the nature of the solar wind from the coronal pseudostreamers, The Astrophysical Journal 749 (2) 182 (2012)
Grappin R., Wang Y.-M., Pantellini F., Two-Temperature Models for Polar Plumes : Cooling by Means of Strong Base Heating, The Astrophysical Journal 727 (1) 30 (2011)
Pinto R., Grappin R., Wang Y.-M., Léorat J., Time-dependent hydrodynamical simulations of slow solar wind, coronal inflows, and polar plumes, Astronomy and Astrophysics 497 (2) 537—543 (2009)
Wang, Y.-M., Ko, Y.-K. & Grappin, R. Slow Solar Wind From Open Regions with Strong Low-Coronal Heating. ApJ 691, 760–769 (2009).

Le vent solaire

Le vent solaire a été découvert très indirectement en 1951 par Biermann qui a compris que la déviation de la direction de la queue des comètes (à l’opposé de la direction solaire) ne pouvait s’expliquer que si on supposait que le Soleil était la source d’un plasma émis par le Soleil.
Ce plasma provient de certaines régions, dites « ouvertes » du Soleil. Sa densité est très faible au niveau de l’orbite terrestre (quelques particules par cm3), il est très chaud (≈ 10 000 K) et sa vitesse est ≈ 600 km/s (Mach ≈ 10), si bien que le transport de la matière solaire depuis sa haute atmosphère (« couronne ») jusqu’à la terre prend environ 4 jours.
Parker en 1958 a découvert que le vent solaire semblait bien être une solution particulière de l’équation des gaz dans un champ de gravité central. Une solution supersonique telle que le vent solaire s’obtient à deux conditions : que la haute atmosphère du soleil soit très chaude (≈ 10⁶ K), et que la gravité diminue avec la distance au centre de l’étoile : les deux conditions sont vraies. De ce point de vue, l’origine du vent solaire s’identifie au problème du chauffage de la haute atmosphère, ou couronne solaire.

Les données expérimentales

: Figure 1 Mesure de la vitesse du vent solaire à l’aide des scientillations radio.
Source Scott et al 1983

La zone d’accélération
La radio-astronomie a permis très tôt de localiser la zone d’accélération du vent même aux hautes latitudes. La figure 1 montre l’évolution de la vitesse du vent entre 0 et 50 rayons solaires.
Les sources
Dans la couronne, l’énergie magnétique domine tout : l’écoulement du plasma est donc complètement guidé par la topologie magnétique. Les sources du vent sont les zones de champ magnétique ouvert. Quelques points importants :
– une petite fraction de la surface solaire totale est ouverte
– la fraction ouverte varie avec le cycle solaire
– les zones ouvertes ne sont pas à symétrie sphérique : elles sont en sur-expansion (Figure 2).

: Figure 2. Champ magnétique dans la couronne, extrapolé à partir des mesures à la surface., pour un minimum d’activité solaire à gauche, pour un maximum à droite. Source : Wang 2009, communication personnelle.

Relation entre les sources et la vitesse de croisière du vent : la loi d’Arge-Wang-Sheeley

: Figure3. Schéma montrant la sur-expansion des tubes de flux magnétique dans la couronne solaire.

On définit la sur-expansion f du tube magnétique source (Figure 3) à partir de la section A(r) du tube magnétique local, en normalisant la surface du tube par celle du tube "radial" de référence en r² :
$f = \frac{A(r_{max})}{A(r_0)} (\frac{r_0}{r_{max}})^2$
(r_max≈ 2.5 R_S)
NB On utilise aussi l’indice n = (1/A)dA/dr
La surexpansion du tube est donc définie soit par l’indice n >2, soit par le nombre f > 1. La comparaison entre sur-expansion du champ magnétique dans la couronne et vitesse du vent à l’orbite terrestre a permis de trouver empiriquement la loi dite d’Arge-Wang-Sheeley que nous écrirons ainsi :
$U_{1AU} \simeq 1/f^{1/3}$

Cette loi reproduit bien les mesures faites par la sonde Ulysses hors du plan de l’écliptique (Figure 4).

: Figure 4. Mesures par la sonde Ulysses (ESA/NASA) de la vitesse du vent solaire pendant plusieurs années (haut) ; la couleur indique la direction du champ magnétique. Les courbes sont superposées à des images du Soleil obtenues par la sonde SOHO (ESA/NASA). En dessous est tracé le nombre de tâches solaires, en fonction du temps pendant la même période, mesure du niveau d’activité solaire. On voit clairement des compurtements différents, dépendant de l’activité solaire.
Source MacComas et al (2003)

La physique du vent solaire

: Figure 5. Stratification en densité et en température, avec références à quelques modèles numériques.

(Parker (1958) a montré qu’une étoile pouvait générer un écoulement proche de celui du vent solaire, qui dépasse la vitesse du son à quelques rayons solaires d’altitude. Pour cela, il a dû simplifier la dynamique, supposer le gaz isotherme, et une haute atmosphère très chaude, à plusieurs MK (Figure 5). Or la conduction thermique doit refroidir très vite la couronne : pour équilibrer la perte conductive, il faut en permanence apporter de l’énergie et la transformer en chaleur en altitude. C’est l’excès de pression qui en résulte (comparé à l’équilibre hydrostatique) qui accélère le vent. Le phénomène se reproduit ensuite plus loin à plus grande distance, dans le vent supersonique.
La source de l’énergie est le soleil, plus précisément le champ magnétique qui émerge en permanence de sous la surface dans l’atmosphère par la convection thermique visible sous forme de granulation solaire. La Figure 6 va dans ce sens : elle montre que la luminosité X des étoiles et des structures magnétiques solaires est proportionnelle au flux magnétique de surface.
L’énergie magnétique amenée par les ondes est ensuite dissipée par des phénomènes de type "cascade turbulente" : aucune version complète de ce scénario n’est disponible actuellement.

: Figure 6. Relation entre la luminosité X et le flux magnétique à la surface pour des structures solaires et pour des étoiles.
Source : Pevtsov et al, 2003

Les questions abordées au LPP :

Conception d’un modèle de vent dans lequel le chauffage du plasma et l’accélération du vent sont obtenus par injection d’énergie (ondes) àpartir de
la surface
Recherche de modèles de dissipation turbulente permettant de compléter le modèle précédent et le rendre auto-suffisant, afin de prédire les propriétés du vent à l’orbite terrestre en fonction du champ magnétique mesuré à la surface

Le modèle de vent solaire développé au LPP est décrit plus en détail sur le site de « VP » .
Par ailleurs, pour les modèles particulaires (ou plus précisément exosphériques), nous reportons le lecteur aux excellents exposés qu’on peut trouver sur le site du LESIA.

Les missions Solar Probe Plus et Solar Orbiter sur lesquelles le LPP est fortement impliqué vont permettre de préciser les contraintes que les modèles de chauffage devront respecter, en nous donnant des informations précieuses sur le plasma proche du soleil, en particulier sa variabilité temporelle.

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