La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

La présentation est en train de télécharger. S'il vous plaît, attendez

LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE Jean-Jacques Aly AIM, CE Saclay.

Présentations similaires


Présentation au sujet: "LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE Jean-Jacques Aly AIM, CE Saclay."— Transcription de la présentation:

1 LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE Jean-Jacques Aly AIM, CE Saclay

2 1. Le champ magnétique du soleil Processus dynamo dans la zone convective du soleil --> dynamo oscillante de période moyenne P=22 ans. Description théorique: transformation réciproque B t B p du fait de la rotation différentielle (effet ) et de la convection turbulente (effet ). Effet possible de la circulation méridienne. Tubes toroidaux produits remontent à la surface (Archimède) et émergent dans la couronne. Trace des tubes visibles sur la photosphère (les plus gros = taches solaires).

3 Effet essentiel du champ B dans la couronne: production de processus éruptifs à différentes échelles: –Petites échelles --> chauffage général de la couronne (maintien de sa température à T=10 6 °K). –Grandes échelles: libération dune grande quantité dénergie (jusquà ergs) sous différentes formes: éruptions solaires, éjections coronales de masse (10 16 g de matière éjectées à 350 km/s en moyenne), protubérances éruptives. Scénario standard pour un grand phénomène éruptif:

4

5 2. Problèmes traités Phénomènes éruptifs: Approche analytique –Formation de nappes de courant 3D dans un champ sans- force complexe en évolution (pb du chauffage). –Evolution dun champ sans-force à grande échelle, en essayant de répondre à la question suivante: Le champ B dune région coronale qui reçoit en permanence de lénergie à travers la photosphère peut-il être déstabilisé et souvrir à grande vitesse, produisant ainsi une nappe de courant favorable au déclenchement dun processus de reconnexion? (justification du scénario standard pour les grands phénomènes éruptifs). Phénomènes éruptifs: Approche numérique (en collaboration avec T. Amari, J.F. Luciani). –Mêmes questions. –Effets dynamiques et résistifs inclus (possibilité en particulier détudier en détail les processus de reconnexion).

6 3. Phénomènes éruptifs à grande échelle: Résultats analytiques Modèle: –Couronne représentée soit par D={r>r0}, soit par D={z>0}, photosphère représentée par S = D. –Champ magnétique dans D: champ sans-force en évolution quasi- statique (justifié par le fait que = p/B 2 > t e =L/v A, où L= échelle spatiale de B, V = vitesse typique des mouvements sur S et v A = vitesse typique dAlfven dans D). –Plasma parfaitement conducteur ( R m =LV/ >> 1). –Mouvements imposés sur S. Propriété générale importante de ce modèle: lénergie magnétique ne peut jamais excéder une certaine limite déterminée par les conditions aux limites imposées.

7 Exemple 1: –Hypothèses: B axisymétrique dans D ={r> r 0 }. B initial: champ du type arcade potentielle. Vitesse purement toroidale imposée sur S:. –Deux phases dans lévolution: phase calme, puis phase dexpansion rapide. –Dans la phase calme, B croit linéairement avec t sur une ligne shearée. Mais pas de variation notable du champ poloidal. Croissance de lénergie libre en t 2. –Dans la deuxième phase, lexpansion de la structure se fait au moins exponentiellement: Par ailleurs B --> 0 et le champ souvre, les courants se concentrant dans une nappe infiniment mince.

8 Exemple 2: tube de flux 3D twisté. Comportement identique à celui de larcade: –Phase calme. –Expansion rapide. Limites du modèle: –Expansion très rapide --> approximation quasi-statique cesse dêtre valable. N é cessit é alors de tenir compte des effets d inertie. Mais ceci n inclut pas de changements qualitatifs de l é volution, seulement un ralentissement de l expansion. –Courants trop concentrés --> les effets résistifs doivent être pris en compte. Ces derniers permettent une reconnexion des lignes magn é tiques et donc un changement important dans l é volution. On peut modifier la th é orie ci-dessus pour pr é voir à partir de quel moment la reconnexion devient é nerg é tiquement favorable et donc possible. v B + _ v S D

9 4. Phénomènes éruptifs à grandes échelles: Simulations Utilisation du code de T. Amari et J. F. Luciani. Résolution du système complet des équations de la MHD. Etudes récentes: –Evolution dun champ dans un demi-espace D soumis sur S à des mouvements conduisant à une disparition de flux (mouvements réguliers convergeant vers une ligne neutre, mouvements turbulents qui génèrent une diffusion de B z sur S). Cas 1 ci-après. –Evolution dun champ qui émerge dans D à travers S avec déjà des courants (par exemple, tube de flux twisté). Cas 2 ci-après. Dans tous les cas, on observe une évolution violente du système après une phase calme, et une libération dénergie liée à un processus de reconnexion.

10 Amari, Luciani, Aly, Mikic & Linker 2003 Cas 1

11 Num. Simul. 3 Amari, Luciani & Aly 2005 Cas 2

12 5. Reconstruction du champ coronal B mesuré uniquement à la base de la couronne, où les magnétographes donnent ses trois composantes: B obs. Problème: déterminer le champ B dans la couronne à partir de B obs. Nécessité dadopter un modèle pour B: en général, on suppose que B est sans force. Mais le problème est alors surdéterminé et na pas de solutions en général. On a alors au moins deux possibilités: –Soit on cherche un champ B sans force qui sapproche aussi près que possible de B obs au niveau photosphérique, par exemple au sens des moindres carrés (B minimize ).

13 –Ou on ne tient compte que dune partie des données, par exemple B obs,z et obs. On a alors un problème qui peut être r é solu par un schéma itératif classique (Grad-Rubin). Deuxième méthode retenue dans un calcul récent. Cas test: Amari, Boulmezaoud & Aly 2006 Analytic solution Reconstruction

14 6. Remarque en guise de conclusion Les mécanismes physiques qui viennent dêtre consid é r é s sont sans doute importants pour comprendre un certains nombres dautres systèmes astrophysiques qui possèdent une région dominée par le champ magnétique: –Couronnes des autres étoiles. –Sous-orages magnétiques dans la queue de la magnétosphère terrestre. –Magnétospheres des systèmes binaires proches contenant une naine blanche ---> synchronization de cette dernière. –Magnétospheres des objets compacts entourés dun disque daccrétion.


Télécharger ppt "LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE Jean-Jacques Aly AIM, CE Saclay."

Présentations similaires


Annonces Google