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Accélération de particules dans les éruptions solaires CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray.

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1 Accélération de particules dans les éruptions solaires CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux ACCELERATION DE PARTICULES DANS LES ERUPTIONS SOLAIRES Cyril Dauphin 1 – Nicole Vilmer 1 Anastasios Anastasiadis 2 1 LESIA Observatoire de Meudon 2 Observatoire dAthènes

2 Énergie libérée lors des éruptions énergie magnétique 30 à 50 % de lénergie passe dans les particules énergétiques Diagnostic le plus directe de laccélération de particules X non thermique (e.g. Vilmer, 1985) X non thermique (e.g. Vilmer, 1985) gamma (Ramaty, 1975) gamma (Ramaty, 1975) radio radio électrons >100 keV ions > 300 MeV électrons >100 keV ions > 300 MeV CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

3 Mécanisme daccélération sont découplés du processus de libération dénergie: - Stochastique - champ E Direct dans une RCS (Speiser, 1965, Zharkova et al, 2001) - chocs Exemple de spectre X (RHESSI) Exemple de spectre γ (RHESSI) Diagnostic des électrons 28 octobre 2003 Diagnostic des ions CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

4 Vlahos et al, 1995 Accélération intimement liée au mécanisme de libération dénergie Exemple: accélération de particule dans une couche de courant B // B0B0B0B0 BE Electron trajectory Dauphin & Vilmer Quelques tentatives: Anastasiadis et al, 2004; Turkmani et al, 2005 mais aucun ne tient compte des propriétés de laccélération des particules dans une région daccélération dB Lien ? CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires t1t1t1t1 t0t0t0t0

5 i (t)~(dB) 2 (t) i (t)~(dB) 2 (t) distribution en loi de puissance: E ~ -1.6 distribution en loi de puissance: E ~ -1.6 i (t)~(dB) 2 (t) i (t)~(dB) 2 (t) Série temporelle dénergie magnétique On utilise un CA pour modéliser la libération dénergie CA model Modèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

6 Principe de base de laccélération pour un seul site: B 0 =dB avec Région daccélération Magnetic energy flux Particle energy flux Le champ électrique est donné, pour une seule région daccélération, par: Longueur moyenne daccélération sur le nombre de particule Énergie magnétique libérée dB = B 0 (CA) CA model Modèle daccélération Distribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

7 +/- : particule peut gagner ou perdre de lénergie dans la « boite » La densité de probabilité caractérise le processus daccélération On présente ici les résultats pour p(Δl)=[0,1]=α Mécanisme daccélération (RCS) CA Model gain dénergie pour une particule : CA model Modèle daccélération Distribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

8 Les valeurs β sont calculées pour 3 configurations simple de RCS: B // = 0 (Speiser, 1965) y x a b l z v in Inflow v in E0E0E0E0 B // B B0B0B0B0 B // Les protons gagnent plus dénergie que les électrons dans ce cas. y x CA model Modèle daccélération Distribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

9 y x a b l z v in Inflow v in E0E0E0E0 B // Toutes les particules gagnent la même énergie dans ce cas B // >B mag (e -,ions) (Litvinenko, 1996) électrons et ions sont magnétisés => suivent les lignes de champ B B0B0B0B0 B // CA model Modèle daccélération Distribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

10 y x a b l z v in Inflow v in E0E0E0E0 B // Entre ces deux cas extrêmes on peut considérer: B // >B mag (e - ) seulement les électrons sont magnétisés B B0B0B0B0 B // CA model Modèle daccélération Distribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

11 On calcule la fonction de distribution des particules après un nombre N dinteraction avec des RCS. On calcule la distribution de particule pour 10 6 particules à partir dune distribution de Maxwel (T=10 6 K). La valeur minimale du champ électrique est normalisée au champ de Dreicer Calcul pour les électrons, protons et ions. Particle free fly CA model Modèle daccélération Distribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

12 Spectre des électrons: effet de N N=1 N=100 N=1000 X non thermique CA modelModèle daccélération Distribution de particules ConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

13 Spectre des électrons: effet de E E=1000E D E=100E D E=10E D CA modelModèle daccélérationConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires Distribution de particules

14 Spectre des électrons et des protons Le gain dénergie des électrons par rapport aux protons dépend de la configuration choisie X non thermique gamma CA modelModèle daccélérationConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires Distribution de particules

15 Spectres X calculés en hypothèse cible épaisse Modèle Observé (RHESSI) 20/08/ CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

16 Rapport des raies gamma C/OSi/OMg/ONe/O corona photosphere gamma ray ratio (proton+alpha) 0 0,5 1 1,5 2 2,5 3 3, energy of the gamma ray C/O, Si/O, Ne/O, Mg/O Observed Problème de labondance du Neon CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray flux gamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

17 Énergie contenue dans les particules B small B middle B large B total Pour V=1arcsec On peut reproduire les différentes observations pour V=100 arcsec CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires

18 Le modèle exposé permet de reproduire de nombreuses observations (pentes X pour certains événements, rapport de raies gamma, énergie contenue dans les particules…) Due a lhypothèse p(Δl)=[0,1] qui ne tient pas compte de la dépendance aux conditions initiales et des trajectoires chaotiques des particules dans une RCS Cependant, les pentes X calculées sont trop plates dans la plupart des cas CA modelModèle daccélérationDistribution de particulesConclusionsIntroductionX-ray fluxgamma-ray flux Accélération de particules dans les éruptions solaires


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