ACCELERATION DE PARTICULES DANS LES ERUPTIONS SOLAIRES

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1 ACCELERATION DE PARTICULES DANS LES ERUPTIONS SOLAIRES
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions ACCELERATION DE PARTICULES DANS LES ERUPTIONS SOLAIRES Cyril Dauphin1 – Nicole Vilmer1 Anastasios Anastasiadis2 1LESIA Observatoire de Meudon 2Observatoire d’Athènes Accélération de particules dans les éruptions solaires

2 Énergie libérée lors des éruptions → énergie magnétique
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Énergie libérée lors des éruptions → énergie magnétique 30 à 50 % de l’énergie passe dans les particules énergétiques → 1036 électrons >100 keV → 1032 ions > 300 MeV Diagnostic le plus directe de l’accélération de particules → X non thermique (e.g. Vilmer, 1985) → gamma (Ramaty, 1975) → radio Accélération de particules dans les éruptions solaires

3 Exemple de spectre X (RHESSI)
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions 28 octobre 2003 Diagnostic des électrons Diagnostic des ions Exemple de spectre X (RHESSI) Exemple de spectre γ (RHESSI) Mécanisme d’accélération sont découplés du processus de libération d’énergie: Stochastique champ E Direct dans une RCS (Speiser, 1965, Zharkova et al, 2001) - chocs Accélération de particules dans les éruptions solaires

4 Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Accélération intimement liée au mécanisme de libération d’énergie Quelques tentatives: Anastasiadis et al, 2004; Turkmani et al, mais aucun ne tient compte des propriétés de l’accélération des particules dans une région d’accélération t0 Lien ? t1 B// B0 B┴ dB E Electron trajectory Dauphin & Vilmer Exemple: accélération de particule dans une couche de courant Vlahos et al, 1995 Accélération de particules dans les éruptions solaires

5 i(t)~(dB)2(t) i(t)~(dB)2(t)
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions i(t)~(dB)2(t) On utilise un CA pour modéliser la libération d’énergie i(t)~(dB)2(t) Série temporelle d’énergie magnétique  distribution en loi de puissance: E~ -1.6 Accélération de particules dans les éruptions solaires

6 Modèle d’accélération
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Principe de base de l’accélération pour un seul site: B0=dB Magnetic energy flux Particle energy flux Région d’accélération avec Le champ électrique est donné, pour une seule région d’accélération, par: Énergie magnétique libérée dB = B0 (CA) Longueur moyenne d’accélération sur le nombre de particule Accélération de particules dans les éruptions solaires

7 Modèle d’accélération
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions gain d’énergie pour une particule : +/- : particule peut gagner ou perdre de l’énergie dans la « boite » La densité de probabilité caractérise le processus d’accélération On présente ici les résultats pour p(Δl)=[0,1]=α CA Model Mécanisme d’accélération (RCS) Accélération de particules dans les éruptions solaires

8 Modèle d’accélération
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Les valeurs β sont calculées pour 3 configurations simple de RCS: B┴ Inflow vin B// = 0 (Speiser, 1965) B0 B// y E0 a <∆le> <∆lp> x l B// z b Inflow vin y Les protons gagnent plus d’énergie que les électrons dans ce cas. x Accélération de particules dans les éruptions solaires

9 Modèle d’accélération
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions B// >Bmag(e-,ions) (Litvinenko, 1996) électrons et ions sont magnétisés => suivent les lignes de champ B┴ Inflow vin B0 B// y E0 a <∆le> <∆lp> x l Toutes les particules gagnent la même énergie dans ce cas B// z b Inflow vin Accélération de particules dans les éruptions solaires

10 Modèle d’accélération
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Entre ces deux cas extrêmes on peut considérer: B// >Bmag(e-) seulement les électrons sont magnétisés B┴ Inflow vin B0 B// y E0 a <∆le> <∆lp> x l B// z b Inflow vin Accélération de particules dans les éruptions solaires

11 Modèle d’accélération
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions On calcule la fonction de distribution des particules après un nombre N d’interaction avec des RCS. Particle free fly On calcule la distribution de particule pour 106 particules à partir d’une distribution de Maxwel (T=106 K). La valeur minimale du champ électrique est normalisée au champ de Dreicer Calcul pour les électrons, protons et ions. Accélération de particules dans les éruptions solaires

12 Distribution de particules
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Spectre des électrons: effet de N N=1 N=100 N=1000 X non thermique Accélération de particules dans les éruptions solaires

13 Distribution de particules
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Spectre des électrons: effet de E E=1000ED E=100ED E=10ED Accélération de particules dans les éruptions solaires

14 Distribution de particules
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Spectre des électrons et des protons gamma X non thermique Le gain d’énergie des électrons par rapport aux protons dépend de la configuration choisie Accélération de particules dans les éruptions solaires

15 Spectres X calculés en hypothèse cible épaisse
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Spectres X calculés en hypothèse cible épaisse -1.8 Observé (RHESSI) 20/08/02 Modèle Accélération de particules dans les éruptions solaires

16 Rapport des raies gamma
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Rapport des raies gamma gamma ray ratio (proton+alpha) 4 C/O Si/O Ne/O Mg/O 3,5 3 2,5 C/O, Si/O, Ne/O, Mg/O 2 1,5 Observed 1 corona photosphere 0,5 Problème de l’abondance du Neon 5 4 3 2 1 energy of the gamma ray Accélération de particules dans les éruptions solaires

17 Énergie contenue dans les particules
Introduction CA model Modèle d’accélération Distribution de particules X-ray flux gamma-ray flux Conclusions Énergie contenue dans les particules Pour V=1arcsec Bsmall Bmiddle Blarge Btotal On peut reproduire les différentes observations pour V=100 arcsec Accélération de particules dans les éruptions solaires

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