Plan du cours Introduction: le problème du chauffage de la couronne solaire Dérivation microscopique: équation de Vlasov-Maxwell, hiérarchie fluide, fermeture.

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1 Plan du cours Introduction: le problème du chauffage de la couronne solaire Dérivation microscopique: équation de Vlasov-Maxwell, hiérarchie fluide, fermeture. Dérivation macroscopique de la MHD et théorème du champ gelé Phénomènes collectifs Magnétohydrodynamique: ondes et chocs Equilibres MHD et instabilité de Parker Aspects non-linéaires des ondes MHD MHD solaire: dynamo Aspects cinétiques : résonances, effet Landau

2 Quelques exemples de plasmas astrophysiques
Atmosphère et intérieur solaire Couronne et vent solaire Magnetosphère terrestre

3 Le soleil en rotation

4 Boucles TRACE

5

6 The visible solar corona
Eclipse

7 Note the helical structure of the prominence filaments!
Coronal mass ejection Observation by LASCO-C2 on SOHO. Note the helical structure of the prominence filaments!

8 Visualisation du vent solaire

9 Polar diagram of solar wind
SWICS Ulysses Ecliptic Near solar maximum: Slow wind at - 65° ! Woch, 2000

10 At solar maximum the large polar coronal holes disappear and are replaced by smaller, generally short lived coronal holes at all latitudes. Ulysses observed fast and slow wind at all latitudes in the southern hemisphere.

11 Densité et champ magnétique coronal
Polar field: B = 12 G Dipolar, quadrupolar, current sheet contributions Current sheet is a symmetric disc anchored at high latitudes ! Banaszkiewicz et al., 1998; Schwenn et al., 1997 LASCO C1/C2 images (SOHO)

12 Solar wind stream structure and heliospheric current sheet
Parker, 1963 Alfven, 1977

13 Solar wind fast and slow streams
Helios 1976 Alfvén waves and small-scale structures Marsch, 1991

14 Alfvénic fluctuations (Ulysses)
Horbury & Tsurutani, 2001

15 Schematic power spectrum of fluctuations
(a) Alfvén waves (b) Slow and fast magnetosonic (c ) Ion-cyclotron (d) Whistler mode (e) Ion acoustic, Langmuir waves Log( frequency /Hz) Mangeney et al., 1991

16 Structure de l‘héliosphère
Basic plasma motions in the restframe of the Sun Principal surfaces (wavy lines indicate disturbances)

17 Schematic topography of solar-terrestrial environment
solar wind -> magnetosphere -> iononosphere

18 Viewing ionospheric plasmas, the Aurora University of Alaska

19 Structure de la magnétosphère terrestre
La frontière entre le vent solaire subsonique (après le choc) et la cavité engendrée par le champ magnétique terrestre, la magnétosphère, est appelée la magnétopause. Le vent solaire compresse le champ coté jour et l‘étire sous forme de queue (magnetotail) coté nuit. Cette queue est concentrée dans la couche de plasma (plasma sheet) d‘épaisseur 10 RE. La plasmasphère (< 4 RE ) contient du plasma ionosphérique dense et froid. La ceinture de radiation se trouve sur les lignes de champ dipolaire entre 2 et 6 RE.

20 Trajectoires des particules confinées dans un champ dipolaire
L‘intensité du champ est minimum à l‘équateur. Les lignes de champ convergent dans les régions polaires (mirrors). Les particules peuvent être piégées. Mouvements de gyration, rebond et diffusion..

21 Interaction entre particules
Gaz neutre Collisions de type boule de billard, courte portée Plasma Interaction électromagnétique, longue portée Une particule n’est pas sensible seulement à sa plus proche voisine mais à toutes les autres Interactions collectives plus importantes que les interactions binaires

22 Collisions dans un plasma
Distance moyenne entre particules : Libre parcours moyen : Longueur de Landau :

23 l = 1000 km 1 m 1 mm libre parcours moyen

24 Système couplé particules champs / E, B mécanique électromagnétisme
Forces de collisions mécanique mouvement Particules (positions et vitesses) Equations du ) ( B w E F + = q E, B statistique Equations de Maxwell r , j électromagnétisme