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Plan du cours 1.Introduction: le problème du chauffage de la couronne solaire 2.Dérivation microscopique: équation de Vlasov-Maxwell, hiérarchie fluide,

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1 Plan du cours 1.Introduction: le problème du chauffage de la couronne solaire 2.Dérivation microscopique: équation de Vlasov-Maxwell, hiérarchie fluide, fermeture. 3.Dérivation macroscopique de la MHD et théorème du champ gelé 4.Phénomènes collectifs 5.Magnétohydrodynamique: ondes et chocs 6.Equilibres MHD et instabilité de Parker 7.Aspects non-linéaires des ondes MHD 8.MHD solaire: dynamo 9.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.

8 Visualisation du vent solaire

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

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

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

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

14 Alfvénic fluctuations (Ulysses) Horbury & Tsurutani, 2001

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

16 Structure de lhéliosphère 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 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 létire sous forme de queue (magnetotail) coté nuit. Cette queue est concentrée dans la couche de plasma (plasma sheet) dépaisseur 10 R E. La plasmasphère (< 4 R E ) contient du plasma ionosphérique dense et froid. La ceinture de radiation se trouve sur les lignes de champ dipolaire entre 2 et 6 R E.

20 Trajectoires des particules confinées dans un champ dipolaire Lintensité du champ est minimum à léquateur. 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 neutreCollisions de type boule de billard, courte portée PlasmaInteraction électromagnétique, longue portée Une particule nest 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 Libre parcours moyen : Longueur de Landau : Distance moyenne entre particules :

23 l = 1000 km1 m libre parcours moyen

24 statistique Equations de Maxwell, j électromagnétisme / Systèmecouplé particules champs )( BwEF q E, B Forces de collisions mécanique mouvement Particules (positions et vitesses) Equations du


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