Cours 2 Vent solaire. Vent rapide/ vent lent Variations de n et T (et v)  v ~ constant Mesures "au dessus" d'un trou coronal près du minimum solaire,

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1 Cours 2 Vent solaire

2 Vent rapide/ vent lent

3 Variations de n et T (et v)  v ~ constant Mesures "au dessus" d'un trou coronal près du minimum solaire, autour de 2 UA

4 Peu de collisions Nombre de Knudsen=lpm/h

5 Pourquoi pas un équilibre hydrostatique (isotherme) ? r R p popo

6 Fermeture non isotherme ? Autres essais avec fermetures polytropes (  ≠1 )  Résultat très différent: décroissance en loi de puissance au lieu d'exponentielle  Valeur à l'infini :  Pas forcément impossible de confiner de façon statique si  > 1 et V tho assez petit Pas vrai expérimentalement (le VS existe), mais quand même :  Importance cruciale de la fermeture dans le traitement fluide  Négative si : 

7 Les solutions de Parker (avec vent) Equation de Parker = 1er ordre  une seule condition limite  en général, contradiction entre le bas et le haut sauf solution singulière (  transonique) De plus, solutions autres que transonique = instables

8 Expansion du vent solaire: Raisonnement sur les particules individuelles  Échappement pour  Dans la distribution des v o, toujours des particules avec v o > V lo  Toujours de l'échappement, avec déformation de la fonction de distribution En l'absence de collision, chaque particule respecte :

9 f o (w) si vide à l'infini

10 f o (v)  ln(f o ) en fonction de v 2 pour une Maxwellienne

11 Déformation de f(v) : Vlasov En montant : V lo 2

12 Moments n  u  V th  Calculs: avec : … et :

13 Distributions dans le vent solaire Pas vraiment Maxwelliennes! Difficile aussi d'y voir clairement les coupures prévues par le modèle exosphérique. Particules descendantes? Rôle des ondes? Electrons Protons

14 Fermeture effective Les calculs des moments donnent les variations de n, u, p, … avec r : Si f o (v) Maxwellien, diminution de p avec r un peu plus rapide qu'isotherme (T décroît), mais pas énormément  pas de gros changement dans les résultats par rapport au modèle fluide isotherme MAIS important : résultat dépendant de la forme de la fonction de distribution Pour le même T o fixé en bas, vitesse d'échappement plus grande avec une Lorentzienne ou une fonction  qu'avec une Maxwellienne

15 Modèle "exosphérique" Vlasov permet de "suivre" les valeurs de f le long des trajectoires de particules Dans le calcul des trajectoires individuelles (ions et électrons), il faut tenir compte du potentiel gravitationnel et du potentiel électrostatique. Mais le deuxième est inconnu (résultat self-consistent du calcul)  Il faut : -Donner f o (v) en bas pour les particules qui montent (v > 0) -Donner f ∞ (v) en haut pour les particules qui descendent (v < 0) -Imposer n i = n e partout  forme de  (r) à la constante  ∞ près -Imposer v i = v e (j = 0)  fixe le dernier paramètre libre  ∞ + Problèmes des particules piégées

16 Modélisation de l'expansion du vent solaire: conclusion Calculs cinétiques: résultats pas vraiment très différents, en général, du résultat simpliste de Parker, bien que : Résultat dépendant pas mal du nombre d'électrons suprathermiques : forme de la fonction f o (v e ) en bas : fonctions Lorentziennes et  plus efficaces Importance de la condition limite en haut (non vide, surtout à distance finie) Importance cruciale de la modélisation de la région de transition "collisionnel-non collisionnel" Restent aussi quelques problèmes sérieux : u ∞ reste en général insuffisant (sauf exceptions) Autre cause d'accélération du vent ? (ondes d'Alfven, résonance cyclotronique ionique, etc...). Chauffage de la couronne ? Comment les introduire dans un modèle cinétique?

17 Un phénomène intéressant dans le vent solaire: les "CIR" "Corotating interaction region"  choc dans un plasma sans collision cf. TP numérique