Instabilités, éruptions, éjections de masse et particules de haute énergie Quelques résultats : particules au Soleil et à 1 UA Prospective : exploitation des instruments; STEREO; particules HE au minimum d’activité. Puis: FASR. Une nouvelle fenêtre: IRL

Ions et électrons dans les éruptions: spectroscopie et imagerie X /  - GRANAT & RHESSI Transport d’énergie : faisceaux d’électrons, THEMIS Electrons relativistes : premières observations sub- mm, SST Brésil Processus solaires et particules à 1 UA : un nouveau regard in situ - NRH

Spectroscopie X /  d’une grande éruption Contributions: ray t freinage e - & produits de désagrégation  + (e -, e + ) et  0 (2  ) Impossible de représenter spectre d’ions par une seule loi de puissance 10 MeV - 1 GeV ModèleObserv. GRANAT Vilmer et al A&A 412, 865

Imagerie RHESSI X/  - accélération d’e - et d’ions Imagerie cont. X / raies  : différentes régions d’interaction des e - et ions ! Accélération dans structures différentes (grandes / petites) ? Transport à partir d’une même région d’accélération ? (Hurford, Schwartz, Krucker, Lin, Smith et Vilmer, 2003, ApJ 595, L77)

Les premières observations sub-mm des éruptions solaires (SST, Univ. Mackenzie Sao Paulo) En X et cm- : une éruption impulsive typique 212 GHz (SST): partie HF du spectre synchrotron = partie HE du spectre des e -   2 ce (  spectre HF = mesure de l’étendue du spectre des e - ) Mais aussi: remontée du spectre à >200 GHz (thermique ? e + ?) Trottet et al A&A

Observation THEMIS de faisceaux d’e - et courants de retour Polarisation des raies en tant que traceur des faisceaux de particules dans la basse atmosphère. Distinction e -, p THEMIS H , H  : courant de retour chromosphérique en réponse à un bombardement par un faisceau d’ e - (Hénoux et Karlicky 2003 ; Karlicky et Hénoux 2002 ; Xu et al. 2005)

Phase graduelle d’une éruption Reconnexion flux émergeant - champ couronne Énergie(e - non thermiques) < 1% (énergie totale dissipée) (Berlicki et al A&A 423) Mais: e - relativistes (rayonnement synchrotron; Dauphin et al Adv Space Res 35(10)) (Berlicki et al. 2004)

Particules énergétiques dans l’espace IP Retard d’injection, mais avec nouvelle épisode d’accélération dans la couronne (nouvelle source NRH) Injection de particules dans différentes structures dans la couronne, propagation le long de divers tubes de flux divergents  seulement une partie des particules injectées dans l’espace IP est interceptée par un satellite  timing par rapport aux radio/x dépend de la connexion du satellite (Maia & Pick 2004 ApJ; Klein, Krucker, Trottet & Hoang 2005 A&A) Maia & Pick 2004

CMEs rapides, ondes de choc et particules énergétiques dans l’espace IP CME rapides sans éruption (= sans signature d’acc. en radio) produisent au mieux des flux faibles de particules à 1 UA (SoHO/COSTEP) Bien qu’une onde de choc soit probablement formée  L’onde de choc est un accélérateur moins efficace (ou sur une étendue moindre) que ne le prédisent les modèles actuels des grands événements à particules (Marqué et al ApJ, soumis)

Quelques grandes questions Accélération d’électrons vs. accélération d’ions dans la couronne - l’énigme des sources X et gamma. Transport d’énergie par les particules ? Conduction ? Faisceaux de particules ? Eruptions et CME - quels rôles dans l’accélération et la propagation des particules vers l’espace IP ? Combien de particules relativistes ? Coupure HE des spectres de particules ?

Prospective … Exploitation des instruments: RHESSI, NRH, SST, détecteurs particules. Obs. optiques. STEREO: premier regard depuis 2 directions sur - CME et activité associée; - particules in situ; - les sources des particules dans l’espace IP; - étendue et sites des régions d’accélération; - spectro radio comme traceur de la propagation IP. Solar B + extrapolation : structure du B coronal

…et après FASR: la première cartographie des régions d’accélération des électrons lors des éruptions (2010 ?) Continuum IRL: une nouvelle fenêtre d’observation pour les particules relativistes (e -, e + ) et les processus de transport d’énergie. SMESE (2010 ?) Solar Orbiter: mesure des particules en phase de corotation proche du Soleil & imagerie de contexte Programme US: Sentinels

Sursauts radio quasi-simultanés à de grandes distances : 20 min avant sursaut principal / éruption: sursauts à B, E Démarrage sursaut principal: A, D (intervalle < 20 s)  Reconnexion dans la couronne déclenchée 3 min avant démarrage éruption/CME. Origine: points nuls du champ coronal extrapolé (LFFF) ? Maia, Aulanier, Wang, Pick, Malherbe, Delaboudinière 2003 A&A 405, 313

Sources X: e - de haute énergie Observation stéréo : Emission X e - HE (>200 keV) dans source faible; doit être sur disque Bordure de la région active occultée indétectable avec imageur Trottet et al A&A