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

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

Le soleil en rotation

Boucles TRACE

The visible solar corona Eclipse 11.8.1999

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!

Visualisation du vent solaire

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

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.

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)

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

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

Alfvénic fluctuations (Ulysses) Horbury & Tsurutani, 2001

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

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

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

Viewing ionospheric plasmas, the Aurora University of Alaska

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.

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..

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

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

l = 1000 km 1 m 1 mm libre parcours moyen

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