LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE

Présentation au sujet: "LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE"— Transcription de la présentation:

1 LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE
Jean-Jacques Aly AIM, CE Saclay

2 1. Le champ magnétique du soleil
Processus dynamo dans la zone convective du soleil --> dynamo oscillante de période moyenne P=22 ans. Description théorique: transformation réciproque Bt <--> Bp du fait de la rotation différentielle (effet ) et de la convection turbulente (effet ). Effet possible de la circulation méridienne. Tubes toroidaux produits remontent à la surface (Archimède) et émergent dans la couronne. Trace des tubes visibles sur la photosphère (les plus gros = taches solaires).

3 Scénario standard pour un grand phénomène éruptif:
Effet essentiel du champ B dans la couronne: production de processus éruptifs à différentes échelles: Petites échelles --> chauffage général de la couronne (maintien de sa température à T=106 °K). Grandes échelles: libération d’une grande quantité d’énergie (jusqu’à 1032 ergs) sous différentes formes: éruptions solaires, éjections coronales de masse (1016g de matière éjectées à 350 km/s en moyenne), protubérances éruptives. Scénario standard pour un grand phénomène éruptif:

4 Disque du coronographe
23-27 Novembre 2000, 5 jours

5 2. Problèmes traités Phénomènes éruptifs: Approche analytique
Formation de nappes de courant 3D dans un champ sans-force complexe en évolution (pb du chauffage). Evolution d’un champ sans-force à grande échelle, en essayant de répondre à la question suivante: Le champ B d’une région coronale qui reçoit en permanence de l’énergie à travers la photosphère peut-il être déstabilisé et s’ouvrir à grande vitesse, produisant ainsi une nappe de courant favorable au déclenchement d’un processus de reconnexion? (justification du scénario standard pour les grands phénomènes éruptifs). Phénomènes éruptifs: Approche numérique (en collaboration avec T. Amari, J.F. Luciani). Mêmes questions. Effets dynamiques et résistifs inclus (possibilité en particulier d’étudier en détail les processus de reconnexion).

6 3. Phénomènes éruptifs à grande échelle: Résultats analytiques
Modèle: Couronne représentée soit par D={r>r0}, soit par D={z>0}, photosphère représentée par S =∂D. Champ magnétique dans D: champ sans-force en évolution quasi-statique (justifié par le fait que =p/B2<<1 et tev = L/V >> te=L/vA, où L= échelle spatiale de B, V = vitesse typique des mouvements sur S et vA= vitesse typique d’Alfven dans D). Plasma parfaitement conducteur (Rm=LV/ >> 1). Mouvements imposés sur S. Propriété générale importante de ce modèle: l’énergie magnétique ne peut jamais excéder une certaine limite déterminée par les conditions aux limites imposées. vA de l’ordre de 1000 km/s, V de l’ordre du km/s

7 Exemple 1: Hypothèses: B axisymétrique dans D ={r> r0}. B initial: champ du type arcade potentielle. Vitesse purement toroidale imposée sur S: Deux phases dans l’évolution: phase calme, puis phase d’expansion rapide. Dans la phase calme, B croit linéairement avec t sur une ligne shearée. Mais pas de variation notable du champ poloidal. Croissance de l’énergie libre en t2. Dans la deuxième phase, l’expansion de la structure se fait au moins exponentiellement: Par ailleurs B --> 0 et le champ s’ouvre, les courants se concentrant dans une nappe infiniment mince. Phase calme, mais ne peut se prolonger indéfiniment du fait de la borne sur l’énergie

8 identique à celui de l’arcade:
v B + _ S D • Exemple 2: tube de flux 3D twisté. Comportement identique à celui de l’arcade: Phase calme. Expansion rapide. Limites du modèle: Expansion très rapide --> approximation quasi-statique cesse d’être valable. Nécessité alors de tenir compte des effets d’inertie. Mais ceci n’inclut pas de changements qualitatifs de l’évolution, seulement un ralentissement de l’expansion. Courants trop concentrés --> les effets résistifs doivent être pris en compte. Ces derniers permettent une reconnexion des lignes magnétiques et donc un changement important dans l’évolution. On peut modifier la théorie ci-dessus pour prévoir à partir de quel moment la reconnexion devient énergétiquement favorable et donc possible.

9 4. Phénomènes éruptifs à grandes échelles: Simulations
Utilisation du code de T. Amari et J. F. Luciani. Résolution du système complet des équations de la MHD. Etudes récentes: Evolution d’un champ dans un demi-espace D soumis sur S à des mouvements conduisant à une disparition de flux (mouvements réguliers convergeant vers une ligne neutre, mouvements turbulents qui génèrent une diffusion de Bz sur S). Cas 1 ci-après. Evolution d’un champ qui émerge dans D à travers S avec déjà des courants (par exemple, tube de flux twisté). Cas 2 ci-après. Dans tous les cas, on observe une évolution violente du système après une phase calme, et une libération d’énergie liée à un processus de reconnexion.

10 Cas 1 Amari, Luciani, Aly, Mikic & Linker 2003

11 Cas 2 Num. Simul. 3 Amari, Luciani & Aly 2005

12 5. Reconstruction du champ coronal
B mesuré uniquement à la base de la couronne, où les magnétographes donnent ses trois composantes: Bobs. Problème: déterminer le champ B dans la couronne à partir de Bobs. Nécessité d’adopter un modèle pour B: en général, on suppose que B est sans force. Mais le problème est alors surdéterminé et n’a pas de solutions en général. On a alors au moins deux possibilités: Soit on cherche un champ B sans force qui s’approche aussi près que possible de Bobs au niveau photosphérique, par exemple au sens des moindres carrés (B minimize ).

13 Deuxième méthode retenue dans un calcul récent. Cas test:
Ou on ne tient compte que d’une partie des données, par exemple Bobs,z et obs. On a alors un problème qui peut être résolu par un schéma itératif classique (Grad-Rubin). Deuxième méthode retenue dans un calcul récent. Cas test: Analytic solution Reconstruction Amari, Boulmezaoud & Aly 2006

14 6. Remarque en guise de conclusion
Les mécanismes physiques qui viennent d’être considérés sont sans doute importants pour comprendre un certains nombres d’autres systèmes astrophysiques qui possèdent une région dominée par le champ magnétique: Couronnes des autres étoiles. Sous-orages magnétiques dans la queue de la magnétosphère terrestre. Magnétospheres des systèmes binaires proches contenant une naine blanche ---> synchronization de cette dernière. Magnétospheres des objets compacts entourés d’un disque d’accrétion.