LE CHAMP MAGNTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE

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LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE

• Jean-Jacques Aly
• AIM, CE Saclay

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1. Le champ magnétique du soleil

• Processus dynamo dans la zone convective du
  soleil --gt dynamo oscillante de période moyenne
  P22 ans.
• Description théorique transformation réciproque
  Bt lt--gt 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).

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• Effet essentiel du champ B dans la couronne
  production de processus éruptifs à différentes
  échelles
• Petites échelles --gt chauffage général de la
  couronne (maintien de sa température à T106 K).
• Grandes échelles libération dune grande
  quantité dénergie (jusquà 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

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(No Transcript)
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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 dun champ sans-force à grande échelle,
  en essayant de répondre à la question suivante
  Le champ B dune région coronale qui reçoit en
  permanence de lénergie à travers la photosphère
  peut-il être déstabilisé et souvrir à grande
  vitesse, produisant ainsi une nappe de courant
  favorable au déclenchement dun 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 détudier en détail
  les processus de reconnexion).

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3. Phénomènes éruptifs à grande échelle
Résultats analytiques

• Modèle
• Couronne représentée soit par Drgtr0, soit par
  Dzgt0, photosphère représentée par S ??D.
• Champ magnétique dans D champ sans-force en
  évolution quasi-statique (justifié par le fait
  que ???p/B2ltlt1 et tev L/V gtgt teL/vA, où L
  échelle spatiale de B, V vitesse typique des
  mouvements sur S et vA vitesse typique dAlfven
  dans D).
• Plasma parfaitement conducteur (RmLV/? gtgt 1).
• Mouvements imposés sur S.
• Propriété générale importante de ce modèle
  lénergie magnétique ne peut jamais excéder une
  certaine limite déterminée par les conditions aux
  limites imposées.

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• Exemple 1
• Hypothèses
• B axisymétrique dans D rgt r0.
• B initial champ du type arcade potentielle.
• Vitesse purement toroidale imposée sur S
  .
• Deux phases dans lévolution phase calme, puis
  phase dexpansion rapide.
• Dans la phase calme, B? croit linéairement avec t
  sur une ligne shearée. Mais pas de variation
  notable du champ poloidal. Croissance de
  lénergie libre en t2.
• Dans la deuxième phase, lexpansion de la
  structure se fait au moins exponentiellement
• Par ailleurs B? --gt 0 et le champ souvre, les
  courants se concentrant dans une nappe infiniment
  mince.

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• Exemple 2 tube de flux
• 3D twisté. Comportement
• identique à celui de larcade
• Phase calme.
• Expansion rapide.
• Limites du modèle
• Expansion très rapide --gt approximation
  quasi-statique cesse dêtre valable. Nécessité
  alors de tenir compte des effets dinertie. Mais
  ceci ninclut pas de changements qualitatifs de
  lévolution, seulement un ralentissement de
  lexpansion.
• Courants trop concentrés --gt les effets résistifs
  doivent être pris en compte. Ces derniers
  permettent une reconnexion des lignes magnétiques
  et donc un changement important dans lévolution.
  On peut modifier la théorie ci-dessus pour
  prévoir à partir de quel moment la reconnexion
  devient énergétiquement favorable et donc
  possible.

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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 dun 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 dun 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 dénergie liée à un processus de
  reconnexion.

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Cas 1
Amari, Luciani, Aly, Mikic Linker 2003
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Cas 2
Num. Simul. 3
Amari, Luciani Aly 2005
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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 dadopter un modèle pour B en général,
  on suppose que B est sans force. Mais le problème
  est alors surdéterminé et na pas de solutions en
  général.
• On a alors au moins deux possibilités
• Soit on cherche un champ B sans force qui
  sapproche aussi près que possible de Bobs au
  niveau photosphérique, par exemple au sens des
  moindres carrés (B minimize
  ).

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• Ou on ne tient compte que dune 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
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6. Remarque en guise de conclusion

• Les mécanismes physiques qui viennent dêtre
  considérés sont sans doute importants pour
  comprendre un certains nombres dautres 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 ---gt synchronization
  de cette dernière.
• Magnétospheres des objets compacts entourés dun
  disque daccrétion.