Excitation des structures coronales et cons

1
Excitation des structures coronales et
conséquences sur le vent solaire (MHD)

• Roland Grappin, Jacques Léorat
• Observatoire de Paris-Meudon
• Shadia Habbal
• University of Wales at Aberystwyth et Harvard

Garchy, novembre 2001
2
Le vent MHD peut-on séparer les échelles?

• La boîte carrée on ignore l'expansion et la
  gravitation
• La boîte en expansion comobile on ignore la
  gravitation
• Le vent "global" et les frontières?

3
Le vent MHD peut-on séparer les échelles? (suite)

• La boîte carrée ondes couplages non-linéaires
  (turbulence si résolution assez grande peut
  peut-être servir à décrire un bout du spectre
  dans le vent solaire)
• La boîte en expansion tire sur les côtés du
  paquet de plasma emporté par le vent gt gel des
  couplages non-linéaires transverses conservation
  des invariants de base flux magnétique, du
  moment angulaire, de la massegt amortissement de
  certaines composantes du champ B (spirale de
  Parker) et de u (loi WKB pour les ondes
  d'Alfvén), chute de la densité en 1/r2 gt
  inhibition des couplages non-linéaire ET du
  transfert spectral
• Le vent "global" (GRAVITATION) la présence du
  point sonique (rGM/2c2) dans le domaine gt
  supprime l'invariance galiléenne gt la solution
  transonique est la SEULE stable (oubli des
  conditions aux limites et initiales). Difficile
  de simuler A LA FOIS le spectre et la
  stratification!
• Question quelle est la meilleure méthode?

4
Vent global MHD avec ou sans hormones

• Standard sources ad hoc d'impulsion et
  d'énergie au cours du trajet
• Modèles avec pression d'ondes (propagation
  linéaire) chauffage
• Modèles avec pression d'ondes et gamma1
• Ce travail simulations directes gamma1
• Modèle non encore disponible simulations
  directes ondes ET chauffage non collisionnel
• Au fait, pourquoi faut-il des ondes?
• Si on essaie de joindre les observations sur
  Tp de Esser et al 98 et de Schwenn et Marsch 91,
  il faut bien mettre un plateau isotherme dans
  la couronne (comm. D. Hubert)

5
Observations d'Ulysses Le facteur 2 (MacComas
et al. 97)
The factor two in flow speed (Ulysses)
6
Le modèle sans ondes PK71
Champ dipôle magnétique extérieur champ
induit par l'écoulement (b0.017 aux pôles, b
0.086 à l'équateur) MHD axisymmétrique,
isotherme, stationnaire cf. Pneuman and Kopp,
Solar Phys. 18., 258, 1971

• A l'équateur
• Inversion de polarité
• Densité forte
• vent lent
• Bon modèle qualitatif au minimum solaire,
• Mais
• Contraste trop FAIBLE entre vent polaire et vent
  équateur

Densité compensée pour la tendance radiale
7
Le modèle PK71 (suite)
R/Rs
Ur
Mach
pôle
équateur
Obs. Esser et al.99
Vitesse du son
Sol. de Parker
R/Rc

• Vitesse radiale aux pôles et équateur
• axes bleus Mach en fonc. de R/R_sonique
• Axes marrons (T_couronne 1.3 106K) U_r en
  fonction de R/R_s

8

• Résumé du modèle PK71
• Le contraste entre vent polaire et équatorial
  est trop faible / observations in situ loin du
  soleil
• Le vent polaire à 2-3 R_s est trop lent comparé
  aux mesures indirectes d'Esser et al. 1999
• il est stationnaire (pas de turbulence ni
  d'onde)
• gt solution ajouter des ondes d'Alfvén
  (Alazraki and Couturier, 1971)

9

• Les ondes d'Alfvén
• 20 km/s à la surface?
• 150 km/s à 3 Rs ? (Esser et al., 99)
• 20 km/s à R gt 0.3 AU (Helios)
• La pression des ondes d'Alfvén (sans vent, 1D)
• ?ux/?tuxux' P'/r? - (B2)'/2r
• milieu stratifié le long de x, B//x ?u et
  ?Bcomposantes ?
• l'invariant WKB (conservation de l'action) est
• ??u2gtva lt?B2gt va cste gt lt ?B2gtv r?
• gt pression magnétique moyenne décroît gt
  accélération
• NB l'accélération est plus forte localement si
  on ajoute de la dissipation

10
Il y a des ondes aussi dans les boucles
ferméesOU de la circulation
Robbrecht et al. AA 370, 591, 2001
11
Le vent trans-sonique de Parker comment les
ondes déplacent le point sonique vers le soleil
ou... loin

• sans ondes
• uu'c2r'/r-GM/r2 u'/ur'/r2/r0
• u'/u (u2 - c2)2c2/r2 (r - GM/2c2)
• uc quand rGM/2c2 gt standard
• avec ondes d'Alfvén
• u'/u (u2 - c2) (B2)'/2r 2c2/r2 (r - GM/2c2)
• uc quand rltGM/2c2 gt plus rapide
• avec ondes sonores
• u'/u (u2 - c2) - (?u2)'/2 2c2/r2 (r - GM/2c2)
• uc quand rgtGM/2c2 gt plus lent

signe !
12
Modèle classique/modèle (presque) acceptable

• 1. Classique (cf. Usmanov et al. 2000)
• MHD axisymétrique terme de pression d'ondes
  moyenne
• r??u?)u - ?P JxB - ?Pw
• Equation d'ondes WKB Longueur de dissipation
  réglable gt ?Pw
• Ondes -gt 0 dans les boucles fermées (réglable
  aussi)
• gt Excellent accord avec mesures d'Ulysses, MAIS
  stationnaire, partiellement linéaire, trop ad hoc
  (longueur de dissipation)
• 2. complet (Grappin Léorat Buttighoffer 2000,
  Grappin, Léorat, Habbal 2001)
• MHD axisymétrique dépendant du temps bords
  transparents
• difficultés numériquesondes interdites aux
  pôles
• dissipation sûrement trop forte, mais...
  "naturelle" (dynamique)
• Ondes partout (boucles fermées aussi)
• contraste vent rapide/ vent lent ?
• turbulence?

13
Les 20 premières minutes à la base coronale (2R_s)
ZONES FERMEES
r
VENT
VENT
L'hémisphère NORD est excité en premier
Uf
Ur
km/s
Ondes retournant vers le soleil
Br
Ondes fuyant la surface
Equateur
Pôle nord
Pôle sud
14
Après 32 heures /PK71
R/Rs
Mach
Ur
(ondes)
(ondes)
Vent polaire
Vent équatorial
Esser et al.99
Vitesse du son
Parkers
R/Rc
Profils de vitesse radiale vent avec ondes /PK71
15
Après 32 heures U_r et U_phi
(ondes)
Ur
Vent à 45
Vent équatorial
Ondes d'Alfvén à 45
Ondes d'Alfvén à l'équateur
U?
R/Rs
Profils à l'équateur et 45 degrés de latitude
16
A 7 R_s
1. PK71
Ur
Uf
km/s
Br
r
2. Après 8 heures
Ur
km/s
Uf
Br
r
Latitude
17
Effet des ondes accélération, déstabilisation
Jour 1 (a) jets chasse-neige gt bouchon (b) jets
convergents gt couche mince (c) circulation
dans les boucles Jour 2 Extension de la
circulation gt déstabilisation de la couche de
courant Jour 3 stabilité à long terme
t1
t2
t3
(1st DAY)
(2nd DAY)
t4
t5
t6
t7
Densité compensée pour la tendance radiale
18
Circulation dans les boucles fermées, 1er jour
Région vide les ondes sont amorties par
cisaillement des fronts d'onde Circulation
déclenchée par le décalage de l'injection aux
pieds nord et sud
Latitude
R
DETAIL carte distance-latitude du champ de
vitesse Contours uf 100 km/s (32 heures)
19
Deux simulations après 2 jours à 7 R_s
1. Calcul A Zone non excitée autour de
l'équateur 9.8 de large
Ur
km/s
Uf
Br
r
2. Calcul B Zone non excitée 24 de large
Ur
km/s
Uf
Br
r
Latitude
20
Diagrammes polaires du vent évolution au cours
du temps
Stationnaire
1 jour
3 jours
km/s
Diagrammes polaires à distances croissantes (2 à
15 R_s)
21
Conclusion

• Si l'on injecte les ondes en tenant compte des
  couplages non-linéaires (sans approximation
  linéaire), et aussi dans les boucles fermées
• Le contraste vent lent/rapide est insuffisant
• Une circulation apparaît dans les boucles fermées
• La couche de courant héliosphérique se déstabilise

22
Conclusion

• Programme de travail
• déterminer les paramètres qui jouent sur ces
  résultats (contraste vent rapide/ vent lent,
  circulation, instabilité)
• résolution,
• distribution des ondes en latitude,
• fréquence,
• spectre,
• beta du plasma?

23
Deux résolutions (en latitude)
Coupes en latitude à distances croissantes (de 2
à 15 R_s)
1. Résolution standard
2. Résolution double
Latitude
Equateur
24
Détail circulation dans les boucles fermées
Latitude
R/R_s
25
Détail circulation avec résolution double
Latitude
R/R_s
26
(No Transcript)
27
(No Transcript)
28

• Previous related works
• Strong waves in open regions
• Direct wave injection (purely open field lines)
• Lau Y.-T., Siregar E., ApJ 465, 451, 1996
• Ofman L., Davila J.M., J. Geoph. Res. 103,
  23677, 1998
• Wave pressure term (2D stationary solutions)
• Usmanov A.V., Goldstein M.L., Besser B.P.,
  Fritzer J.M.,J. Geophys. Res., 105, 12675, 2000
• Above closed regions Current sheet
  stability/instability
•  Square box  model of a piece of the equatorial
  current sheet
• Einaudi J.G., Boncinelli J.P., Dahlburg J.B.,
  Karpen J.J., J. Geophys. Res., 104, 521, 1999

29
Résumé

• PROBLEMEcomprendre le couplage ondes, boucles
  magnétiques et vent, en mettant de côté le
  problème du chauffage (g1)
• OBSERVATIONS Machgt1 dès 2-5 R_s. Facteur 2 entre
  vents rapide (800 km/s) et lent (400 km/s).
  Modulation par le cycle solaire. Turbulence.
• EQUATIONS MHD isotherme, axisymmétrique
• CALCULS ondes d'Alfvén, dans régions ouvertes et
  fermées (2D)
• CONCLUSION ondes gt circulation du plasma gt
  déstabilisation de la couche de courant
  héliosphérique, mais contraste insuffisant. Seuil
  turbulent?