LE CHAMP MAGNÉTIQUE DE LA COURONNE SOLAIRE Jean-Jacques Aly AIM, CE Saclay 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). • 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: QuickTime™ et un décompresseur Codec YUV420 sont requis pour visionner cette image. 2. Problèmes traités • Phénomènes éruptifs: Approche analytique – Formation de nappes de courant 3D dans un champ sansforce 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). 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 quasistatique (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. • Exemple 1: – Hypothèses: • B axisymétrique dans D ={r> r0}. • B initial: champ du type arcade potentielle. ˆ. • Vitesse purement toroidale imposée sur S: v v() – 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: r0e(t /T ) 1/ 2 ra (t). Par ailleurs B --> 0 et le champ s’ouvre, les courants se concentrant dans une nappe infiniment mince. 2 a • Exemple 2: tube de flux 3D twisté. Comportement identique à celui de l’arcade: – Phase calme. – Expansion rapide. • Limites du modèle: B D S • _ + • v v – 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. 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. Cas 1 Amari, Luciani, Aly, Mikic & Linker 2003 Cas 2 Num. Simul. 3 Amari, Luciani & Aly 2005 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 au2 sens des moindres carrés (B minimize B Bobs ds ). S – 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 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.