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Instabilités, éruptions, éjections de masse et particules de haute énergie

Instabilités, éruptions, éjections de masse et particules de haute énergie. Quelques résultats 2002-2005: particules au Soleil et à 1 UA Prospective 2006 - 2009: exploitation des instruments; STEREO; particules HE au minimum d’activité. Puis: FASR. Une nouvelle fenêtre: IRL.

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Instabilités, éruptions, éjections de masse et particules de haute énergie

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  1. Instabilités, éruptions, éjections de masse et particules de haute énergie • Quelques résultats 2002-2005: particules au Soleil et à 1 UA • Prospective 2006 - 2009: exploitation des instruments; STEREO; particules HE au minimum d’activité. • Puis: FASR. Une nouvelle fenêtre: IRL

  2. Ions et électrons dans les éruptions: spectroscopie et imagerie X /  - GRANAT & RHESSI • Transport d’énergie : faisceaux d’électrons, THEMIS • Electrons relativistes : premières observations sub-mm, SST Brésil • Processus solaires et particules à 1 UA : un nouveau regard in situ - NRH

  3. Spectroscopie X /  d’une grande éruption • Contributions: rayt freinage e- & produits de désagrégation + (e-, e+) et 0 (2) • Impossible de représenter spectre d’ions par une seule loi de puissance 10 MeV - 1 GeV Modèle Observ. GRANAT Vilmer et al. 2003 A&A 412, 865

  4. Imagerie RHESSI X/ - accélération d’e- et d’ions • Imagerie cont. X / raies : différentes régions d’interaction des e- et ions ! • Accélération dans structures différentes (grandes / petites) ? Transport à partir d’une même région d’accélération ? (Hurford, Schwartz, Krucker, Lin, Smith et Vilmer, 2003, ApJ 595, L77)

  5. En X et cm-: une éruption impulsive typique 212 GHz (SST): partie HF du spectre synchrotron = partie HE du spectre des e-   2 ce ( spectre HF = mesure de l’étendue du spectre des e-) Mais aussi: remontée du spectre à >200 GHz (thermique ? e+ ?) Les premières observations sub-mm des éruptions solaires (SST, Univ. Mackenzie Sao Paulo) Trottet et al. 2002 A&A

  6. Observation THEMIS de faisceaux d’e- et courants de retour • Polarisation des raies en tant que traceur des faisceaux de particules dans la basse atmosphère. Distinction e-, p • THEMIS H, H: courant de retour chromosphérique en réponse à un bombardement par un faisceau d’ e- (Hénoux et Karlicky 2003 ; Karlicky et Hénoux 2002 ; Xu et al. 2005)

  7. Phase graduelle d’une éruption • Reconnexion flux émergeant - champ couronne • Énergie(e- non thermiques) < 1% (énergie totale dissipée) (Berlicki et al. 2004 A&A 423) • Mais: e- relativistes (rayonnement synchrotron; Dauphin et al. 2005 Adv Space Res 35(10)) (Berlicki et al. 2004)

  8. Particules énergétiques dans l’espace IP • Retard d’injection, mais avec nouvelle épisode d’accélération dans la couronne (nouvelle source NRH) • Injection de particules dans différentes structures dans la couronne, propagation le long de divers tubes de flux divergents  seulement une partie des particules injectées dans l’espace IP est interceptée par un satellite  timing par rapport aux radio/x dépend de la connexion du satellite Maia & Pick 2004 (Maia & Pick 2004 ApJ; Klein, Krucker, Trottet & Hoang 2005 A&A)

  9. CMEs rapides, ondes de choc et particules énergétiques dans l’espace IP • CME rapides sans éruption (= sans signature d’acc. en radio) produisent au mieux des flux faibles de particules à 1 UA (SoHO/COSTEP) • Bien qu’une onde de choc soit probablement formée •  L’onde de choc est un accélérateur moins efficace (ou sur une étendue moindre) que ne le prédisent les modèles actuels des grands événements à particules (Marqué et al. 2005 ApJ, soumis)

  10. Quelques grandes questions • Accélération d’électrons vs. accélération d’ions dans la couronne - l’énigme des sources X et gamma. • Transport d’énergie par les particules ? Conduction ? Faisceaux de particules ? • Eruptions et CME - quels rôles dans l’accélération et la propagation des particules vers l’espace IP ? • Combien de particules relativistes ? Coupure HE des spectres de particules ?

  11. Prospective 2006 - 2009 … • Exploitation des instruments: RHESSI, NRH, SST, détecteurs particules. Obs. optiques. • STEREO: premier regard depuis 2 directions sur - CME et activité associée; - particules in situ; - les sources des particules dans l’espace IP; - étendue et sites des régions d’accélération; - spectro radio comme traceur de la propagation IP. • Solar B + extrapolation : structure du B coronal

  12. …et après • FASR: la première cartographie des régions d’accélération des électrons lors des éruptions (2010 ?) • Continuum IRL: une nouvelle fenêtre d’observation pour les particules relativistes (e-, e+) et les processus de transport d’énergie. SMESE (2010 ?) • Solar Orbiter: mesure des particules en phase de corotation proche du Soleil & imagerie de contexte • Programme US: Sentinels

  13. Sursauts radio quasi-simultanés à de grandes distances : • 20 min avant sursaut principal / éruption: sursauts à B, E • Démarrage sursaut principal: A, D (intervalle < 20 s) •  • Reconnexion dans la couronne déclenchée 3 min avant démarrage éruption/CME. • Origine: points nuls du champ coronal extrapolé (LFFF) ? Maia, Aulanier, Wang, Pick, Malherbe, Delaboudinière 2003 A&A 405, 313

  14. Sources X: e- de haute énergie • Observation stéréo : Emission X e- HE (>200 keV) dans source faible; doit être sur disque • Bordure de la région active occultée • indétectable avec imageur Trottet et al. 2003 A&A

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