Cours 2 Vent solaire

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Cours 2Vent solaire
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Vent rapide/ vent lent
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Variations de n et T (et v)
Mesures "au dessus" d'un trou coronal près du
minimum solaire, autour de 2 UA
? v constant
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Peu de collisions
Nombre de Knudsenlpm/h
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Pourquoi pas un équilibre hydrostatique
(isotherme) ?
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Fermeture non isotherme ?
Autres essais avec fermetures polytropes (g ?1 )

• Résultat très différent décroissance en loi de
  puissance
• au lieu d'exponentielle

? Pas forcément impossible de confiner de façon
statique si g gt 1 et Vtho assez petit
Pas vrai expérimentalement (le VS existe), mais
quand même ? Importance cruciale de la
fermeture dans le traitement fluide
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Les solutions de Parker (avec vent)
Equation de Parker 1er ordre ? une seule
condition limite ? en général, contradiction
entre le bas et le haut sauf solution singulière
(? transonique) De plus, solutions autres que
transonique instables
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Expansion du vent solaireRaisonnement sur les
particules individuelles
En l'absence de collision, chaque particule
respecte
? Échappement pour

• Dans la distribution des vo, toujours des
  particules avec vo gt Vlo
• Toujours de l'échappement,
• avec déformation de la fonction de
  distribution

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fo(w) si vide à l'infini
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fo(v) ? ln(fo) en fonction de v2 pour une
Maxwellienne
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Déformation de f(v) Vlasov
En montant
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Moments
n ? u? Vth ?
Calculs
avec

et
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Distributions dans le vent solaire
Protons
Electrons

• Pas vraiment Maxwelliennes!
• Difficile aussi d'y voir clairement les coupures
  prévues par le modèle exosphérique. Particules
  descendantes? Rôle des ondes?

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Fermeture effective
Les calculs des moments donnent les variations de
n, u, p, avec r
Si fo(v) Maxwellien, diminution de p avec r un
peu plus rapide qu'isotherme (T décroît), mais
pas énormément ? pas de gros changement dans
les résultats par rapport au modèle fluide
isotherme
MAIS important résultat dépendant de la forme
de la fonction de distribution Pour le même To
fixé en bas, vitesse d'échappement plus grande
avec une Lorentzienne ou une fonction k qu'avec
une Maxwellienne
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Modèle "exosphérique"

• Vlasov permet de "suivre" les valeurs de f le
  long des trajectoires de particules
• Dans le calcul des trajectoires individuelles
  (ions et électrons), il faut tenir compte du
  potentiel gravitationnel et du potentiel
  électrostatique.
• Mais le deuxième est inconnu (résultat
  self-consistent du calcul)
• ? Il faut
• Donner fo(v) en bas pour les particules qui
  montent (v gt 0)
• Donner f8(v) en haut pour les particules qui
  descendent (v lt 0)
• Imposer ni ne partout ? forme de F(r) à la
  constante F8 près
• Imposer vi ve (j 0) ? fixe le dernier
  paramètre libre F8
• Problèmes des particules piégées

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Modélisation de l'expansion du vent solaire
conclusion

• Calculs cinétiques résultats pas vraiment très
  différents, en général, du résultat simpliste de
  Parker, bien que
• Résultat dépendant pas mal du nombre d'électrons
  suprathermiques forme de la fonction fo(ve) en
  bas fonctions Lorentziennes et k plus efficaces
• Importance de la condition limite en haut (non
  vide, surtout à distance finie)
• Importance cruciale de la modélisation de la
  région de transition "collisionnel-non
  collisionnel"
• Restent aussi quelques problèmes sérieux
• u8 reste en général insuffisant (sauf exceptions)
• Autre cause d'accélération du vent ? (ondes
  d'Alfven, résonance cyclotronique ionique,
  etc...). Chauffage de la couronne ? Comment les
  introduire dans un modèle cinétique?

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Un phénomène intéressant dans le vent solaire
les "CIR"

• "Corotating interaction region" ? choc dans un
  plasma sans collision
• cf. TP numérique