accélération de particules dans les éruptions solaires ca modelmodèle...
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Accélération de particules dans les éruptions solaires
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
ACCELERATION DE PARTICULES DANS LES ACCELERATION DE PARTICULES DANS LES ERUPTIONS SOLAIRESERUPTIONS SOLAIRES
Cyril DauphinCyril Dauphin11 – Nicole Vilmer – Nicole Vilmer11
Anastasios AnastasiadisAnastasios Anastasiadis22
11LESIA Observatoire de MeudonLESIA Observatoire de Meudon
22Observatoire d’AthènesObservatoire d’Athènes
Énergie libérée lors des éruptions Énergie libérée lors des éruptions →→ énergie magnétiqueénergie magnétique
30 à 50 % de l’énergie passe 30 à 50 % de l’énergie passe dans les particules énergétiquesdans les particules énergétiques
Diagnostic le plus directe de Diagnostic le plus directe de l’accélération de particules l’accélération de particules
→ → X non thermique X non thermique (e.g. Vilmer, (e.g. Vilmer, 1985)1985)
→ → gamma (Ramaty, 1975)gamma (Ramaty, 1975)
→→ radioradio
→ → 101036 36 électrons >100 keV électrons >100 keV → → 10103232 ions > 300 MeV ions > 300 MeV
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroductionIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Mécanisme d’accélération sont découplés du processus de libération Mécanisme d’accélération sont découplés du processus de libération d’énergie:d’énergie:
- StochastiqueStochastique
- champ E Direct dans une RCSchamp E Direct dans une RCS (Speiser, 1965, Zharkova et al, 2001) (Speiser, 1965, Zharkova et al, 2001)
- chocs- chocs
Exemple de spectre X (RHESSI)Exemple de spectre X (RHESSI)
Exemple de spectre Exemple de spectre γγ (RHESSI) (RHESSI)
Diagnostic Diagnostic des électronsdes électrons
28 octobre 200328 octobre 2003
Diagnostic Diagnostic des ionsdes ions
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroductionIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Vlahos et al, 1995Vlahos et al, 1995
Accélération intimement liée au mécanisme de libération d’énergieAccélération intimement liée au mécanisme de libération d’énergie
Exemple: accélération de particule Exemple: accélération de particule dans une couche de courantdans une couche de courant
BB////
BB00
BB┴┴
EEElectron trajectory Electron trajectory Dauphin & VilmerDauphin & Vilmer
Quelques tentatives: Anastasiadis et al, 2004; Turkmani et al, 2005 Quelques tentatives: Anastasiadis et al, 2004; Turkmani et al, 2005 mais aucun ne tient compte des propriétés de l’accélération des mais aucun ne tient compte des propriétés de l’accélération des particules dans une région d’accélérationparticules dans une région d’accélération
dBdB
Lien ?Lien ?
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroductionIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
tt11
tt00
ii(t)~(dB)(t)~(dB)22(t)(t)
distribution en loi de puissance:distribution en loi de puissance: EE~ -1.6~ -1.6
ii(t)~(dB)(t)~(dB)22(t)(t) Série temporelle Série temporelle d’énergie d’énergie magnétiquemagnétique
On utilise un CA pour modéliser la On utilise un CA pour modéliser la libération d’énergielibération d’énergie
CA modelCA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
)(4
20
0
pnpene nlnle
BE
pe
Principe de base de l’accélérationPrincipe de base de l’accélération pour un seul site: Bpour un seul site: B00=dB=dB
nvSN inbox4avecavec
pe npboxPneboxe leENleENP 00
boxin SBvP 20
1
Région Région d’accélérationd’accélération
Magnetic energy fluxMagnetic energy flux
Particle energy fluxParticle energy flux
Le champ électrique est donné,Le champ électrique est donné, pour une seule région d’accélérationpour une seule région d’accélération, par:, par:
Longueur moyenne d’accélération Longueur moyenne d’accélération sur le nombre de particulesur le nombre de particule
Énergie magnétique Énergie magnétique libérée dB = Blibérée dB = B0 0 (CA)(CA)
CA model Modèle d’accélérationModèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
+/- : particule peut gagner ou perdre +/- : particule peut gagner ou perdre de l’énergie dans la « boite »de l’énergie dans la « boite »
La densité de probabilité caractérise le processus d’accélérationLa densité de probabilité caractérise le processus d’accélération
On présente ici les résultats pour On présente ici les résultats pour p(p(ΔΔl)=[0,1]=l)=[0,1]=αα
)(4
20
pep nn
B
e
i
ne
ni
i l
l
e
p
ne
np
l
l
Mécanisme d’accélération (RCS)
CA Model
gain d’énergiegain d’énergie pour une particulepour une particule ::
ipeipe leE box ,,,, ,0
)( ,,,,,, ,0 ipeipeipe lPleE box
CA model Modèle d’accélérationModèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Les valeurs Les valeurs ββ sont calculées pour 3 configurations simple de RCS: sont calculées pour 3 configurations simple de RCS:
2
022
B
Emc
BB// // = 0 (Speiser, 1965) = 0 (Speiser, 1965) y
x
a
b
l
z
Inflow vvinin
Inflow vvinin
EE00
BB////
<<∆∆llpp>><<∆∆llee>>
BB┴┴
BB00BB////
e
p
ne
np
m
m
e
p
l
l
Les protons gagnent plus d’énergie Les protons gagnent plus d’énergie que les électrons dans ce cas.que les électrons dans ce cas.
y
x
CA model Modèle d’accélérationModèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
y
x
a
b
l
z
Inflow vvinin
Inflow vvinin
EE00
BB////Toutes les particules gagnent Toutes les particules gagnent la même énergie dans ce casla même énergie dans ce cas
BB// // >B>Bmagmag(e(e--,ions) (Litvinenko, 1996) ,ions) (Litvinenko, 1996)
électrons et ions sont magnétisés électrons et ions sont magnétisés => suivent les lignes de champ=> suivent les lignes de champ
0// eaEB
B
1 i
eaB
BEmcB pemag
002
),(
<<∆∆llpp>><<∆∆llee>>
BB┴┴
BB00BB////
CA model Modèle d’accélérationModèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
y
x
a
b
l
z
Inflow vvinin
Inflow vvinin
EE00
BB////
Entre ces deux cas extrêmes on peut considérer:Entre ces deux cas extrêmes on peut considérer:
BB// // >B>Bmagmag(e(e--) ) seulement les seulement les électrons sont magnétisésélectrons sont magnétisés
p
e
m
m
i
ei m
Zm
<<∆∆llpp>><<∆∆llee>>
BB┴┴
BB00BB////
CA model Modèle d’accélérationModèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
On calcule la fonction de distribution des particules après un nombre N On calcule la fonction de distribution des particules après un nombre N d’interaction avec des RCS.d’interaction avec des RCS.
On calcule la distribution de particule pour 10On calcule la distribution de particule pour 1066 particules à partir d’une particules à partir d’une distribution de Maxwel (T=10distribution de Maxwel (T=1066 K). La valeur minimale du champ électrique K). La valeur minimale du champ électrique est normalisée au champ de Dreicerest normalisée au champ de Dreicer
Calcul pour les électrons, protons et ions.Calcul pour les électrons, protons et ions.
Particle free flyParticle free fly)(4
20
pep nn
B
)(4
20
pep nn
B
)(4
20
pep nn
B
CA model Modèle d’accélérationModèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Spectre des électrons:Spectre des électrons: effet de N effet de N
N=1N=1N=100N=100N=1000N=1000
X non thermiqueX non thermique
CA model Modèle d’accélération Distribution de particulesDistribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Spectre des électrons:Spectre des électrons: effet de E effet de E
E=1000EE=1000EDD
E=100EE=100EDD
E=10EE=10EDD
CA model Modèle d’accélération ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Distribution de particulesDistribution de particules
Spectre des électrons et des protonsSpectre des électrons et des protons
Le gain d’énergie des électrons par rapport aux protons dépend de la Le gain d’énergie des électrons par rapport aux protons dépend de la configuration choisieconfiguration choisie
X non thermiqueX non thermique gammagamma
CA model Modèle d’accélération ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Distribution de particulesDistribution de particules
Spectres XSpectres X calculés en hypothèse cible épaisse calculés en hypothèse cible épaisse
ModèleModèle
Observé (RHESSI) Observé (RHESSI) 20/08/0220/08/02
-1.8-1.8
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray fluxX-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Rapport des raies gammaRapport des raies gamma
C/OC/O Si/OSi/O Mg/OMg/ONe/ONe/O
coronacorona
photospherephotosphere
gamma ray ratio (proton+alpha)
0
0,5
1
1,5
2
2,5
3
3,5
4
012345
energy of the gamma ray
C/O
, S
i/O
, N
e/O
, M
g/O
Observed
Problème de Problème de l’abondance du Neonl’abondance du Neon
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray fluxgamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Énergie contenue dans les particulesÉnergie contenue dans les particules
BBsmallsmall BBmiddlemiddle BBlargelarge BBtotaltotal
Pour Pour V=1arcsecV=1arcsec
On peut reproduire les différentes observations pour V=100 arcsecOn peut reproduire les différentes observations pour V=100 arcsec
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires
Le modèle exposé permet de reproduire de nombreuses observations Le modèle exposé permet de reproduire de nombreuses observations (pentes X pour certains événements, rapport de raies gamma, énergie (pentes X pour certains événements, rapport de raies gamma, énergie contenue dans les particules…) contenue dans les particules…)
Due a l’hypothèse p(Due a l’hypothèse p(ΔΔl)=[0,1] qui ne tient pas compte de la dépendance l)=[0,1] qui ne tient pas compte de la dépendance aux conditions initiales et des trajectoires chaotiques des particules dans aux conditions initiales et des trajectoires chaotiques des particules dans une RCSune RCS
Cependant, les pentes X calculées sont trop plates dans la plupart des Cependant, les pentes X calculées sont trop plates dans la plupart des cascas
CA model Modèle d’accélération Distribution de particules ConclusionsConclusionsIntroduction X-ray flux gamma-ray flux
Accélération de particules dans les éruptions solaires