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Plan du cours

1. Introduction: le problème du chauffage de la couronne solaire2. Dérivation microscopique: équation de Vlasov-Maxwell,

hiérarchie fluide, fermeture. 3. Dérivation macroscopique de la MHD et théorème du champ gelé4. Phénomènes collectifs5. Magnétohydrodynamique: ondes et chocs6. Equilibres MHD et instabilité de Parker 7. Aspects non-linéaires des ondes MHD 8. MHD solaire: dynamo9. Aspects cinétiques : résonances, effet Landau

Quelques exemples de plasmas astrophysiques

• Atmosphère et intérieur solaire

• Couronne et vent solaire

• Magnetosphère terrestre

Le soleil en rotation

Boucles

TRACE

The visible solar corona

Eclipse 11.8.1999

Note the helical structure of the prominence filaments!

Coronal mass ejection

Observation by LASCO-C2 on SOHO.

Visualisation du vent solaire

Polar diagram of solar wind

Woch, 2000

Ecliptic

SWICS

Ulysses

Near solar maximum:

Slow wind at - 65° !

• At solar maximum the large polar coronal holes disappear and are replaced by smaller, generally short lived coronal holes at all latitudes. Ulysses observed fast and slow wind at all latitudes in the southern hemisphere.

Densité et champ magnétique coronal

Banaszkiewicz et al., 1998;

Schwenn et al., 1997

LASCO C1/C2 images (SOHO)

Current sheet is a symmetric disc anchored at high latitudes !

Dipolar, quadrupolar, current sheet contributions

Polar field: B = 12 G

Solar wind stream structure and heliospheric current sheet

Alfven, 1977

Parker, 1963

Solar wind fast and slow streams

Marsch, 1991

Helios 1976

Alfvén waves and small-scale structures

Alfvénic fluctuations (Ulysses)

Horbury & Tsurutani, 2001

Schematic power spectrum of fluctuations

Log( frequency /Hz)Mangeney et al., 1991

(a) Alfvén waves (b) Slow and fast magnetosonic (c ) Ion-cyclotron (d) Whistler mode (e) Ion acoustic, Langmuir waves

Structure de l‘héliosphère

• Basic plasma motions in the restframe of the Sun

• Principal surfaces (wavy lines indicate disturbances)

Schematic topography of solar-terrestrial environment

solar wind -> magnetosphere -> iononosphere

Viewing ionospheric plasmas, the Aurora University of Alaska

Structure de la magnétosphère terrestre

La frontière entre le vent solaire subsonique (après le choc) et la cavité engendrée par le champ magnétique terrestre, la magnétosphère, est appelée la magnétopause. Le vent solaire compresse le champ coté jour et l‘étire sous forme de queue (magnetotail) coté nuit. Cette queue est concentrée dans la couche de plasma (plasma sheet) d‘épaisseur 10 RE. La plasmasphère (< 4 RE ) contient du plasma ionosphérique dense et froid. La ceinture de radiation se trouve sur les lignes de champ dipolaire entre 2 et 6 RE.

Trajectoires des particules confinées dans un champ dipolaire

L‘intensité du champ est minimum à l‘équateur. Les lignes de champ convergent dans les régions polaires (mirrors). Les particules peuvent être piégées. Mouvements de gyration, rebond et diffusion..

Interaction entre particulesGaz neutre Collisions de type boule de

billard, courte portée

Plasma Interaction électromagnétique, longue portée

Une particule n’est pas sensible seulement à sa plus proche voisine mais à toutes les autres

Interactions collectives plus importantes que les interactions binaires

ro

l

d

Collisions dans un plasma

ln

)(44

220

nekT

l

kT

er

0

2

04

Libre parcours moyen :

Longueur de Landau :

3/1nd

Distance moyenne entre particules :

1

100

10 4

10 6

10 8

10 10

1 105 1010 10 15 1020 1025 1030 10 35

densité électronique (m-3)

lobes de la magnétosphère

vent solaire

gaz interstellaire

ionosphèreflamme

couronne solaire

fusion (magnétique) fusion (laser)

intérieur du Soleil

décharge

métal

Tem

péra

ture

(K

)

effets quantiques vs effets classiquesinteractions proches vs lointaines

l = 1000 km 1 m 1 m

libre parcours moyen

statistique

Equations deMaxwell

, j

électromagnétisme

/Système couplé particuleschamps

)( BwEF q

E, B

Forces de collisions

mécanique

mouvement

Particules(positions et

vitesses)

Equations du