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MHD solaire et du milieu interstellaire

par Hubert Baty, Jean Heyvaerts - 5 septembre 2008

Chauffage de la couronne solaire

L’étude du chauffage de la couronne solaire a été menée à Strasbourg dans le cadre du programme européen Platon. L’Observatoire a organisé le congrès de conclusion en Juin 2004. Le flux émergé du soleil, hors taches, est recyclé en quelques dizaines d’heures. À la photosphère, ce flux est fractionné en éléments discrets en mouvements relatifs incessants qui entraînent les pieds des tubes de flux coronaux auxquels ils sont connectés. Ces tubes de flux devenant jointifs dans la couronne solaire, ces mouvements mutuellement incohérents font apparaître à leurs frontières des discontinuités magnétiques. Cette « tectonique des tubes de flux » conduit à la fois à la formation de couches de courant aux interfaces entre tubes de flux et à celle de lignes de courant aux "séparateurs" (des structures qui généralisent en 3D le concept de point neutre). Ces courants concentrés se dissipent efficacement par reconnection et dissipation turbulente. Nos travaux récents ont traité de la formation des structures singulières de courant au sein d’une structure magnétique coronale complexe, générée par de nombreuses sources photosphériques d’intensités et de mouvements aléatoires. Dans un modèle à 2 dimensions, nous avons établi que l’énergie dissipable se concentre dans un grand nombre de structures de petite échelle proches de la photosphère, de sorte que le chauffage coronal se produit préférentiellement à basse altitude, en accord avec les observations de l’expérience TRACE (P04.6). Il a été montré que le taux global de dissipation est fortement augmenté par la complexité de la distribution des sources magnétiques photosphériques. Nous avons enfin comparé les effets de la dissipation aux séparatrices et aux séparateurs dans diverses configurations tridimensionnelles et montré que ces deux types de structures singulières apportent des contributions comparables au taux de chauffage coronal (P05.33).

Reconnexion magnétique et libération de l’énergie magnétique de la couronne solaire

La reconnexion magnétique, qui est le mécanisme par lequel les lignes de champ magnétiques peuvent modifier leur topologie, reste mal comprise, malgré les nombreuses études théoriques et numériques entreprises depuis plus de 20 ans. H. Baty utilise un code MHD récent et très performant pour simuler et mieux comprendre ce processus par lequel l’énergie libre magnétique de la couronne solaire peut se libérer brutalement lors d’éruptions. Ce travail est réalisé en collaboration avec E. Priest et T. Forbes et les premiers résultats obtenus dans l’approximation bi-dimensionnelle précisent les conditions physiques nécessaire pour obtenir une libération d’énergie rapide en accord avec les observations.

Théorie des instabilités MHD

Afin de mieux comprendre l’évolution non-linéaire des instabilités MHD de courant électrique, H. Baty collabore depuis début 2007 avec M.C. Firpo, en utilisant un autre code MHD d’évolution non-linéaire. Bien que dans un premier temps, l’application concerne la stabilité d’un tokamak (plasmas de laboratoires), les résultats peuvent aussi bien concerner l’évolution des instabilités MHD qui rendent instables les boucles solaires (Firpo & Baty soumis).

Ondes d’Alfvén et soutien mécanique et structuration des nuages moléculaires

Le projet développé par D. Folini pendant son séjour post-doctoral à Strasbourg consistait à étudier un mécanisme possible de soutien des nuages moléculaires contre l’autogravitation par des ondes d’Alfvén émises en leur sein. Cette question avait auparavant été abordée analytiquement par notre équipe avec l’approximation WKB. Ensuite, D. Folini, R. Walder et J. Heyvaerts ont poursuivi numériquement l’étude de ce modèle en abandonnant la limitation WKB et en prenant en compte tous les effets non-linéaires. Ils ont montré que l’injection dans le nuage de perturbations alfvéniques suffit à le maintenir en état de turbulence supersonique et que l’extension du nuage en est grandement augmentée. Le phénomène dominant est cependant une instabilité paramétrique du flux d’ondes d’Alfvén, qui sépare un nuage dont la densité est initialement distribuée de façon régulière en une collection de couches discrètes beaucoup plus denses, comprimées par la pression magnétique qui règne dans le plasma ténu présent entre ces couches. Les couches denses sont agitées de mouvements supersoniques et subissent de nombreuses collisions. L’ensemble forme une structure qui n’est en équilibre qu’en un sens statistique et fortement dissipative en raison des chocs entre couches. Globalement, le flux d’ondes d’Alfvén émis dans le nuage assure un soutien mécanique limité et contribue surtout à une forte structuration en densité du nuage (P04.12).

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