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Reconnexion magnétique, accélération et transport des particules

jeudi 24 janvier 2013, par Etienne Pariat, Filippo Pantellini, Karl-Ludwig Klein

Les mouvements de matière dans un plasma conduisent parfois à la formation de cisaillements du champ magnétique tellement abrupts que le plasma n’est plus en mesure de supporter les intenses courants électriques qui y sont associés. La reconnexion magnétique est une reconfiguration spontanée et rapide de la structure du champ magnétique au voisinage des zones de cisaillement permettant de réduire le degré de cisaillement et l’intensité des courants associés à des niveaux acceptables. L’énergie libérée au cours de la reconnexion est convertie en chaleur et en énergie cinétique de groupes de particules se voyant accélérées vers de hautes énergies. La reconnexion magnétique a été observée de façon directe ou indirecte dans de nombreux plasmas astrophysiques et en particulier dans la couronne solaire et dans les magnétosphères planétaires.

 Reconnexion et particules énergétiques

Les éruptions solaires

Lors des éruptions solaires des électrons, protons et ions sont accélérés à des vitesses et énergies élevées. Les vitesses atteintes peuvent frôler la célérité de la lumière. Là encore la reconnexion magnétique est supposée jouer un rôle clef.

Fig. 4 : Rayonnements d'électrons énergétiques lors d'une éruption (...)
Fig. 4 : Rayonnements d’électrons énergétiques lors d’une éruption solaire

(Vilmer et al. 2002 Solar Phys. 210, 261)

La figure ci-contre montre l’évolution temporelle des émissions en rayons X durs et ondes radioélectriques lors d’une éruption simple :

1er et 2e cadres en partant du haut : rayonnement X (RHESSI, NASA) – l’émission est de plus en plus brève (p. ex. la courbe rouge) au fur et à mesure que l’énergie des photons (leur fréquence) augmente. C’est le rayonnement X « dur » qu’émettent des électrons énergétiques lorsqu’ils entrent en collision avec les atomes dans la chromosphère.

3e et 4e cadres : intensité du rayonnement radio dans un plan temps – fréquence (représentation appelée « spectre dynamique » ; spectrographe ETH Zurich) et à quelques fréquences individuelles (Radiohéliographe de Nançay). Le rayonnement est produit par des faisceaux d’électrons qui se propagent depuis la basse couronne (émission à haute fréquence) vers la haute couronne (émission aux basses fréquences), à environ 30% de la vitesse de la lumière.

Cadre du bas : spectre dynamique à des fréquences plus basses que 14 MHz (satellite Wind de la NASA ; expérience WAVES), la suite de l’émission de faisceaux d’électrons. Notons le décalage en temps, l’émission étant d’autant plus tardive que la fréquence est basse. Le décalage est dû au fait que les émissions ont lieu à des fréquences d’autant plus basses que la densité du milieu traversé par les faisceaux est faible – donc la fréquence est d’autant plus petite que les faisceaux sont loin du Soleil - à environ 2 à 3 rayons solaires pour 14 MHz, à dix rayons solaires à 1 MHz.

Les sursauts radio sont émis dans la moyenne et haute couronne en même temps que les rayons X durs dans la chromosphère. En combinant ces observations, nous voyons donc

  • des électrons énergétiques dans la basse atmosphère, la chromosphère, par leur rayonnement X dur ;
  • des électrons qui s’échappent vers la haute couronne et l’espace interplanétaire, par leur rayonnement radio.
Fig. 5 : Sources X durs et radio superposées sur une image EUV
Fig. 5 : Sources X durs et radio superposées sur une image EUV

(d’après Vilmer et al. 2002 Solar Phys. 210, 261)

Les images en rayons X durs et radio (fréquence 410 MHz) montrent les sources émettrices (Fig. 5) : les sources d’émission radio sont représentées par les iso-contours blancs, les sources du rayonnement X dur par les petits iso-contours noirs (agrandir l’image pour les rendre visibles !). L’image de fond (ultraviolet extrême, EUV : longueur d’onde 19,5 nm ; EIT/SoHO, ESA & NASA) montre les structures de la région active. Leur grand nombre indique des champs magnétiques complexes dans la couronne. Le rayonnement X dur provient de la chromosphère aux pieds des boucles magnétiques vues en EUV. Les ondes radio sont émises plus haut.

Fig. 6 : Schéma d'une configuration magnétique éruptive
Fig. 6 : Schéma d’une configuration magnétique éruptive

Les courbes tracées en bleu, vert et rouge montrent des lignes de champ, ancrées dans deux zones de polarités opposées dans la photosphère. La surface bleue claire indique une région de piégeage de particules énergétiques, le symbole jaune d’explosion une région de reconnexion magnétique, et les paires de flèches noires des faisceaux d’électrons qui en émanent.

Comment expliquer ces observations ? Un schéma simple est esquissé dans la Fig. 6 :

  • en bleu une ligne de champ fermée dans la basse couronne, en rouge des lignes de champ ouvertes vers la haute couronne ;
  • au-dessus de la ligne de champ bleue, une région où les champs magnétiques sont antiparallèles. Dans cette région, indiquée par le symbole jaune, le champ magnétique peut se reconnecter comme indiqué dans la Figure 2.

L’imagerie X et radio suggère que les faisceaux d’électrons partent en directions opposées, vers la chromosphère et vers la haute couronne, depuis un site commun d’accélération qui se situe dans une région de reconnexion magnétique.

Quel est le mécanisme d’accélération ? Nous ne le savons pas à l’heure actuelle. Mais la reconnexion magnétique engendre d’intenses champs électriques, de la turbulence et des ondes de choc – tous des processus qui peuvent entraîner l’accélération de particules à des énergies élevées.

Eruptions solaires et chauffage de la couronne - une relation ?

Nous savons bien identifier les grandes éruptions, qui constituent une montée nette des émissions X, radio etc. Mais quelle est la limite inférieure à l’intensité d’une éruption ? On ne sait pas si une telle limite existe. Il se pose alors la question de savoir si le chauffage de la couronne, qui porte ce plasma à plus d’un million de degrés et le rend visible en rayons X mous (voir Figure 6 ) n’est pas au moins en partie le résultat de libérations explosives d’énergie, à plus faible budget d’énergie qu’une grosse éruption, mais procédant d’une façon quasi-continue dans les régions actives.

Les électrons énergétiques dans la couronne solaire, non nécessairement issus d’une reconnexion, sont à l’origine de l’intense et permanent rayonnement de freinage et du rayonnement des ions observables sous forme de rayonnement X (voir Fig. 7 )

Fig. 7 : Rayonnement X du Soleil
Fig. 7 : Rayonnement X du Soleil

Le Soleil est un émetteur permanent de rayons X.

C’est en partie grâce aux observations des sondes SOHO et YOHKOH qu’une corrélation directe entre reconnexion et augmentation localisée du rayonnement ultraviolet extrême et X dans la couronne solaire a pu être établie.

 Au LESIA

La reconnexion magnétique est un mécanisme clef en astrophysique. Le LESIA mène des études théoriques et de simulation sur les configurations magnétiques, en étroite coopération avec les analyses observationnelles en lumière visible, rayons X et ondes radio. La reconnexion magnétique n’étant pas un phénomène directement observable, le LESIA conçoit, développe et exploite des codes de calcul numérique visant à étudier la reconnexion par le biais d’expériences numériques. Ces codes de pointe fonctionnent, pour certains, au niveau des grappes de la division informatique de l’Observatoire de Paris et des centres de calcul de haute performance français, tels le CINES et l’IDRIS.

Le LESIA se spécialise ainsi dans l’étude de la reconnexion en trois dimensions (3D) : l’objectif est de comprendre les effets 3D du stockage de l’énergie et de sa libération impulsive lors des éruptions solaires par la reconnexion magnétique. Ces travaux s’appuient sur l’exploitation des instruments tels que SoHO, Hinode, SDO, STEREO, RHESSI et le Radiohéliographe de Nançay et le développement de nouveaux diagnostics. Ils sont un atout pour une meilleure compréhension des mécanismes de la reconnexion qui affectent toute la physique de la couronne et de ses relations avec l’héliosphère.

 Informations complémentaires

  • NMDB : Base de données du rayonnement cosmique mesuré au sol (moniteurs à neutrons, y compris ceux de Kerguelen et Terre Adélie)
  • SOHO : Sonde d’observation du Soleil ]
  • YOHKOH : Sonde d’observation du Soleil en X
  • CLUSTER : Ensemble de 4 sondes d’exploration de la magnétosphère terrestre
  • STEREO : Couple de sondes pour l’observation stéréoscopique du Soleil
  • RHESSI : Sonde d’observation du rayonnement solaire X et gamma
  • HINODE : Sonde d’observation du Soleil dans le visible, l’ultraviolet et en rayons X
  • SDO : Sonde d’observation du Soleil dans le visible, l’ultraviolet et en rayons X


Notes

[1Pour une population de particules données, le rayon de giration et l’épaisseur de peau sont proportionnelles à la vitesse caractéristique des particules considérées, en général la vitesse d’agitation thermique. Dans un plasma composé de protons et d’électrons à la même température, la vitesse caractéristique des premiers est plus faible que la vitesse caractéristique des seconds d’un facteur correspondant à la racine du rapport de masse [masse proton/masse électron]1/2 =43