mercredi 16 septembre 2020
La soutenance de thèse de Laura BERČIČ aura lieu le mardi 29 septembre 2020 à 15h00, dans l’amphithéâtre Evry Schatzman (bâtiment 18) sur le site de Meudon. La thèse sera soutenue en anglais.
La soutenance sera également diffusée en direct sur la chaîne YouTube du LESIA :
"Radial Evolution of the solar wind electrons"
Milan MAKSIMOVIC (LESIA), Simone LANDI (Univ. Florence), Lorenzo MATTEINI (Imperial College), Filippo PANTELLINI (LESIA)
Laurence REZEAU (présidente), Haihong CHE (rapporteur), Christian VOCKS (rapporteur), François LEBLANC, Marco ROMOLI, Luca DEL ZANNA, Catherine KRAFFT
The solar wind electrons, as the lightest constituents of the solar wind, have not been as widely studied as the heavier solar wind protons and other positive ions, carrying nearly all of the solar wind mass and momentum. In contrast, electrons are important for the global dynamics of the solar wind precisely due to their low mass that allows high electron thermal speeds, which already in the solar corona reach way above the escape speed of the Sun. These fast electrons are responsible for part of the solar wind acceleration exerted on the positive charged solar wind species through the ambipolar electric field, which preserves the quasi-neutrality of the interplanetary plasma.
During the solar wind expansion, an interplay between Coulomb collisions, ambipolar electric field, magnetic moment conservation and electro-magnetic field-particle interactions, shapes the solar wind particle velocity distribution functions (VDFs), which often depart from a simple Maxwellian VDF. Electron VDFs in the solar wind are usually modelled by three components : a dense \emphcore present at lower electron energies, and a close to isotropic \emphhalo and a beam-like \emphstrahl, which both dominate higher electron energies. The goal of this thesis is to investigate the behaviour of these separate electron populations in order to gain new insight on the physical phenomena taking place during the solar wind expansion, as well as on the state of the solar corona. For this purpose, we have revisited data from the Helios mission, alongside the analysis of the novel Parker Solar Probe (PSP) data. To be able to relate the in-situ solar wind data to the conditions at its origin, we additionally make use of a numerical approach, a fully kinetic model of the solar wind accounting for magnetic moments conservation, ambipolar electric field, and binary collisions between particles (BiCoP).
We focused especially on the fast streaming strahl electrons, which are, due to their high anti-sunward directed velocities, believed to preserve the information about the solar corona. Expanding in a weaker interplanetary magnetic field (IMF), the strahl electrons experience focusing with increasing radial distance. This focusing is however counteracted by various scattering mechanisms. In the near-Sun PSP observations we found a solar wind type, where the strahl electrons could be scattered solely by Coulomb collisions, thus allowing a direct comparison between the experimental VDFs and the numerical VDFs. The model runs assuming a Maxwellian corona were found to better reproduce the observed VDFs, which showed no signs of Kappa-like energy tails. The strahl parallel temperature (T||) was found to increase slightly due to Coulomb collisions during expansion, therefore reaching up to 15 % above the temperature of the electron in the solar corona.
Les électrons du vent solaire, dont ils sont les composants les plus légers, n’ont pas été étudié d’une manière aussi poussée que les protons et autres ions positifs bien plus massifs, qui représentent la quasi totalité de la masse du vent solaire, transportant la plus grande partie de sa quantité de mouvement. Mais précisément de par leur faible masse, les électrons sont d’une grande importance pour la dynamique global du vent solaire. Cette faible masse leur permet d’atteindre de grandes vitesses thermiques, qui dés la couronne solaire dépassent largement la vitesse de libération du Soleil. Ces électrons très rapides sont responsables d’une part de l’accélération du vent solaire, en accélérant les espèces positivement chargées via le champ électrique ambipolaire, qui préserve la quasi-neutralité du plasma interplanétaire.
Durant l’expansion du vent solaire, les effets cumulés des collisions Coulombiennes, du champ électrique ambipolaire et des interactions entre particules et champs électromagnétiques façonnent les fonctions de distribution des vitesses (FDV) des particules, qui le plus souvent diffèrent d’une simple distribution Maxwellienne. Les FDV des électrons du vent solaires sont habituellement modélisées à l’aide de trois composantes : le coeur, dense, présent à faible énergie, le halo, quasi-isotrope et le faisceau du strahl, tout deux dominant les électrons de plus haute énergie. Cette thèse a pour objectif d’étudier le comportement de ces populations d’électrons, dans le but d’améliorer notre compréhension des phénomènes physiques se produisant lors l’expansion du vent solaire, ainsi que notre connaissance de la couronne solaire. Dans ce but, les données expérimentales de la mission Helios ont été revisitées, en parallèle de l’analyse des données récentes de la sonde Parker Solar Probe (PSP). En outre, de manière à interpréter les conditions du vent solaire à son origine, basé sur ses données in-situ, nous utilisons une approche numérique, un modèle intégralement cinétique du vent solaire tenant compte des collisions binaires entre particules (BiCoP).
Nous nous concentrons particulièrement sur les électrons rapides de la composante du strahl, qui de par leur importante vitesse dans la direction opposée au Soleil pourraient préserver l’information qu’ils ont à leur origine à propos de la couronne solaire. S’écoulant dans un champ magnétique interplanétaire plus faible, ces électrons composant le strahl sont focalisés à mesure que la distance au Soleil augmente, une focalisation à laquelle s’opposent cependant différents mécanismes de dispersion. Dans les données collectées dans l’environement proche du Soleil par la sonde PSP, nous trouvons un type de vent solaire pour lequel les électrons du strahl peuvent être disperés uniquement par les collisions Coulombiennes, nous permettant une comparaison directe entre les FDV expérimentales et les FDV simulées par le modèle BiCoP. Les résultats de ce dernier lorsque les électrons de la couronne solaire sont distribués selon une Maxwellienne reproduisent plus fidèlement les FDV obervées expérimentalement, qui ne présentent aucune queue de distribution de type Kappa. Dans les résultats numériques, la température parallèle du strahl (T||) augmente légèrement en raison des collisions Coulombiennes durant l’expension, atteignant jusqu’à 115 % de la température des électrons dans la couronne solaire.
