LESIA - Observatoire de Paris

Phénomènes éruptifs et accélération de particules

Etienne Pariat, Karl-Ludwig Klein — 2012-04-11T15:20:29Z

Le Soleil, étoile apparemment calme, révèle une intense activité quand on observe les rayonnements caractéristiques de la couronne, en particulier dans les domaines gamma, X, UV extrême et radio. C'est le résultat de la dynamique du champ magnétique. La conversion explosive d'énergie est un processus fondamental en astrophysique, que l'on peut étudier en détail au Soleil, grâce à sa proximité. Nous avons la possibilité unique de combiner des méthodes de télédétection avec différents diagnostics in situ. Les rayonnements, les structures magnétiques ou les particules de haute énergie éjectées par le Soleil affectent d'autre part l'environnement spatial de la Terre et la technologie embarquée, ce qui fait que la recherche fondamentale trouve des applications dans les efforts de prévision de l'activité solaire.

La couronne solaire : un milieu dynamique

En regardant la photo d'une éclipse solaire, nous apercevons la couronne. Contrairement à la photosphère sous-jacente, elle a une forme très irrégulière. C'est ainsi parce que la gravitation, qui forme la photosphère, n'est pas la force dominante dans la couronne : celle-ci est structurée par le champ magnétique qui est « ancré » dans l'intérieur du Soleil (voir l'article sur le champ magnétique solaire). Or cet intérieur est un gaz avec des écoulements à diverses échelles spatiales. En témoigne la granulation, qui révèle des mouvements de convection dans les couches externes du corps solaire. De ce fait la structure de la couronne n'est pas statique comme celle du champ magnétique d'un aimant. Le cliché d' une éclipse nous montre un instantané d'une couronne variable sur de nombreuses échelles spatiales et temporelles.

L'activité éruptive du Soleil

Les manifestations les plus spectaculaires de ces instabilités sont les éjections de masse et les éruptions, où de l'énergie stockée dans les courants électriques qui circulent dans la couronne est libérée de façon explosive.

Les éjections de masse

La forte dynamique de la couronne est particulièrement bien illustrée par les observations continues des coronographes embarquées sur des sondes spatiales, comme le coronographe LASCO à bord de la sonde Solar and Heliospheric Observatory SoHO (ESA & NASA). Depuis 2006 elle est observée avec une cadence plus élevée par les coronographes SECCHI sur les deux sondes de la mission Solar-Terrestrial relations Observatory STEREO (NASA, avec une contribution européenne importante).


Fig. 1 : Une éjection de masse observée par les satellite SoHO (ESA & NASA) et SDO (NASA): Séquence d'images montrant une éjection de masse (la structure en haut à gauche du disque d'occultation). C'est de la matière propulsée hors de la couronne, avec le champ magnétique qui la confine.

La figure ci-dessus montre une série de clichés lors d'une éjection de masse (anglais : coronal mass ejection, CME). Dans le premier cliché on voit la couronne avant l'événement, avec, en bas à droite, un "grand jet", typique des structures de longue durée visibles lors des éclipses. Dans les images suivantes, on voit l'éjection d'une structure en haut à gauche du disque d'occultation. La vitesse de la matière dépasse la vitesse de libération du Soleil. Cette matière, emmenée par le champ magnétique qui la confine, quitte donc le Soleil vers l'espace interplanétaire. Des protons sont accélérés à de hautes vitesses et injectés dans l'espace interplanétaire. Ils y interagissent avec le satellite, engendrant les éclairs blancs visibles dans l'image de droite.

Les éruptions

Les éruptions solaires (« flares » en anglais), découvertes il y a 150 ans, sont des embrillancements brusques du rayonnement dans différents domaines du spectre électromagnétique. Ils sont particulièrement prononcés dans les émissions de la couronne : ultra violet extrême (EUV), rayons X, ondes radioélectriques. Des émissions sporadiques apparaissent en rayons X de très courtes longueurs d'ondes, appelés « rayons X durs », et aux ondes électromagnétiques les plus courtes, les rayons gamma. D'ordinaire on ne voit pas le Soleil à ces longueurs d'onde-là. Il faut un événement particulier, pendant lequel des électrons et ions sont accélérés à de très grandes vitesses, avoisinant parfois la vitesse de la lumière.


Fig. 2 : Une éruption solaire en UV extrême: Observation d'une éruption solaire par le satellite SDO (NASA).

Un exemple : les trois clichés ci-dessus, pris par l'Atmospheric Imaging Assembly (AIA) du satellite SDO. Nous voyons (à gauche) une région active avec ses boucles magnétiques. Le début de l'éruption se manifeste par un embrillancement brusque (cliché du centre). Puis on voit l'affaiblissement de cet embrillancement et l'apparition de nouvelles boucles (cliché à droite), traduisant la formation de nouvelles structures magnétiques (voir plus loin).

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Animation 1 : Une éruption solaire en UV extrême: Détail de l'éruption montrée en Fig. 2. Observation par le satellite SDO (Solar Dynamics Observatory, NASA).

L'animation ci-dessus (satellite SDO, NASA) montre les détails de l'éruption : on voit d'abord l'embrillancement, puis l'éjection de matière - un filament - vers le bas et la droite, puis la formation de boucles brillantes qui s'étendent dans l'espace au cours du temps.

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Animation 2 : Eruption solaire dans la raie H alpha: Film du Héliographe de Meudon.

Un autre exemple (animation 2) : l'éruption d'un filament et la formation de deux filets brillants de part et d'autre de son ancienne localisation, vues dans la raie H alpha de l'hydrogène neutre. Le filament, trace sombre en haut à droite de l'image solaire, auparavant « quiescent », commence à s'agiter, monte dans la couronne, s'envole et devient invisible. Des deux côtés de l'ancien filament se forment deux filets brillants qui se séparent, puis disparaissent. Le filament disparaît parce que sa matière se dilue et est chauffée. L'hydrogène neutre responsable de l'absorption dans la raie H alpha devient de plus en plus rare. En même temps la chromosphère est chauffée de part et d'autre du filament et devient brillante, le long de deux filets étroits.

La matière éjectée du filament fait en général partie de l'éjection de masse que voient les coronographes. Dans la Figure1 ci-dessus, la deuxième éjection de masse montre clairement une structure en bulbe qui inclut une structure brillante plus compacte : c'est la matière du filament qui était auparavant visible dans la raie H alpha.

Les éruptions et éjections de masse sont étroitement liées. Le terme éruption désigne la conversion d'énergie en chaleur et en énergie cinétique de quelques particules chargées, alors que l'éjection de masse se rapporte à l'expulsion d'une grande structure magnétique. Les deux phénomènes ne se manifestent pas toujours ensemble durant un événement donné - c'est la configuration magnétique de la couronne qui détermine la façon dont se manifeste l'activité éruptive du Soleil.

La reconnexion magnétique - un processus fondamental des éruptions et éjections de masse


Fig. 3 : Vue schématique de l'éruption d'un filament et des rayonnements associés: Coupe 2D de la configuration d'un filament et son évolution entraînant la reconnexion magnétique.

Qu'était la situation initiale, avant l'éruption ? Nous illustrons schématiquement nos idées par la Figure ci-dessus. C'est une coupe 2D du filament, entouré de son propre champ magnétique (cercle vert) et du champ magnétique ancré dans le Soleil (lignes de force dessinées en rouge et marron, Fig. 3.a). Les mouvements aux « pieds » des champs magnétiques dans la photosphère font monter la structure magnétique et le filament, des lignes de force opposées se rapprochent au-dessous du filament (Fig. 3.b). Une région de très forts courants électriques se développe (Fig. 3.b, c, rectangle jaune). Dans cette situation les lignes de force peuvent se « reconnecter » - avec deux conséquences (Fig. 3.d) :

(1) La configuration magnétique confinant le filament monte et finira par se détacher de son ancrage dans la photosphère – le filament s'envole, une éjection de masse a lieu ; si la vitesse de montée est élevée, une onde de choc se formera en amont, comme l'onde de choc d'un avion supersonique.

(2) Au-dessous de l'ancien site du filament se forment de nouvelles boucles magnétiques. Lors de la reconnexion des lignes de force, l'énergie emmagasinée est libérée, utilisée pour chauffer le plasma et accélérer des particules à des vitesses élevées. Elles sont ensuite injectées vers le bas, le long des lignes de force formant la nouvelle boucle, et vers le haut, pouvant ainsi s'échapper vers l'espace interplanétaire. Les nouvelles boucles qui se forment au-dessous du filament contiennent du gaz chaud – elles apparaissent d'abord comme des structures brillantes en rayons X et en EUV, puis, quand le gaz s'est refroidi, en H alpha. Ce sont ces boucles-là que l'on voit se former dans l'animation 1. Le dépôt d'énergie aux pieds de ces boucles chauffe la chromosphère, qui émet par exemple dans la raie H alpha – ce qui crée les deux filets brillants que nous avons vus dans l'animation 2. C'est l'émission en lumière visible de ces régions-là qui a conduit à la première détection d'une éruption en 1859, par le scientifique anglais R. Carrington.

Qu'est-ce qu'une particule "de haute énergie" ?

Le gaz de la couronne solaire est constitué d'électrons, de protons, de noyaux d'atomes d'hélium et d'une petite fraction de noyaux plus lourds. Dans ce gaz, à une température de 1 à 2 millions de degrés, l'énergie moyenne des particules est d'environ 100 à 200 eV (électron-Volt). Les vitesses moyennes dépendent de la masse des particules : les électrons ont une vitesse moyenne d'environ 8000 km/s, les protons, qui sont plus massives, de seulement 200 km/s. Lors des éruptions fortes, en revanche, on observe des électrons, protons et ions dont la vitesse peut avoisiner celle de la lumière, 300 000 km/s. Il faut donc comprendre comment le Soleil accélère des protons de 200 km/s à presque 300 000 km/s – les protons les plus énergétiques sont 1500 fois plus rapides que la moyenne des protons dans la couronne.

Pour se convaincre qu'une telle accélération est considérable, on peut la comparer avec un exemple terrestre : des piétons marchent à différentes vitesses, la vitesse moyenne étant de 4 km/h. Les plus rapides font bien mieux, mais aucun ne court plus vite que 100 m en environ 10 s, c'est-à-dire 36 km/h : le « piéton » le plus rapide ne court que neuf fois plus vite que la moyenne. Un facteur 9 par rapport à 1500, quand on regarde les particules chargées du Soleil. Comprendre une telle accélération des particules est un défi majeur, qui motive bon nombre de recherches menées au sein du pôle de physique solaire du LESIA.

Les questions fondamentales

Nous connaissons les manifestations de l'activité dans la couronne, mais les interrogations portent sur les mécanismes en jeu. Nous savons que la connexion magnétique entre la photosphère et les couches sous-jacentes, dominées par les mouvements du gaz, et la couronne conduit au transport d'énergie qui est emmagasinée dans la couronne. Mais nous ne comprenons pas bien les mécanismes de libération d'énergie lors des éruptions : comment le Soleil répartit-il l'énergie libérée en (1) énergie cinétique des grandes structures éjectées (éjections de masse), (2) chauffage du plasma coronal à des températures qui peuvent dépasser les 10 millions de degrés, (3) accélération d'électrons, protons et ions lourds à des vitesses élevées, avoisinant parfois la vitesse de la lumière ? Apparemment cette répartition se fait de façon différente, selon l'événement considéré. D'autres questions se posent sur l'effet de la dynamique de la couronne sur les plasmas du système solaire.

Les recherches au LESIA : présent et avenir

Le LESIA joue un rôle important dans les recherches sur la dynamique de l'atmosphère solaire : nous avons une longue tradition dans l'observation du Soleil en lumière visible et ondes radioélectriques.

La modélisation de la dynamique de l'activité solaire

La modélisation de l'évolution des structures magnétiques dans la couronne et de leurs instabilités a été développée vigoureusement au LESIA dans les dernières années. Comprendre les éruptions et éjections de masse requiert l'étude de processus physiques qui ont en grande partie lieu dans de petites régions, que nos instruments ne résolvent pas. L'énergie magnétique, source de l'activité solaire, bien que stockée dans des structures telles les régions actives solaires - d'une taille de l'ordre de dix à cent mille kilomètres - est "libérée" par la reconnexion magnétique au sein de nappes de courants électriques dont la taille typique est inférieure à la centaine de mètres. Comprendre les phénomènes actifs implique donc de prendre en compte des mécanismes ayant lieu à des échelles extrêmement variées qui peuvent faire intervenir des paradigmes physiques distincts.

L'approximation physique dans laquelle se situe la plupart de nos travaux est celle de la magnétohydrodynamique (MHD) : le plasma solaire est décrit comme un fluide conducteur magnétisé. Nous voulons ainsi :

comprendre les mécanismes physiques clefs à l'œuvre lors des phénomènes actifs
faciliter l'interprétation des observables de ces évènements
établir les conditions de déclenchement brutal des éruptions et éjections de masse ;
quantifier les contraintes qui forment des nappes étroites de courants électriques, contraintes dues par exemple à la dynamique photosphérique ou au développement d'éjections de masse dans la couronne ;
comprendre la nature des couplages entre l'évolution des grandes structures et les phénomènes microscopiques pour la reconnexion magnétique au niveau de ces nappes de courant.
prédire les observations attendues lorsque des instruments de nouvelle génération seront mis en œuvres
générer des jeux de données qui puissent être utilisés pour tester la précision et aider au développement d'instruments de nouvelle génération.

Afin de répondre aux points précédents, le pôle de physique solaire développe, utilise et combine des modèles analytiques (reposant essentiellement sur des outils mathématiques) et numériques (utilisant l'informatique pour résoudre les équations physiques complexes). Nous disposons ainsi de plusieurs codes numériques que nous avons développés localement ou sur lesquels nous travaillons avec d'autres groupes internationaux. Nous utilisons ces codes sur des systèmes de calcul de l'Observatoire de Paris, mais aussi sur les systèmes de calcul de très haute performance Français tel ceux de l'IDRIS et du CINES. Ces codes utilisent des méthodes de calcul de pointe : parallélisme, maillage adaptatif, ...

Nos spécificités sont d'avoir, depuis de nombreuses années, développé la modélisation tridimensionnelle des phénomènes solaires. Nous nous attachons aussi fortement à développer des modèles en lien avec les observations. Nous avons récemment mis au point un des rares modèles numérique "data-driven" de l'activité solaire, incorporant directement dans nos simulations numériques des données d'observations comme conditions initiales et conditions aux limites. Ces méthodes permettent d'étudier au plus prêt les phénomènes solaires, dans toute leur complexité.

Les outils observationnels

Nous avons le privilège de pouvoir observer le Soleil dans une multitude de domaines spectraux. La lumière visible, diagnostic le plus ancien, continue à dévoiler les secrets des éruptions. Ainsi des observations avec le télescope THEMIS ont mis en évidence la polarisation du rayonnement de la chromosphère, sous l'effet du bombardement par des électrons et protons de haute énergie accélérés lors des éruptions. Les diagnostics se sont enrichis : les rayonnements radio, X et gamma donnent des informations directes sur les électrons et protons accélérés, leur propagation dans la couronne et éventuellement vers l'espace interplanétaire.

Le LESIA joue un rôle actif dans l'exploration des éruptions en rayons X durs et gamma, en association avec la sonde RHESSI de la NASA et des observations micro-ondes avec le Solar Submillimeter Wave Telescope (SST) brésilien en Argentine. La combinaison du Radiohéliographe de Nançay avec les coronographes à bord de SoHO et STEREO apporte des vues inédites sur les éjections de masse et les ondes de choc.

En coopération avec la station de radioastronomie de Nançay, nous sommes responsables d'instruments uniques au monde pour l'observation radio du Soleil : le Radiohéliographe de Nançay est le seul instrument au monde dédié à l'imagerie du Soleil en ondes radio décimétriques et métriques (5 à 10 fréquences sélectionnées dans la gamme 150-450 MHz), qui nous montrent la couronne entre un dixième et la moitié du rayon solaire au-dessus de la photosphère. Le Spectrographe décamétrique fournit les spectres les plus sensibles en ondes décamétriques (fréquences 20-70 MHz), dans la haute couronne : des régions clefs pour la propagation de particules vers l'espace interplanétaire et la génération des ondes de choc. Ces deux instruments sont maintenant complétés par le Spectrographe ORFEES dans la gamme 130-1000 MHz. Avec ces instruments, la station de Nançay dispose d'un jeu complet de diagnostics qui n'a pas d'égal au monde. C'est un atout considérable pour le retour scientifique des missions spatiales. Des observations solaires avec LOFAR pourraient étendre l'imagerie vers les ondes métriques longues, à des altitudes plus élevées que celles observées par le Radiohéliographe.

Le LESIA a la responsabilité scientifique des observations des moniteurs à neutrons des Iles Kerguelen et de Terre Adélie, opérés par l'Institut Polaire Paul-Emile Victor (IPEV). Ce sont des détecteurs de protons et ions relativistes au sol qui nous renseignent entre autres sur les particules de plus haute énergie que le Soleil puisse accélérer. Nous jouons d'autre part un rôle actif dans la maintenance et le développement de la base de moniteurs à neutrons NMDB à l'Université de Kiel, développée dans le cadre d'un projet Européen FP7 et qui s'est récemment enrichie d'instruments américains et africains.

Le LESIA compte continuer à jouer un rôle important dans cette recherche par l'exploitation des instruments actuels et par le développement de nouveaux outils :

la participation au spectro-imageur en rayons X STIX de la mission Solar Orbiter de l'ESA et à l'exploitation du spectrographe radio RPW de la sonde, notamment en synergie avec les instruments radio au sol de la station de Nançay,

un rôle actif dans la coordination des observations du Soleil et des bases de données : nous avons participé dans plusieurs projets Européens (8 projets européens FP6 & FP7 : SOLAIRE, EGGSO, SOTERIA, eHEROES, NMDB, SEPServer, HESPE, HELIO) et continuons à le faire dans des projets en cours dans le programme H2020 :
- Le projet FLARECAST vise la construction d'un système automatique de prévisions des éruptions solaires à l'heure du "big data" : méthodes d'exploration de données et d'informatique décisionnelle .
- Le projet HESPERIA vise l'élaboration d'outils de prévision en temps réel des particules énergétiques.

Chercheurs impliqués dans cette thématique au LESIA

Guillaume Aulanier
Pascal Démoulin
Karl-Ludwig Klein
Sophie Masson
Kostas Moraitis (Post-Doc)
Etienne Pariat
Brigitte Schmieder (Emérite)
Nicole Vilmer

Reconnexion magnétique, accélération et transport des particules

Etienne Pariat, Filippo Pantellini, Karl-Ludwig Klein — 2008-09-29T20:36:17Z

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.

Sommaire

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La magnétohydrodynamique (MHD) : un cadre théorique pour comprendre la reconnexion

Le Soleil, l'atmosphère solaire et le milieu interplanétaire sont des plasmas avec une conductivité électrique quasi infinie. La magnétohydrodynamique (MHD), théorie qui décrit le comportement d'un fluide conducteur, prévoit que la topologie du champ magnétique dans un tel plasma ne peut changer au cours du temps. Mieux encore, la MHD prévoit alors que le champ magnétique est gelé dans le plasma. En substance, les mouvements du plasma peuvent déformer les lignes de champ magnétique, mais ils ne peuvent pas les briser. C'est la limite appelée MHD idéale.

Exemple de mouvement idéal dans l'atmosphère du Soleil pouvant conduire à une reconnexion

Dans la Figure 1 sont montrées deux lignes de champ magnétique sortant de l'intérieur du Soleil et s'étalant dans la couronne. Toute ligne de champ magnétique devant obligatoirement se refermer sur elle-même, les deux lignes doivent nécessairement replonger dans le Soleil pour fermer leur boucle respective. La couronne étant un milieu très dynamique, il est permis d'imaginer que le plasma au voisinage de nos deux boucles magnétiques est en mouvement suivant les flèches rouges de la Figure 1. La couronne étant un conducteur formidablement efficace, nous pouvons supposer que la MHD idéale s'applique, et que les lignes de champ magnétique sont gelées dans le plasma. Sans être obligés d'en passer par des calculs compliqués, nous savons donc que les lignes de champ magnétique doivent suivre les mouvements du plasma.


Fig. 1 : Gel du champ: En MHD idéale, le champ magnétique est gelé dans le plasmas. Ainsi, tout mouvement dans le plasma est accompagnée d'une déformation des lignes de champ magnétique.

La reconnexion : une violation de la MHD idéale ?

Les mouvements du plasma conduisent parfois à ce que dans certaines régions, la conductivité du plasma soit insuffisante pour supporter la circulation du courant associé à la structure du champ magnétique comme le veut la loi d'Ampère. Lorsque cela arrive, une reconfiguration locale de la topologie du champ magnétique (ou reconnexion) est possible, voire inévitable. Ainsi, continuant le mouvement de pincement illustré dans la Figure 1, une nappe de courant d'intensité croissante (en bleu dans la Figure 2) se forme à l'endroit où des lignes de champ magnétique d'orientation opposée se trouvent concentrées. Lorsque l'intensité de ces courants dépasse un seuil critique, une reconfiguration topologique du champ magnétique se produit (image de droite dans la Figure 2 ).


Fig. 2 : Reconnexion magnétique: Lorsque les mouvements du plasma (flêches rouges) rapprochent des lignes de champ magnétique d'orientation très différente il se forme une zone de courant intense (en bleu dans l'image). Lorsque l'intensité du courant dépasse un seuil critique il y a reconnexion. La topologie du champ magnétique change alors vers une configuration sans zones de courant intense

Lors de la phase de compression (Figure 1), de l'énergie est stockée dans le champ magnétique un peu comme lorsqu'on courbe un arc pour lancer des flèches. Au moment de la reconnexion (Figure 2), une partie de l'énergie accumulée dans le champ magnétique est subitement libérée sous forme de chaleur (par la dissipation des courants et des chocs). Une partie de l'énergie est également rendue sous la forme d'énergie cinétique à grande échelle, le plasma prisonnier du champ magnétique étant contraint de suivre le mouvement de reconfiguration des lignes de champ magnétique. Dans l'image de droite de la Figure 2, après reconnexion, une boucle de champ magnétique non connectée à l'intérieur du Soleil est formée. La boucle, libérée de son ancrage dans le Soleil est alors libre de s'envoler dans le milieu interplanétaire à des vitesses typiques de l'ordre de quelques milliers de km/s. La reconnexion est, de ce fait, souvent invoquée comme mécanisme déclencheur des très spectaculaires éruptions et éjections coronales de masse.

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Animation 1 : Éruption solaire: Éruption solaire observée par l'instrument EUVI sur la sonde STEREO.

La reconnexion et le nombre de Reynolds magnétique

En générale, la structure spatiale du champ magnétique dans un plasma est favorable à la reconnexion lorsque le champ change d'orientation sur une très courte distance. Ce changement d'orientation du champ magnétique implique, selon la loi d'Ampère, la présence d'une fine nappe de courant, comme dans l'exemple de la Figure 2. Selon les équations de la MHD, le paramètre critique qui précise si la nappe est susceptible de faire de la reconnexion est le nombre de Reynolds magnétique

R_m= μ₀ σ v L

où μ₀ est la perméabilité magnétique, σ la conductivité du plasma, v la vitesse caractéristique du plasma au voisinage de la nappe de courant, et L l'épaisseur de la nappe.

Aussi longtemps que le nombre de Reynolds est très grand devant 1, on se trouve dans le cadre de la MHD idéale, et la reconnexion est en principe impossible. A titre d'exemple, la taille caractéristique d'une boucle magnétique dans la couronne solaire est de l'ordre de 10000 km. En considérant des vitesses caractéristiques de 1 km/s et en prenant la conductivité électrique d'un plasma à 1 million de Kelvin on obtient un nombre de Reynolds énorme, de l'ordre de R_m=10¹⁰. Ainsi, selon la MHD, il faudrait pincer la boucle jusqu'à une épaisseur L de l'ordre du mm (10 000 km/10¹⁰) pour atteindre un nombre de Reynolds de l'ordre de 1 et déclencher ainsi la reconnexion. En réalité, dans le cas d'un plasma si peu dense que celui de la couronne solaire la MHD, qui est une théorie fluide basée sur l'hypothèse que les collisions entre les charges qui constituent le plasma sont fréquentes, perd sa validité bien avant que le nombre de Reynolds soit de l'ordre de l'unité (voir ci-dessous).

La reconnexion dans la couronne solaire

Il est donc nécessaire de distinguer deux régimes différents dans la problème de la reconnexion. D'une part le régime des structures à grande échelle, celles que nous voyons par exemple dans la couronne en imagerie en lumière visible, rayons X (p.ex. Figure 7) ou EUV. Ces grandes structures, caractérisées par des mouvements à très grand nombre de Reynolds, évoluent selon la MHD idéale qui interdit la reconnexion. L'autre régime est celui des nappes de courant minces qui peuvent se former lorsque les mouvements à grande échelle sont favorables comme dans le cas d'école des Figures 1 et 2. Ces nappes que l'on suppose mesurer quelques dizaines de mètres d'épaisseur seulement au moment de la reconnexion, et qui échappent donc à une description MHD, ne sont pas résolus par nos instruments d'observation.

La MHD permet alors de comprendre l'évolution des grandes structures et de poser les contraintes sur la formations des nappes de courant où la reconnexion peut avoir lieu. C'est ainsi que la modélisation du champ magnétique dans la couronne, s'appuyant sur les mesures dans la photosphère sous-jacente, met en évidence la structure globale autour des régions de reconnexion, montrant des situations plus complexes que le schéma de la Figure 2.


Fig. 3 : Reconnexion "glissante" dans la couronne: Formation de nappes de courant dans une structure magnétique tridimensionnelle : lignes de champ calculées (figures de gauche) et comparaison avec une région active observée en rayons X (satellite Hinode ; d'après Aulanier et al. 2007 Science 318, 1588).

Les chercheurs du LESIA ont montré, par des simulations numériques, que la reconnexion avait lieu dans de minces couches dans la couronne qui ne sont pas forcément des régions simples où des champs magnétiques sont antiparallèle, comme dans le schéma de principe des Figures 1 et 2. Quand on étudie la connexion magnétique avec la photosphère, on s'aperçoit que ces régions se situent à l'interface entre boucles magnétiques qui sont ancrées dans des régions différentes de la photosphère : par exemple les boucles dont les lignes de champ sont tracées en rouge et en vert dans la figure ci-dessus. Ce ne sont pas de structures statiques. Le modèle permet en effet d'interpréter la propagation rapide d'embrillancements le long des filets d'éruption, observées en rayons X durs, dans la raie H alpha et en EUV. Les premières observations avec le satellite japonais HINODE du glissement croisé de boucles, vues en rayons X, ont directement confirmé l'existence de ce nouveau mode de reconnexion.

Les contraintes observationnelles : la MHD ne suffit pas !

Si les observations de la couronne montrent des structures et évolutions qui peuvent être interprétées par la reconnexion, il est bien clair que les processus détaillés dans les nappes de courant ne sont pas accessibles à la MHD. La raison principale de l'insuffisance de la MHD est que le plasma de la couronne (et encore davantage le plasma du vent solaire) est un plasma extrêmement dilué au sein duquel les collisions entre particules sont très rares, les particules pouvant parcourir des millions de km entre deux collisions successives. Dans ces conditions une théorie fluide, telle la MHD, n'est en principe pas valable, car fondée sur l'hypothèse que la distance entre collisions successives est plus petite que l'échelle résistive, c'est à dire plus petite que l'échelle spatiale correspondant au nombre de Reynolds R_m=1, que nous avons vu être de l'ordre du mm dans la couronne. En réalité, la MHD fournit souvent une bonne description du comportement d'un plasma non collisionnel lorsqu'on se limite aux grandes échelles, la limite entre grande et petite échelle étant fixée par des longueurs caractéristiques du plasma qui n'apparaissent pas dans les équations de la MHD tels le rayon de giration des ions ou l'épaisseur de peau des ions.

Ainsi, dans la couronne solaire, ces deux longueurs sont de l'ordre de quelques dizaines de mètres pour les protons et environ 43 fois plus courtes pour les électrons [1]. Elles atteignent les quelques dizaines de kilomètres dans le vent solaire au niveau de l'orbite terrestre. La MHD perdant sa validité en dessous de ces échelles, il est vraisemblable que la reconnexion magnétique se produise à ces échelles et non pas à l'échelle correspondant à R_m=1.

Récemment, des mesures dans la magnétosphère terrestre réalisées avec CLUSTER ont mis en évidence de façon non ambiguë que l'étendue de la zone de reconnexion magnétique est de l'ordre de l'épaisseur de peau des ions. Des champs électriques de reconnexion très intenses à l'échelle de l'épaisseur de peau des électrons séparant les lignes de champ ouvertes et fermées ont également été observés par CLUSTER. C'est donc à cette échelle que l'énergie magnétique est convertie en énergie cinétique des électrons lesquels se trouvent propulsés à des énergies tout à fait considérables de quelques centaines de eV.

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[1] Pour 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