Acceleration and heating of the heavy ions in the fast solar wind : modelling and experimental comparisons
Accélération et chauffage des ions lourds dans le vent solaire rapide : modélisations et comparaisons expérimentales
Résumé
Ion cyclotron resonance is used in models to provide the necessary contribution to the acceleration of the fast solar wind, and sometimes to heat the solar corona. It is often combined with an Alfvén waves turbulence cascade, the ion cyclotron waves being the high-frequency limit at which energy is dissipated in the solar plasma. These models are supported by features of the ion velocity distributions observed both in the upper corona (spectroscopically) and in the solar wind (in situ), like preferential heating as a function of the charge-to-mass ratio (q/m), anisotropies of temperature, or differential speeds.
The main purpose of this thesis is to constrain the power found in the waves and dissipated in the corona, by observing signatures of Alfvén and cyclotron waves in the lower corona (<1.5 solar radii). I studied for that the linewidths of coronal ions having different q/m, using the EUV-spectrometer SUMER (on board SOHO). The two main contributions in these linewidths (thermal and "non-thermal" Doppler effects, the latter potentially due to the presence of Alfvén waves) were separated by analysing the gradient of the widths above the solar limb. While doing so, I pointed out the importance of correcting the line profiles from the contribution of the instrumental stray light.
This study revealed two signatures of preferential heating above a coronal hole : ions having the lowest q/m are the hottest ones at the considered altitudes, and they also experience the largest heating when the altitude increases. Besides, curves of temperature as a function of q/m show a similar trend above a "Quiet Sun" region, which suggests that the cyclotron resonance is occurring at all latitudes.
Using these results, I proposed some guidelines on the modelling of energy exchanges between waves, minor ions, and protons in the corona.
The main purpose of this thesis is to constrain the power found in the waves and dissipated in the corona, by observing signatures of Alfvén and cyclotron waves in the lower corona (<1.5 solar radii). I studied for that the linewidths of coronal ions having different q/m, using the EUV-spectrometer SUMER (on board SOHO). The two main contributions in these linewidths (thermal and "non-thermal" Doppler effects, the latter potentially due to the presence of Alfvén waves) were separated by analysing the gradient of the widths above the solar limb. While doing so, I pointed out the importance of correcting the line profiles from the contribution of the instrumental stray light.
This study revealed two signatures of preferential heating above a coronal hole : ions having the lowest q/m are the hottest ones at the considered altitudes, and they also experience the largest heating when the altitude increases. Besides, curves of temperature as a function of q/m show a similar trend above a "Quiet Sun" region, which suggests that the cyclotron resonance is occurring at all latitudes.
Using these results, I proposed some guidelines on the modelling of energy exchanges between waves, minor ions, and protons in the corona.
La résonance cyclotronique ionique est utilisée dans certains modèles pour fournir la contribution nécessaire à l'accélération du vent solaire "rapide", voire pour chauffer la couronne solaire. Elle est souvent associée, dans ces modèles, à une cascade turbulente d'ondes d'Alfvén, dont les ondes cyclotroniques ioniques constituent la limite haute-fréquence. Ces modèles s'appuient en particulier sur certaines caractéristiques des distributions cinétiques ioniques observées dans la haute couronne (par spectroscopie) et dans le vent solaire (mesures in situ), telles que chauffage préférentiel en fonction du rapport charge-sur-masse (q/m), anisotropies de températures, ou vitesses différentielles.
L'objet principal de cette thèse consiste à mettre en évidence des signatures d'ondes d'Alfvén et d'ondes cyclotroniques dans la basse couronne solaire (<1.5 rayons solaires), dans l'intention de mieux contraindre l'énergie réellement présente sous forme d'ondes, et celle effectivement dissipée dans la couronne.
Pour cela, j'ai utilisé les largeurs des raies coronales appartenant à des ions de différents q/m, observées à l'aide du spectromètre SUMER opérant dans l'extrême-UV, et embarqué à bord du satellite SOHO. J'ai séparé les deux principales contributions à ces largeurs : effets Doppler thermique et "non-thermique" (lequel est potentiellement dû à la présence d'ondes d'Alfvén), en analysant le gradient des largeurs en fonction de l'altitude au dessus du limbe solaire. Lors de ce travail, j'ai montré l'importance de corriger les profils de raies observés de l'effet de la lumière diffusée instrumentale.
J'ai mis en évidence deux signatures de chauffage préférentiel dans un trou coronal : les ions de plus petits q/m sont plus chauds que les autres à une altitude donnée, et ils sont davantage chauffés quand l'altitude augmente. Par ailleurs, les courbes de températures en fonction de q/m présentent une tendance similaire dans un trou coronal et dans une région de "soleil calme", ce qui laisse penser que la résonance cyclotronique ionique se produit à toutes les latitudes.
Ces résultats me permettent de suggérer quelques pistes pour la modélisation des échanges entre ondes, ions minoritaires et protons.
L'objet principal de cette thèse consiste à mettre en évidence des signatures d'ondes d'Alfvén et d'ondes cyclotroniques dans la basse couronne solaire (<1.5 rayons solaires), dans l'intention de mieux contraindre l'énergie réellement présente sous forme d'ondes, et celle effectivement dissipée dans la couronne.
Pour cela, j'ai utilisé les largeurs des raies coronales appartenant à des ions de différents q/m, observées à l'aide du spectromètre SUMER opérant dans l'extrême-UV, et embarqué à bord du satellite SOHO. J'ai séparé les deux principales contributions à ces largeurs : effets Doppler thermique et "non-thermique" (lequel est potentiellement dû à la présence d'ondes d'Alfvén), en analysant le gradient des largeurs en fonction de l'altitude au dessus du limbe solaire. Lors de ce travail, j'ai montré l'importance de corriger les profils de raies observés de l'effet de la lumière diffusée instrumentale.
J'ai mis en évidence deux signatures de chauffage préférentiel dans un trou coronal : les ions de plus petits q/m sont plus chauds que les autres à une altitude donnée, et ils sont davantage chauffés quand l'altitude augmente. Par ailleurs, les courbes de températures en fonction de q/m présentent une tendance similaire dans un trou coronal et dans une région de "soleil calme", ce qui laisse penser que la résonance cyclotronique ionique se produit à toutes les latitudes.
Ces résultats me permettent de suggérer quelques pistes pour la modélisation des échanges entre ondes, ions minoritaires et protons.