Dynamique turbulente de la couronne et du vent solaires
Résumé
The variability of the heliosphere and in particular ``space weather'' are the result of a chain of processes involving the solar corona and wind. Turbulence plays a fundamental role in these phenomena, but it makes them (as well as their stellar analogues) very complex, with a wide range of scales and a large number of physical mechanisms. The corona can thus be heated to more than a million kelvins by the dissipation of small-scale structures that are created by turbulence. Observations allowed us to investigate properties of turbulence and heating events, and the thermal structure of the transition region between the thereby heated corona and the cooler lower layers of the solar atmosphere. I have modeled turbulent heating in the case of magnetically closed (coronal loops) and open (coronal holes) regions. In coronal loops, I have demonstrated the existence of a feedback between heating and cooling processes, and I have obtained signatures of turbulent heating. In coronal holes, we have shown that this heating could accelerate the wind, and we have also obtained spectra of anisotropic MHD and Hall-MHD turbulence. At the interface between both these types of coronal regions, we have determined the proportion of the mass flux in a coronal jet that effectively contributes to the wind. The magnetic field also maintains filaments of cool material in the hot corona, and their eruption can strongly disturb the heliosphere; we have observed one of these eruptions in detail, and we are developing a code to detect these structures automatically, before their eruption.
La variabilité de l'héliosphère et en particulier la «météorologie de l'espace» sont le résultat de toute une chaîne de processus impliquant notamment la couronne et le vent solaires. La turbulence y joue un rôle fondamental, mais rend ces milieux (ainsi que leurs analogues stellaires) très complexes, avec un grand intervalle d'échelles et un grand nombre de mécanismes physiques impliqués. La couronne peut ainsi être chauffée à plus d'un million de kelvins par la dissipation de structures de petite échelle créées par la turbulence. Des observations nous ont permis d'investiguer certaines propriétés de la turbulence et des événements de chauffage, ainsi que la structure thermique de la région de transition entre la couronne ainsi chauffée et les régions inférieures qui sont plus froides. J'ai modélisé le chauffage turbulent dans le cas des régions magnétiquement fermées (les boucles coronales) et ouvertes (les trous coronaux) de la couronne. Dans les boucles coronales, j'ai montré l'existence d'une rétro-action des processus de refroidissement sur le chauffage, et j'ai obtenu des signatures spectroscopiques du chauffage turbulent. Dans les trous coronaux, nous avons montré que ce chauffage permettait d'accélérer le vent, et nous avons également obtenu des spectres de turbulence en MHD-Hall et en MHD anisotrope. À l'interface entre ces deux types de régions coronales, nous avons observé un jet de matière et déterminé quelle proportion de sa masse contribue effectivement au vent. Le champ magnétique maintient aussi en suspension des filaments de matière plus froides que la couronne environnante, et dont les éruptions peuvent provoquer de fortes perturbations du vent; nous avons observé une telle éruption en détail, et nous développons un code permettant de détecter automatiquement ces objets avant leur éruption.
