Radial evolution of the solar wind electrons : simulations and preparation of the Solar orbiter and Parker solar probe observations - TEL - Thèses en ligne Accéder directement au contenu
Thèse Année : 2020

Radial evolution of the solar wind electrons : simulations and preparation of the Solar orbiter and Parker solar probe observations

Evolution radiale des électrons du vent solaire : simulations et préparation aux observations des missions Solar orbiter et Parker solar probe

Résumé

Given the average densities in the Solar Wind, the Coulomb mean free paths of both electrons and protons in this medium is of the order of one astronomical unit. Furthermore, and contrary to neutral gases, this mean free path is not constant with the speed of the particles but varies as the square of their energy. The Solar Wind is thus a weakly collisional plasma in which one can expect to observe velocity distribution functions (VDFs) for the particles which are not at thermal/Maxwellian equilibrium. Indeed this is what is observed for the electrons on which we will focus for this PhD Thesis. The electron VDFs actually exhibit three different components: a core, a halo and a strahl. The core electrons are well modeled by a bi-Maxwellian VDF and represent about 95% of the total number density. The non-Maxwellian suprathermal tails consist of two separate parts: the halo, present at all pitch angles, and the strahl, which appears as a beam-like population focused along the ambient magnetic field. What is the origin of these distributions? How do they evolve radially with the Solar Wind expansion? Which precise role do they play in the Solar Wind thermodynamics? These are the main questions to which we want to answer during this project. In addition we expect this PhD thesis to serve as a preparation for the data analysis of the Solar Orbiter and Solar Probe Plus missions which will make measurements in the Solar Wind as close as 60 and 9.5 Solar radii from the Sun respectively.
Le libre parcours moyen coulombien des électrons et protons qui constituent le vent solaire est comparable aux hauteurs d’échelle caractéristiques du milieu : de l’ordre de la distance Soleil-Terre. De plus ce libre parcours moyen n’est pas, contrairement au cas d’un gaz neutre, constant avec la vitesse des particules mais varie comme le carré de l’énergie. Le vent solaire est donc un milieu semi-collisionnel ou l’on peut s’attendre à observer des fonctions des vitesses hors équilibre thermodynamique, c’est à dire non-Maxwelliennes, et c’est effectivement ce que l’on observe. Comment et où ces distributions sont-elles crées ? Dans la couronne solaire ou bien au cours de la propagation du vent solaire ? Le but du stage est de commencer à répondre à cette question en partant d’un travail initial sur les « modèles cinétiques dits multi-exobases » (Brandt & Cassinelli, 1966) qu’il faudra modifier afin d’inclure un modèle self-consistant du potentiel électrostatique interplanétaire. Cette thèse s’inscrit dans la préparation des missions Solar Orbiter (ESA) et Solar Probe Plus (NASA) qui seront lancées en 2018-2019 et qui exploreront l’héliosphère interne et la couronne jusqu’à une distance de 9 rayons solaire de la surface de notre étoile.
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Origine : Version validée par le jury (STAR)

Dates et versions

tel-03273683 , version 1 (29-06-2021)

Identifiants

  • HAL Id : tel-03273683 , version 1

Citer

Laura Berčič. Radial evolution of the solar wind electrons : simulations and preparation of the Solar orbiter and Parker solar probe observations. Astrophysics [astro-ph]. Université Paris sciences et lettres; Università degli Studi di Firenze, 2020. English. ⟨NNT : 2020UPSLO003⟩. ⟨tel-03273683⟩
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