Compétition entre les mé anismes d'a élération

Les protons énergétiques (SEPs et GLEs) sont toujours asso iés à une éruption

solaire énergétique, générant une éje tion de masse oronale (CME) et un are très

énergétique ( lasse X ou M 5

). Ces deux manifestations solaires de libération violente

d'énergiedansla ouronnefournissentdespro essus apablesd'a élérerdesparti ules,

jusqu'àdesénergiesrelativistes,quiserontdéte téesausolparlesmoniteursàneutrons

(Se t. 3.1).

La re onnexion magnétique dé len hant le are, induit divers pro essus

a éléra-teurs. Ces pro essus d'a élération et les signatures éle tromagnétiques des parti ules

a élérées sont présentés en détail dans la se tion2.3. D'unpointde vue

observation-nel, 'est l'émission

γ

(Se t. 2.3.2),observée auniveau des régions a tives, quisuggère quedes protonspeuvent êtrea élérés parfoisjusqu'au GeV,lorsde laphaseimpulsive

du are (Chupp 1990). L'allure des spe tres de photons produits lors d'un are est

dire tement liée à l'énergie des parti ules et aux pro essus d'émission mis en jeu. En

omparantlesspe tresde photons observés ave desspe tres de photons modélisés,en

tenant omptedes diérentspro essus d'émission (Forrest etal.1985, Ko harov et al.

1993),ilest possiblede déterminerl'énergieàlaquellelesparti ules ontété a élérées.

La se onde option pour a élérer des parti ules à haute énergie, est une onde de

ho . L'a élération se fait par un pro essus dit de Fermi. Les ondes de ho

obser-vées, résultentgénéralementdes éje tions de masse oronale(Steinolfson1992)etsont

divisées en deux groupes : les ondes de ho oronales, et les ondes de ho

inter-planétaires. Néanmoins, elles ont des propriétés diérentes. D'une part le nombre de

Ma h de es ho s est diérent dans la ouronne et dans la milieu interplanétaire.

D'autre part, le hamp magnétique dans la ouronne est la plupart du temps fermé

et intense, présentant une resistan e à l'expansion de l'éje tion de masse; tandis que

dans le milieu interplanétaire lassique (spirale de Parker) le hamp magnétique est

ouvert, etn'oppose quepeu de résistan e àl'expansion des CMEs. Laprésen e d'onde

de ho lorsd'un événement setraduitpar une émissionradio ara téristiquedes

éle -tronsa élérés par etteondede ho .Onobserve es émissions, appelées dessursauts

de type II, dans la spe tre dynamique radio. Ces sursauts présentent une dérive lente

∼ 0.1 −1 MHz.s−1

,etenfon tiondelafréquen eàlaquelleilsapparaissent, esontdes

sursauts detypesII oronauxouinterplanétaires.De nombreuxmodèlesd'a élération

montrent quel'a élérationparonde de ho de parti ules auxénergies relativistesest

possible (Sandroos &Vainio 2009).

Les événements à parti ules énergétiques solaires les plus fréquents sont les SEPs,

quiontétélargementétudiés.D'aprèslesprolsdesSEPsmesurésà1UA,ondistingue

deuxgroupes:lesévénementsquel'onditimpulsifsetlesévénementsgraduels(Reames

1999). L'allure des prols temporels pour es deux lasses d'événements est présentée

danslagure3.6.Lesévénementsditsimpulsifssontasso iésàuneémissionen X-mou

d'une durée de moins d'

1 hr

, tandis que les événements dits graduels sont asso iés à une émission en X-mou beau oup plus longue(Cane et al.1986).

Selon Reames (1999),lesévénements impulsifs résulteraient d'unea élération par

5

Classi ationdénie àpartirdelavaleurdumaximumduuxenX-mou mesuréen

W.m−2 par

Fig.3.6: Mesure des ux de protons à diérentes énergies par l'instrument ISEE3 (Reames 1999).

Gau he:Proltemporeldel'événementàprotonénergétiquegradueldu5Dé embre1981;Droite:

Proltemporel del'événementàprotonsénergétiqueimpulsifdu14Aout1982.

le are, tandis que les événements graduels seraient a élérés par une onde de ho .

D'après son étude,lesévénementsimpulsifs sonttoujours asso iés àune régiona tive,

lo alisée autour de W

50◦

, permettant aux parti ules a élérées lors du are d'être

dire tement inje tées dans le tube ux de la spirale de Parker onne té à la Terre.

Ce n'est pas le as des régions a tives asso iées aux événements graduels, bien que la

tendan e à l'ouest perdure (Fig.3.10, gau he), les SEPs graduelspeuvent provenir de

l'ensembledu disquesolaire.L'a élérationparl'ondede ho permetalorsd'expliquer

pourquoi on peut déte ter es SEPs dont la région a tive n'est pas bien onne tée.

L'argumentavan é est que l'ondede ho a élère les parti ules sur une large gamme

de longitude, permettant ainsi à es parti ules d'être inje tées dans letube de uxde

laspirale de Parker onne té à laTerre (Fig 3.12).

Danslesannées80, es on lusionss'appuyaient,entre autres,sur desobservations

radiosmontrantquelesSEPs graduelsétaienttoujours asso iés àdes sursauts de type

II, tandis que les SEPs impulsifs ne l'étaient pas (Kahler et al. 1984). Cependant, de

ré entes études ont montré que des ondes de ho sont présentes aussi bien lors d'un

SEP graduel qu'impulsif(Kahler etal. 2001, Yashiro etal. 2004).

Un se ond argument en faveur de l'a élération des SEPs graduels et impulsifs,

respe tivement par l'onde de ho et le are, repose sur l'abondan e d'

3He

par rap-port à

4He

. Des mesures des années 90montrent que lesSEPs impulsifs aux énergies

∼ 1 MeV.nucleon⁻¹

présentent généralement une surabondan e en

3He/4He

de 1000,

ontrairement aux SEPs graduels où l'abondan e d'

3He

est typique du milieu inter-planétaire(Reamesetal.1988).L'

et élémentn'est mesurée dans le milieu interplanétaire.Reames (1999) propose alors

que ette surabondan e est due au fait que l'

3He

est a éléré préférentiellement par

un pro essussto hastiquelorsde l'intera tionrésonnante desparti ules ave lesondes

généréeslorsdelare onnexion.Ce isuggèrequelesSEPsimpulsifssonta éléréeslors

du are.

A l'inverse, les SEPs graduels présentent une abondan e typique du milieu

inter-planétaire, en a ord ave l'idée que les SEPs graduels sont omposés de parti ules

du milieu interplanétaire, a élérées par une onde de ho . Cependant, des mesures

d'abondan e à des énergies

> 15 MeV.nucleon⁻¹

par l'instrument ERNE/SOHO (So-lar Heliospheri Observatory, (Torsti et al.1995)) ontmontré que ette surabondan e

en

3He

n'étaitpas uniquement une ara téristiquedes événementsimpulsifs, maisque lesévénements graduelspossédaient également ette propriété(Torsti etal.2003).Ces

résultatssuggèrentalorsquel'a élérationdes parti ulespar ondesde ho dansSEPs

graduelsn'estprobablementpasl'uniquepro essusmisen jeu(Caneetal.2007).Cette

diéren e d'abondan e dans lesSEPs impulsifset graduelspeut ependant être

expli-quée pardesdiéren es danslagéométriedu ho etlapopulationsour ede parti ules

(Tylka et al.2005) ouen ore par l'e a ité du ho (Cane etal. 2003).

D'après les mesures des états de harge des ions du Fer, il semble que les SEPs

impulsifs soient omposés d'ions de Fer plus ionisés que eux déte tés lors des SEPs

graduels. En eet, il semblerait que les ions de Fer dans les SEPs impulsifs soient

fa ilementionisés20fois.D'aprèsl'équilibrethermodynamique,latempératurerequise

est d'environ

107 K

pour expliquer un état de harge aussi élevé. La ouronne solaire est tropfroide(

T ∼ 1 − 3 × 106 K

),mais lorsd'un are,l'énergielibérée(

> 6 × 1025 J

)

permet de hauer le plasma jusqu'à

10 × 106 K

, omme le montrent les mesures

d'émission dans lesbou les post-éruptives. Cette augmentationde latempérature lors

des ares permettrait don d'atteindre des états de harge élevés, d'où la suggestion

que les SEPs impulsifs sont a élérés lors du are et non par une éje tion de masse

oronale. Pour les SEPs graduels, les mesures stagnent autour des états de harge

ara téristiques du milieu interplanétaire (Cane et al. 1991, Cane et al. 1986). Une

étude de Kartavykh et al. (2008) montre ependant que l'état de harge d'un ion ne

dépend pas uniquement de la température, mais égalementde son énergie.

A partir du rayonnement en onde radio produit par la propagation de fais eau

d'éle trons sub-relativistesdans la ouronne etle milieuinterplanétaire,il est possible

de ontraindre un peu plus les sour es d'a élération des parti ules énergétiques. Les

fréquen es d'émissions sont dire tement liées à la fréquen e plasma lo ale, elle même

dépendantedeladensitéduplasmatelleque:

ωP ∼ 9p(nP)

.Ladensitéduplasmadans leventsolairedé roîtàmesurequel'ons'éloigneduSoleil.Enpremièreapproximation,

la densité dé roît alors en

∼ 1/r2

. Plus les éle trons, émettant en radio, s'éloignent

du Soleil, plus leur fréquen e d'émission diminue. Il apparaît alors un eet de dérive

des émissions radios vers les basses fréquen es en fon tion du temps à environ

10 −

20 MHz.s⁻¹

, etquel'on observe lairement sur lesspe tres dynamiques(Fig. 3.7).Les émissions présentant es ara téristiques sont appelées sursauts de types III. Lorsque

l'on utilise es mesures d'émissions sous formede spe tre dynamique, elles fournissent

des informations sur les pro essus d'émissions mis en jeu, ainsi que sur les stru tures

du hamp magnétique dans lesquelleslesparti ules énergétiques émettent(ex :ouvert

oufermé).

Fig.3.7: Spe tredynamique omposite entre

1500 MHz

et

100 kHz

,pourdeuxévénementsgraduels observés:le24Novembre2000etle4Novembre1997.LessursautsdetypeIIasso iésauxévénements

graduelssontpré édésàplushautesfréquen epardessursautsdetypesIII(Caneetal.2002).

deprotonsénergétiquesmontrentquelesSEPsgraduelssontpréférentiellement

a om-pagnéspar un type II interplanétaire,observéentre

15 MHz

et

100 kHz

(Gopalswamy et al. 2005), pouvant suggèrer une a élération par une onde de ho interplanétaire.

En omparant les ux en X-mou ave les spe tres dynamiques omposites s'étendant

de

1800 MHz

à

100 kHz

, Cane et al. (2002) montrent que les sursauts de type II, ob-servéslorsdes éruptions produisantdes SEPs graduels, sontpré édés par des sursauts

de typeIII ommençant très bas dans la ouronne (

∼ 900 MHz

).La gure3.7 est une illustrationde ette relationtemporelleentre sursautde type II ettype III. Les ondes

de ho s jouent probablement un rle lors de l'a élération des parti ules produisant

l'a élération, omme l'avaitsupposé Kahler (1982).

Les études statistiques her hant à ontraindre les mé anismes d'a élération des

SEPs, qu'ilssoient graduelsou impulsifs s'avèrent être peu on luantes, entre autre à

ause du manque de ohéren e entre les 2 atégories d'événement et les mé anismes

d'a élération asso iées déduits des observations.

Dans le document Les particules énergétiques solaires : études observationnelles et simulations magnétohydrdynamiques (Page 56-60)