Spectre radio

Plusieurs études portant sur le flux radio des types III reportent un maximum

d’émission autours de ∼1 MHz (Weber 1978, Dulk et al. 2001). L’origine de ce maxi-

mum n’est pas établie de manière sûre, et plusieurs interprétations sont encore à l’heure actuelle permises. Selon une étude de (Weber 1978), la décélération des élec- trons énergétiques, couplée aux effets de distance et de directivité, est susceptible

de provoquer une diminution du flux en dessous de ∼ 1 MHz. Selon une autre in-

terprétation, le pic d’émission coïnciderait avec la fusion de sursauts radio issus de

plusieurs faisceaux d’électrons autour de ∼ 10 R_⊙ (voir figure 3 de Dulk et al. 1998

et Poquérusse et al. 1996). A plus haute altitude, la dispersion en vitesse réduirait la densité électronique du faisceau (plus rapidement que la densité locale), ce qui en- traînerait la décroissance du flux radio observé. La mesure du spectre radio soustrait des effets de directivité et de distance laisse apparaître un maximum d’émission aux

alentour de fc ∼ 1 MHz, ce qui correspond à une altitude de rc ∼ 6 R⊙ (voir figure

(4.5)). On peut donc d’ores et déjà écarter toute implication de la directivité dans l’ap- parition de ce pic. En revanche, la couronne et le milieu interplanétaire présentent des caractéristiques différentes qui sont susceptibles de modifier les conditions physiques d’émission des sursauts de type III. Le maximum observé peut donc coïncider avec des variations des processus d’émission. La bonne corrélation entre la fréquence du maximum d’émission et l’altitude du coude où s’effectue le changement de pente de la vitesse des électrons semble conforter cette interprétation.

Décélérations des électrons

Poquérusse et al. (1996) rapportent également une décélération des électrons des types III entre les vitesses de faisceaux mesurées dans le milieu interplanétaire à partir

des données radio d’Ulysse ([∼ 0.01−1 MHz] ≈ [10−200 R_⊙]), et les vitesses mesu-

rées dans la couronne à partir des données radio d’ARTEMIS ([∼ 100−500 MHz] ≈

[0.1−0.5 R_⊙]). Les auteurs mesurent en effet des vitesses de faisceaux de l’ordre de

∼ c/3 dans la couronne, contre ∼ c/10 dans le milieu interplanétaire ; avec une dé-

l’énergie du faisceau décroît d’un facteur ≈ 10 avant ∼ 0.03 AU ≈ 6.5 R_⊙. Ils ne re- marquent par ailleurs aucune corrélation significative entre vitesse initiale et vitesse finale. Ce qui laisse supposer que ce sont les propriétés du milieu, et non la vitesse initiale, qui détermine cette vitesse finale. Ils font également remarquer que cette der- nière propriété est en bon accord avec les prédictions de la SGT.

Les nouvelles mesures de vitesse des électrons confirment les résultats de Poquérusse et al. (1996), et donnent une estimation de la région de décélération qui se situe vers

r .6 R_⊙. On constate par ailleurs que cette région de décélération coïncide à peu près

bien avec la région où la puissance commence à décroître. Ces résultats renforcent l’hypothèse de l’existence d’une variation des processus d’émission engendrée par des modifications des propriétés du milieu dans cette gamme d’altitudes/fréquences. De manière générale, la décélération des électrons semble forcément passer par une augmentation du taux de croissance Γ des ondes de Langmuir. En effet, si l’on appelle

respectivement <F >et<W >les densités d’énergies moyennes du faisceau d’élec-

trons et des ondes de Langmuir lorsque l’état de stabilité marginale est localement atteint, alors par conservation d’énergie on peut écrire (Robinson 1996),

∂<W >

∂t = (Γ−γ) < W >−PNL(< W >) (4.11)

∂< F>

∂t = A−Γ<W > (4.12)

où γ correspond au taux d’amortissement des ondes de Langmuir par les fluctuations

de densité, PNL(<W >)correspond au terme de dissipation regroupant les processus

non linéaires (dont le processus d’émission des ondes électromagnétiques), A corres- pond au terme d’advection qui permet au faisceau de se propager sur des grandes

distances (voir section2.1.2). Par ailleurs, le terme Γ < W > est commun aux équa-

tions (4.11) et (4.12) car l’énergie perdue par les électrons est comparable à l’énergie gagnée par les ondes de Langmuir.

Comme <F>∝ v2_{, la décroissance de v observée implique,}

∂< F>

∂t <0, (4.13)

soit donc,

A <Γ<W >. (4.14)

De plus on doit avoir,

∂<W >

∂t ≈0, (4.15)

d’où

PNL(<W >) ≈ (Γ−γ) <W >. (4.16)

Du point de vue purement énergétique, les échanges d’énergie s’effectuent donc en faveur d’un accroissement des ondes de Langmuir au dépend de l’énergie du faisceau,

4.4. Discussion 87

dans la région r .6 R_⊙où l’inégalité (4.13) est plus importante. Une augmentation du

taux de croissance pourrait donc permettre d’expliquer une augmentation de la puis- sance rayonnée par la source radio (à travers l’accroissement du terme non linéaire PNL(< W >)). Il reste à comprendre pourquoi et comment le taux de croissance des

ondes de Langmuir s’amplifie à basses altitudes. Une partie de la réponse pourrait ré- sider dans l’évolution radiale suivie par les fluctuations de densité dans la couronne ; fluctuations qui, d’après la théorie de croissance stochastique, gouverne la dynamique des ondes de Langmuir. En particulier, les mesures de scintillation réalisées dans la couronne, et qui dépendent des effets de turbulence du plasma, présentent une va- riation avec la distance très similaire, avec un changement de pente aux alentours de

∼ 3−6 R_⊙ (voir, par exemple, figure (2.21) de Schwenn et Marsch 1990.) Un amor-

tissement Landau plus important des ondes de Langmuir dans la couronne pourrait également favoriser un transfert d’énergie des électrons aux ondes de Langmuir. Une étude plus détaillée des modèles de sursauts de type III dans la couronne devrait permettre à l’avenir de trancher.

Chapitre

5

Conclusion générale

Sommaire

5.1 Résumé des résultats obtenus . . . 91