ONDES NON LINÉAIRES DANS LE VENT SOLAIRE

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Submitted on 1 Jan 1973

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ONDES NON LINÉAIRES DANS LE VENT SOLAIRE

P. Kellogg

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P. Kellogg. ONDES NON LINÉAIRES DANS LE VENT SOLAIRE. Journal de Physique Colloques, 1973, 34 (C2), pp.C2-69-C2-76. �10.1051/jphyscol:1973214�. �jpa-00215261�

JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque (22, supplément au no 11-12, Tome 34, Novembre-Décembre 1973, page C2-69

ONDES NON LINÉAIRES DANS LE VENT SOLAIRE

P. J. KELLOGG (*)

Observatoire de Meudon et Ecole Polytechnique, France

Résumé. - On présente un compte rendu de notre connaissance du vent solaire, suivi de résul- tats récents obtenus avec le satellite IMP-6. Ces résultats comprennent, a) des observations d'ondes de plasma associées au choc autour de la terre, b) des observations d'ondes de plasma (au voisinage de la fréquence du plasma), parfois associées aux discontinuités du champ magnétique.

Abstract. - A brief review of Our present understanding of the solar wind is given, followed by some recent results obtained with instruments on board the satellite IMP-6. These results include, a) observations of plasma waves associated with the earth's bow shock, b) observations of plasma waves (near the plasma frequency) which are sometimes associated with magnetic field discon- tinuities.

Sous ce titre, nous discuterons deux sujets : l'onde de choc de la terre d'une part, puis, brièvement les ondes électrostatiques associées aux discontinuités du champ magnétique dans le vent solaire. Plutôt que de faire une présentation exhaustive, nous avons choisi de nous placer dans le cadre des résultats d'une expérience montée par l'université de Minne- sota sur le satellite IMP-6 (Explorer 43). Le but de cette expérience était de détecter les ondes de plasma dans la gamme de fréquences 23 Hz-200 kHz.

Quand en 1958, le satellite Explorer X [Il pénétra dans le vent solaire pour la première fois, il avait à son bord les équipements nécessaires pour mesurer le champ magnétique, la densité et la vitesse du plasma.

Une fois résolues certaines difficultés d'interpré- tation des données, dues au fait qu'il n'était pas tout à fait certain que le satellite était réellement dans le milieu interplanétaire, on a pu constater que le plasma interplanétaire n'était pas au repos mais s'écoulait du soleil avec une vitesse de l'ordre de 400 km/s.

Cet écoulement forme ce qu'on appelle le vent solaire. Ce résultat n'était pas inattendu. Le physicien allemand Biermann [2] avait déjà, à cette époque, tenté d'expliquer la forme des queues de comètes en postulant l'existence d'un vent solaire. E. N. Par- ker [3] en donna une théorie permettant de compren- dre l'essentiel du phénomène.

Le point de départ est constitué par le résultat de certaines observations montrant que la tempé- rature de la basse couronne s'élève jusqu'à deux cents fois la température de la surface du soleil, c'est-à-dire environ un million de degrés.

Le mécanisme du chauffage par lequel cette tem- pérature élevée est maintenue n'est pas encore compris dans son détail ; il semble qu'il s'agisse de la dissi- pation d'ondes émises par la turbulence de la chro- mosphère solaire.

(*) Adresse permanente : School of Physics and Astronomy, University of Minnesota Minneapolis, Minn. USA.

Le champ gravitationnel du soleil n'étant pas suffisamment fort pour contenir le gaz coronal chaud, celui-ci a tendance à « s'évaporer » dans l'espace interplanétaire. Cet écoulement est accéléré du fait que le champ gravitationnel forme une espèce de tuyère de Laval.

Il est bien connu, en effet que le gradient de pres- sion s'oppose et est toujours supérieur dans un écou- lement subsonique, aux forces extérieures dont l'action est à l'origine de l'écoulement, tandis que dans un écoulement supersonique, le gradient de pression s'ajoute aux forces extérieures.

Dans une tuyère de Laval, dans la partie conver- gente, la réaction des parois sur le gaz est dirigée vers l'arrière. Le gradient de pression s'oppose à cette force et le gaz est accéléré. Au col de la tuyère la vitesse de l'écoulement est égale à la vitesse du son.

Au-delà la tuyère s'élargit, la force exercée par les parois s'ajoute aux forces de pression et le gaz continue à s'accélérer.

Dans le cas du vent solaire, c'est le champ gravi- tationnel du soleil qui joue le rôle des parois conver- gentes tandis que l'expansion « sphérique » (aire = R') remplace la partie divergente de la tuyère. Le résultat en est que le gaz est accéléré jusqu'à la vitesse du son sur des distances de l'ordre de 20 à 30 rayons solaires.

11 continue de s'accélérer jusqu'à une certaine dis- tance du soleil puis sa vitesse atteint une valeur constante qu'il conserve jusqu'à l'orbite de la terre.

Tel était l'état de nos connaissances au début de l'exploration de l'espace interplanétaire ; les expé- riences des dix dernières années n'y ont apporté que des modifications mineures.

Nous ne comprenons toujours pas les détails du processus de chauffage de la couronne, mais nous savons qu'elle est chauffée. Nous avons une bonne compréhension de l'origine du vent solaire. Toutefois l'énigme suivante n'est toujours pas résolue : Parker a étudié l'expansion du vent solaire en utilisant les mêmes équations que celles utilisées pour décrire l'écoulement dans une tuyère, c'est-à-dire, les équa-

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphyscol:1973214

tions décrivant I'évolution d'un gaz où les collisions sont importantes, ce qui simplifie beaucoup le pro- blème.

Or, dans le vent solaire, les collisions, au sens habituel du terme ont un rôle négligeable. Ce qui fait que nous ne comprenons pas pourquoi la théorie donne d'aussi bons résultats.

La solution de ce paradoxe réside certainement dans l'observation suivante :

Quand un plasma se trouve dans un état trop éloigné de l'état d'équilibre vers lequel il tendrait naturellement sous l'influence des collisions, il y a souvent une instabilité qui se nourrit de ce « désé- quilibre » et qui ramène le plasma vers un état de

« quasi-équilibre ». 11 reste alors à identifier les insta- bilités qui interviennent dans le cas du vent solaire.

Ainsi que cela a été déjà dit, le satellite Explorer X avait à son bord, entre autres équipements, de quoi mesurer le champ magnétique dans le milieu inter- planétaire. Des résultats obtenus lors de cette mission et de celles qui l'ont suivie, il découle que le champ magnétique moyen est de I'ordre de 5 y (c'est-à-dire 5 x gauss).

Or, s'il existe dans un plasma toutes sortes d'ondes, celles dont la longueur d'onde est de I'ordre des dimensions de la terre ont une vitesse qui est la vitesse d' Alfven

VA = - B

JG

où B est le champ magnétique et p la densité du plasma en g par cm3. En moyenne B = 5 y, la densité numé- rique est de 5 particules par cm3 et vA = 50 km/s.

Par conséquent, la vitesse de ces ondes de grande longueur d'ondes est petite devant la vitesse d'écou- lement du vent solaire. Ainsi, ces ondes qui devraient véhiculer vers l'amont l'information concernant I'ob- stacle que constitue la terre ne peuvent remonter le vent solaire.

La terre s'enfonce donc dans le plasma interpla- nétaire avec une vitesse « supersonique » et une onde de choc doit se former autour de la terre.

Cette onde de choc avait aussi été prévue bien avant son observation - in situ - par deux sovié- tiques Zhigulev et Romishevskii [4]. Toutefois, notre connaissance du champ magnétique était bien trop incertaine pour que la prédiction de ces deux auteurs ne soit considérée autrement que comme une conjecture.

Les résultats d'Explorer X ayant précisé notre connaissance du champ magnétique, il est apparu clairement que cette onde de choc devait exister.

Le présent auteur [5], ainsi que W. 1. Axford [6]

ont calculé grossièrement ses principales caracté- ristiques. L'onde de choc fut alors découverte à l'endroit prévu par le premier satellite qui pénétra dans la région correspondante, c'est-à-dire IMP-1 [IO].

Une onde de choc dans un gaz dominé par les

collisions a une épaisseur de I'ordre du libre parcours moyen. Dans le vent solaire, ce libre parcours moyen est de l'ordre de IO4 rayons terrestres et une structure ayant ces dimensions ne saurait constituer un choc.

La structure du choc présente, alors, un très grand intérêt du point de vue théorique. Du point de vue pratique son intérêt n'est pas moindre car les ondes de choc jouent probablement un rôle dans les sources radio-astronomiques et surtout parce que l'on a l'espoir de les utiliser un jour pour chauffer un plasma jusqu'à une température thermonucléaire et fournir

à l'humanité une source nouvelle d'énergie.

Ainsi que nous l'avons déjà mentionné, lorsque les collisions sont peu importantes, le plasma les remplace en développant certaines instabilités qui ont pour effet de créer des champs électriques et magnétiques aléatoires qui diffusent les particules et tendent ainsi à ramener le plasma vers un état quasi maxwellien.

C'est dans le but d'étudier ces instabilités que notre groupe à l'université de Minnesota a monté l'expérience déjà mentionnée sur le satellite IMP-6.

Décrivons brièvement cette expérience : le satellite IMP-6 porte sept antennes, dont trois dipôles électri- ques, trois boucles magnétiques. La septième antenne, un dipôle électrique court, ne nous concerne pas ici.

La longueur des antennes X est de 51 m bout à bout, celle des antennes Y, 90 m et celle des antennes Z, le long de l'axe rotation, 7,5 m.

Pour mesurer les potentiels induits sur ces antennes nous avons construit six récepteurs, à peu près iden- tiques, accordés ensemble, et balayant 64 fréquences pas à pas. Ces 64 fréquences sont distribuées loga- rithmiquement entre les limites 23 Hz et 200 kHz, c'est-à-dire avec une différence constante entre deux fréquences voisines de 15 %. La largeur de bande étant aussi à peu près 15 %, la gamme de fréquence choisie était entièrement couverte.

Sur la figure 1, nous présentons les résultats obtenus lors d'une traversée de l'onde de choc par le satel- lite IMP-6.

Pour présenter les résultats sous une forme faci- litant leur lecture, les données correspondant à 5 canaux sont portées sur le même graphique, les fréquences correspondantes apparaissant à la gauche de chaque courbe. En bas figure le temps, en T. U., et en haut la distance à partir du centre de la terre en kilomètres. Dans le coin inférieur gauche, sont indiqués des intervalles de 20 dB au-dessus d'un niveau de référence (environ 10 pV par canal). La traversée de I'onde de choc s'est effectuée dans une région située vers le soleil, à 10 h temps local et à une latitude magnétique de l'ordre de 45O.

Ce ne sont pas les premiers résultats qui soient publiés sur les instabilités de l'onde de choc de la terre. La composante magnétique est étudiée depuis plusieurs années, entre autres par le groupe de Heppner [7]. Les premiers résultats sur la partie électrique furent obtenus par Scarf et Fredericks [8].

Toutefois, nos résultats représentent une deuxième

ONDES NON LINÉAIRES DANS LE VENT SOLAIRE

RANGE (Km)

FREQ. ^{113561 116562 119480 122321 125086 127780}

200 K -

122 K

FIG. 1. - Une traversée du choc (22.00 T. U.) à 10.00 h, temps local, latitude magnétique 45", champ électr~que.

RCVR ^{2.5 K -}

ER

1.3 K - 712 C

génération de résultats, plus complets en fréquence et avec une meilleure résolution temporelle.

Les chocs de cette région sont typiques et présentent toujours trois caractéristiques :

Tout d'abord, dans le plasma en amont, c'est-à-dire vers le soleil, on observe toujours du bruit électro- statique à des fréquences voisines de 20 kHz. Ici le choc est traversé à 22.00 GMT et cette bande de bruit est visible après 22.00 sur les canaux voisins de 20 kHz. La fréquence de plasma du vent solaire étant approximativement de l'ordre de 20 kHz, ce bruit est probablement dû à une instabilité à deux flots, le premier étant le vent solaire lui-même tandis que le deuxième est formé de quelques électrons chauffés et réfléchis par le choc et qui repartent vers le soleil.

La figure 2 montre le spectre de ce bruit. C'est le pic près de 20 kHz qui est à noter. Le bruit qui monte vers les basses fréquences est un mélange des bruits réels et d'interférences des cellules solaires du satellite.

Cette interprétation en terme d'instabilité à deux flots a déjà été donnée par plusieurs physiciens. A leurs observations, nous ajouterons l'observation que le champ électrique dans cette instabilité est toujours

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AVERAGE SIGNAL vs FREQUENCY

'O0

O

t

FREQUENCY (Hz)

RG. 2. - Spectre du précurseur d'un choc typique.

C2-72 P. J. KELLOGG proche d'une direction privilégiée, elle-même proche

de celle du champ magnétique. Sur la figure 3, nous montrons le rapport entre les intensités des signaux

t

A N G L E - X ANTENNA TO SUN

Fm. 3. - Distribution en d m u t h du champ électrique du choc de la figure 1.

sur deux antennes en fonction de l'angle entre l'une d'elles, l'antenne X et la direction du soleil. Nous voyons que la composante du champ pointant à 1000 vers l'est du soleil est beaucoup plus grande que la composante perpendiculaire.

Ce premier bruit caractéristique forme ce que nous appellerons le « précurseur ».

La deuxième émission caractéristique forme la bosse visible entre 21 .55 et 22.00 T. U. aux fréquences plus basses que celles du précurseur.

Cette bosse représente évidemment l'instabilité que nous cherchons pour remplacer les collisions. Bien que le champ électrique soit prédominant, les ondes créées par cette instabilité possèdent aussi une compo- sante magnétique, que I'on peut voir sur la figure 4 à très basse fréquence.

La troisième émission caractéristique est un bruit, occupant le même domaine de fréquence que le bruit observé dans le choc, et que l'on observe dans la région qui s'étend en aval du choc jusqu'à la fron- tière de la magnétopause c'est-à-dire sur quelques dizaines de milliers de kilomètres.

On se trouve en présence, évidemment, d'un plasma turbulent et I'on a tendance à dire que les ondes observées sont des restes des instabilités du front.

Mais cette interprétation présente une difficulté. En effet, s'il ne s'agissait que des restes d'une instabilité

RANGE (Km)

113561 116562 119480 122321 125086 127780

FREQ. , ,

200 K -

122 K

R C V R ^{2.5 K -}

1.5 K

BR 1.3 K -

UNIVERSAL TIME

FIG. 4. - Champ magnétique du choc de la figure 1,

ONDES NON LINÉAIRES DANS LE VENT SOLAIRE C2-73

on s'attendrait à observer un niveau relativement constant, décroissant peu à peu au fur et à mesure que l'on s'éloigne du front. Or, le niveau de bruit est très irrégulier, ce qui semble plutôt caractéristique d'une instabilité active. Nous avons là un problème qui mérite d'être plus étudié.

Le spectre de ce bruit n'est pas toujours le même, mais présente des formes qui changent entre un passage et l'autre. La figure 5 montre sa forme pour le choc déjà présenté, et la figure 6 présente un spectre avec un pic bien défini dans le voisinage de 1 kHz.

AVERAGE SIGNAL vs FREQUENCY

I6O

O

t

0 1 I I I 1 1 I I

I

200,000 20,000 2 0 0 0 2 0 0 2 0 FREQUENCY (Hz

FIG. 5. - Spectre du bruit aval, en champ Bectrique, du choc de la figure 1.

AVERAGE SIGNAL vs FREQUENCY

100 I I I I I 1 I I

1

23 MAY, 1971

1

FREQUENCY ( H z )

FIG. 6. - Spectre du bruii aval, d'un autre choc.

Passons maintenant au deuxième sujet, c'est-à-dire les discontinuités du champ magnétique dans le vent

solaire. Selon la théorie acceptée à l'heure actuelle, ce champ magnétique est celui du soleil, entraîné par le vent solaire, dont l'énergie cinétique par unité de volume est bien supérieure à l'énergie magnétique.

Considérons deux éléments de fluide, situé l'un au-dessus de l'autre dans l'atmosphère solaire. L'élé- ment supérieur sera émis le premier par le soleil.

L'élément inférieur émis plus tard est entraîné vers l'ouest par la rotation du soleil.

Si ces deux éléments sont reliés initialement par une ligne de force verticale du champ magnétique, cette ligne de force se retrouve dans le vent solaire étirée de manière à ce que son extrémité inférieure soit à l'ouest de son extrémité supérieure. Il est alors facile de montrer que l'angle J/ qu'elle fait avec un rayon est donné par la formule

cot

*

où v est la vitesse du vent solaire, o est la vitesse angulaire de rotation du soleil et r la distance au soleil.

Cette relation reste une très bonne approximation même si la ligne de force n'est pas initialement verti- cale, sauf dans le cas extrême où la ligne de force est initialement horizontale.

Les observations de N. F. Ness et de son groupe ont confirmé cette relation pour l'angle du champ magnétique avec la direction terre-soleil, mais uni- quement sur les quantités moyennées sur quelques heures d'observation.

En effet, lorsque la résolution temporelle est aug- mentée, la direction du champ magnétique apparaît pointant souvent dans des directions très différentes.

Pour ce qui nous concerne ici, ces changements des directions sont souvent très brutaux, la direction du champ magnétique pouvant changer de quelques dizaines de degrés en quelques secondes, sans que des changements perceptibles aient pu être observés avant ou après cette période.

Ces changements de direction sont souvent accom- pagnés de changements dans l'amplitude du champ magnétique, ou de changement de densité vitesse, température du plasma.

On essaye d'interpréter ces discontinuités du champ magnétique soit comme deux masses de plasma en contact, chacune avec son propre champ magnétique, mais ne se mélangeant pas, ce qui exige que les champs soient parallèles à la surface de discontinuité (discon- tinuité tangentielle) ; soit comme une onde d'Alfven d'amplitude finie (discontinuité rotationnelle ou choc).

Dans le deuxième cas (discontinuité rotationnelle) l'amplitude du champ magnétique ne change pas à travers la surface de discontinuité, ce qui peut aussi arriver, dans certains cas, pour une discontinuité tangentielle.

II est difficile de classer toutes ces discontinuités, parce que l'on manque, dans un laboratoire parti- culier, de toutes les données nécessaires pour le faire.

6

C2-74 P. J. KELLOGG Les discontinuités bien reconnues sont plutôt les dis-

continuités tangentielles.

Ce que notre expérience a pu ajouter à la connais- sance de ces phénomènes est la chose suivante :

Nous avons trouvé que ces discontinuités sont souvent liées a des ondes de haute fréquence dont la fréquence est de l'ordre de la fréquence de plasma.

Cette liaison se présente sous une forme surprenante, les ondes de haute fréquence apparaissant toujours d'un côté de la discontinuité mais pas de l'autre.

On peut imaginer deux explications : soit il s'agit d'une onde de choc laissant un train de bruit dans son sillage, comme c'est le cas, ainsi que nous l'avons vu pour le choc de la terre, soit il s'agit d'une insta- bilité créée par le courant qui s'écoule dans le front d'une discontinuité tangentielle, les ondes ainsi créées ne pouvant se propager dans l'un des deux plasmas,

parce que leur fréquence est inférieure à la fréquence de plasma. Pour élucider ce problème, une étude plus approfondie est requise.

S'il s'agit vraiment d'un sillage d'onde de choc, nous avons alors trouvé un effet qui peut modifier la fonction de distribution des électrons et remplacer les collisions pour ramener celle-ci vers une distri- bution isotrope.

En figures 7, 8, nous montrons deux exemples de ce phénomène.

Nous avons ajouté nos résultats aux mesures du champ magnétique, faites sur le même satellite par N. F. Ness, GSFC et son groupe.

La figure 7 représente deux cas d'accompagnement de discontinuités avec bruit électrique. A noter, les échelles de temps, venant de deux laboratoires, ne s'accordent pas parfaitement.

34 K

RCVR

18 K

CRS

13 K

'* 12 m

10 K

FIG. 7. - Bruit électrique associé h des discontinuités du champ magnétique (T.U. 20.40, 20.50-51, 20.55).

ONDES NON LINÉAIRES DANS LE VENT SOLAIRE C2-75

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C2-76 P. KELLOGG

La figure 7 était sélectionnée pour montrer le phé- De ce fait, il paraît qu'il s'agit de plusieurs phéno- nomène, la figure 8 présente des cas plus communs, mènes, mais pas de simples discontinuités.

c'est-à-dire quelques-unes des discontinuités sont L'auteur tient à remercier le James-Minna-Heineman Stiftung,

accompagnées de bruit électrique, d'autres ne le sont Hannover, pour une bourse qui lui a permis de poursuivre

pas. ce travail.

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