Les particules du vent solaire analysées en fonction de leur vitesse d'écoulement

Physique spatiale
Le Soleil n’a jamais été photographié d’aussi près que par les deux nouvelles missions solaires, Parker Solar Probe (NASA) lancée en 2018 et Solar Orbiter (ESA) lancée en février 2020, nous permettant d’observer les particules du vent solaire et les régions polaires du Soleil comme jamais auparavant. Combinées aux mesures de missions spatiales précédentes, elles permettent de constater la présence de particules très énergétiques (suprathermiques) proches du Soleil à l'origine de l'accélération du vent solaire et même probablement liées au réchauffement de la couronne.

Mesurées in-situ, les fonctions de distributions des vitesses des différentes espèces de particules du vent solaire sont utilisées pour déterminer leurs propriétés macroscopiques (appelées moments), telles que leurs densités numériques n, leurs vitesses u, leurs températures T... Les populations de faible énergie (noyau de la distribution) du vent solaire sont contrôlées par les collisions même à grande distance et suivent donc une distribution de type Maxwellienne. Les populations de particules suprathermiques (halo), en revanche, ne subissent pratiquement aucune collision (elles sont plus diluées et beaucoup plus chaudes) et suivent donc plutôt une distribution de type Kappa en loi de puissance.

Pour assurer la convergence des moments, l'ajustement d'une distribution Kappa aux observations nécessite un paramètre kappa suffisamment grand. Cependant, l'utilisation d'une nouvelle distribution Kappa régularisée, avec une coupure de type Maxwellienne aux très hautes énergies, assure la convergence des moments de tout ordre et limite les vitesses à des valeurs inférieures à la vitesse de la lumière dans le vide.

Nous avons déterminé des liens, des corrélations directes ou indirectes, entre la vitesse globale du vent solaire et les propriétés physiques des particules de vent solaire à 0,4 et 1 unité astronomique (UA, c'est-à-dire la distance entre le Soleil et la Terre) et nous avons constaté que :

  • L'anti-corrélation observée à 0,4 UA entre la vitesse globale et la densité numérique moyenne des électrons du noyau et du halo reste valable également à 1 UA.
  • Au contraire, seuls les électrons du noyau présentent une nette anti-corrélation de la température avec la vitesse globale, tandis que la température du halo ne varie pas beaucoup en fonction de la vitesse.
  • Les ions, les protons et les particules d'hélium ont une mobilité plus réduite et leurs propriétés présentent des variations différentes en fonction de la vitesse du vent solaire.

 

Ces résultats sont utilisés pour mieux comprendre les mécanismes conduisant à l’accélération différentielle de ces espèces et à l'origine de la modulation des vents lents et rapides. Ces résultats sont également importants pour déterminer l'évolution des fonctions de distribution des particules en fonction de la distance radiale et pour mieux comprendre les mécanismes physiques impliqués dans leurs variations en les incluant dans les modèles.

 

Pour en savoir plus

Number density in m-3 of solar wind core electrons
Number density in m-3 of solar wind core electrons as a function of the bulk velocity at 0,35-0,45 AU. Diamonds corresponds to averaged values and vertical lines to standard error bars (Figure from Pierrard et al., 2020).
Number density in m-3 of halo electrons
Number density in m-3 of halo electrons as a function of the bulk velocity at 0,35-0,45 AU. Diamonds corresponds to averaged values and vertical lines to standard error bars (Figure from Pierrard et al., 2020).