mise à jour : 1 février 2022
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- Structures planétaires

Le rayonnement radio

Emission synchrotron

En plus du rayonnement UV, X et γ, les phénomènes solaires émettent largement en onde radio. La gamme de longueur d'ondes des émission radio solaire s'étend de quelques dizaine de GHz dans la couronne solaire, ce sont les micro-ondes (domaine centimétriques), à quelques kHz (ondes kilométriques) au voisinage de la Terre. Les processus d'émission diffèrent en fonction du milieu et du phénomènes physique qui le crée.

Dans la couronne solaire les électrons énergétiques presque relativistes (100keV à qlqes MeV) émettent un rayonnement synchrotron. Ce rayonnement est généré par la giration des électrons dans un champ magnétique. Chaque électrons émet indépendamment des uns des autres, i.e., le rayonnement est incohérent et couvre une large gamme de fréquence. Etant donné l'intenisté du champ magnétique dans les région actives, qlqe centaine de Gauss, on considère que l'émission synchrotron est le mécanisme responsable des sources radio observés entre une centaine de MHz et qlqes GHz.

La fréquence à laquelle l'électron émet est la fréquence cyclotronique qui n'est autre que la fréquence de giration de l'életrons dans un champ B, i.e., \omega_{c}=\frac{qB}{m} (cf calcul de la trajectoire d'une particules dans un champ B). En utilisant les valeur numérique pour la charge et la masse de l'électron, cette fréquence cyclotronique ne dépend plus que de la valeur du champ magnétique : \nu_{ce}=2.8\frac{B}{10^{-4}T}~[MHz] .

D'après l'expression ci dessus, lorsque le champ magnétique diminue, la fréquence d'émission diminue également. Dans la couronne solaire, le champ magnétique devient de plus en plus faible avec l'altitude. On s'attend donc à observer une diminution de la fréquence d'émission au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil.

Figure : spectre dynamique avec une emission synchrotron et des type III.

Emission plasma cohérente

Après avoir été accélérés au site de reconnexion, les électrons précitent vers la surface solaire, mais peuvent également s'échapper vers l'espace interplanétaire le long de lignes de champ magnétiques ouvertes. La propagation de ces faisceau d'électrons énergétiques dans un plasma à plus basse température entraine la formation d'une instabilité plasma. Cette instabilité produit des ondes de langmuir qui sont émises à une fréquence proche de la fréquence plasma f_p=\frac{1}{2 \pi}\sqrt{\frac{ne^2}{m \epsilon_0}}. Les ondes de Langmuir sont des ondes electrostatiques et ne se propagent donc pas seules. Ce n'est qu'après leur conversion en ondes électromagnétiques qu'elles pourront se propager et etre observer. La fréquence des ondes electromagnetiques est proche de cette fréquence plasma. Ce processus d'émission est dit cohérent puisque c'est processus du à une distribution et non à des particules individuelles.

La fréquence plasma est proportionnelle à la densité du plasma ambiant. D'après les observations et en accord avec une atmosphère solaire hydrostatique, la densité de l'héliosphère décroit avec la distance au Soleil. Ainsi lorsqu'un faisceau d'électron se propage dans le milieu interplanétaire, la fréquence de l'emission radio decroit au fur et a mesure que le faisceau s'éloigne du Soleil. Les faisceau d'électrons étant rapide (proche de la vitesse de la lumière), la dérive de l'émission en temps et fréquence est rapide également. Sur les spectres dynamiques on n'observe quasiment pas de dérive en temps. On apelle ces emission radio des émission de type III

Un second phénomène solaire associé à une émission plasma cohérente du type instabilité faisceau plasma est le choc crée en amont des éjections de masse coronale. Au niveau du choc, des électrons sont accélérés générant localement des faisceaux d'électrons plus rapide que les électrons du milieu ambiant. Comme ci-dessus, cea entraine l'émission d'onde électrostatique à la fréquence plasma qui se recombinnent pour donner des ondes électromagnétiques. Les faisceaux d'électrons sont concentrés au niveau du choc de l'éjection de masse coronale, et c'est donc la vitesse de la CME qui défini la vitesse de propagation des faisceaux dans le milieu interplanétaire ou la densité decroit avec la distance au Soleil. Comme pour les typee III, la fréquence d'émission diminue avec le temps mais la vitesse de dérive plus lente que les type III. Ce sont des types II, signatures d'un choc crée par une CME.

exerciceCalcul de la fréquence plasma

La fréquence plasma est la fréquence à laquelle oscille les électrons autour de leur état d'équilibre dans le champ électrique crée par les électrons du milieu ambiant.

Question 1)

A partir du théorème de Gauss : \oint_S \vec E.d\vec S = \int\int\int_V \frac{\rho}{\epsilon_0}dV, calculer le champ électrique à travers une surface S, crée par une densité de charge \rho = n_e q_e présente dans un volume V.

Question 2)

A partir de la relation fondamentale de la dynamique, déterminer la trajectoire d'un électrons soumis au champ électrique crée par les électrons du milieu.

exerciceLes émissions radios solaires

Question 1)

A partir des propriétés décrites dans le cours, identifiez sur les spectres présentés les émission radio du au rayonnement synchrotron.

Question 2)

En utilisant la formule , calculer la magnitude du champ magnétique minimum et maximum pour ces émissions synchrotron

Question 3)

En utilisant les propriétés des émissions plasma cohérente décrites dans le cours, identifiez sur le spectre les tye II et type III. Estimer leur vitesses de dérives.

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