mise à jour : 1 février 2022
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- Structures planétaires

Le rayonnement X et

Le rayonnement

Les particules accélérées au site de reconnexion peuvent etre également observé indirectement en rayons X et γ. Apres avoir été accélérées, les particules vont suivre les lignes de champ magnétiques. En effet, même pour des particules très énergétiques, voire relativistes, le rayon de Larmor r_L=\frac{mv}{qB} (q est la charge de la particules; m sa masse; v, sa vitesse et B, la magnitude du champ magnétique) est de l'ordre de quelques mètres à quelques kilomètres et est donc petit devant la taille des structures magnétiques coronales qui sont de l'ordre de 10 à 100 Mm.

exerciceCalcul du rayon de Larmor

Une particules chargée dans un champ magnétique est soumis à la force de Lorentz. cf ci-dessous

Question 1)

En utilisant la relation fondamentale de la dynamique, déterminer l'équation de la trajectoire d'une particule chargée q dans un champ B suivant la géométrie présenté sur la figure.

Question 2)

A partir de la solution périodique obtenue, retrouver l'expression du rayon de Larmor.

Parmis les particules accélérées, on trouve bien évidement les électrons. Lorsque les électrons pénètrent dans la couche chromosphérique plus dense, ils vont intéragir avec les ions du milieu ambiant. Comme pour toutes particules chargées, lorsque les électrons s'approchent trop pres d'un ion chargé positivement, il est soumis à la force electrostatique de l'ion. Cette interaction a pour resultat de dévier l'électron de sa trajetoire.

Figure de l'interaction electrons-protons et de l'emission d'un gamma

La modification de la trajectoire est équivalent à une décélération de la particules, ce qui équivaut à une perte d'énergie. Cette perte d'énergie se traduit alors par l'émission d'un photon. Lors des éruptions solaires, on mesure le rayonnement X dur entre 50 keV et 800 keV, correspondant à des photons émis par des électrons de 100keV à 1MeV.

Sur le meme modèle de rayonnement, on observe également des X-mou de 1keV à 20 keV. Ces X resultent du rayonnement de freinage du plasma thermique (distribution maxwellienne) chauffé au minimum à 7 MK.

Ces émissions en X sont détectées grace au satellite RHESSI et fournissent la meilleure indication que des electrons sont accélérées au site de reconnexion. Comme pour les rubans d'éruptions, les sources X et γ sont localisées au pieds des boucles post-éruptives et sont en générales superposabels aux rubans (cf Films).

Le rayonnement gamma

Comme pour les électrons, les ions sont accélérés à haute énergies et impactent la chromosphẻre, ils exitent les ions du milieu ambiant. Lorsque ces ions excités se désexitent, ils émettent un photon ainsi que des neutrons secondaires et des positrons. Pour les ions, la gamme de fréquence d'émission des photons est celle des rayons γ, plus énergétiques que les rayons X. D'autres émissions découlent de l'exitation des ions chromospheriques. Les neutrons secondaires peuvent etre recapturer par les protons du milieu ambiant, fromant du Deuterium. Lors de sa desexitation, ce deuterium émet un photon à 2,2 MeV. Les positrons quand à eux seront alors annihiler avec les électrons du milieu et l'énergie résultante est de 511 keV.

Tandis que le rayonnement X mettent en évidence que les électrons peuvent être accélérés jusqu'à plusieurs MeV au site de reconnexion, le rayonnement gamma montrent que les ions sont également accélérés à haute énergie. Comme pour les émissions UV, lorsque le signal est suffisant il est possible d'imager la source d'émission gamma. Bien que légèrement decallé par rapport aux X-durs, les sources gamma sont localisées au niveua des rubans d'éruption, i.e., au pieds des boucles post-eruptive.

Contrairement au rayonnement X, le rayonnement γ est de plus haute énergie et il n'y a actuellement aucun instrument dédié pour observer les γ d'origine solaire. Nous manquons donc ici d'observations pour tester directement les théories.

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