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Distributions Kappa dans les plasmas spatiaux

Research Topic Chapter
News flash intro
Les plasmas spatiaux sont essentiellement des systèmes sans collision hors équilibre thermique, où l'on observe des populations accrues de particules suprathermiques. Les distributions typiques sont généralement mieux décrites par les fonctions Kappa que par les Maxwelliennes, en particulier pour les électrons. Cela a de lourdes conséquences puisque la faible masse des électrons en fait des agents majeurs du transport de l'énergie dans les plasmas. Les électrons suprathermiques jouent un rôle essentiel dans le chauffage et l'accélération des plasmas dans plusieurs contextes spatiaux et astrophysiques importants, en particulier dans la couronne solaire et le vent solaire.
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Queues suprathermiques

Les distributions de particules non thermiques sont omniprésentes dans les plasmas spatiaux. Les mesures, confirmées par de nombreuses missions interplanétaires, montrent des populations accrues d'électrons suprathermiques. Les fonctions de distribution de vitesse des électrons dans les plasmas spatiaux ont manifestement des queues suprathermiques non maxwelliennes décroissant selon une loi de puissance de la vitesse.

De telles distributions peuvent être estimées par les fonctions dites Kappa ou distributions généralisées de Lorentz. Une fonction de distribution de vitesse typique observée par WIND à 1 UA dans le vent solaire  lent est illustrée à la Figure 4. La Maxwellienne est en rouge à titre de comparaison.

Modèle de vent solaire

Des modèles exosphériques basés sur des distributions Kappa anisotropes ont été mis au point pour étudier l’échappement des particules hors des exosphères planétaires et stellaires. De tels modèles montrent que les électrons suprathermiques génèrent de grands champs électriques ambipolaires et un flux de chaleur le long des tubes de flux magnétiques ouverts dans les couronnes solaire / stellaire et dans les ionosphères planétaires, contribuant ainsi de manière significative à l'accélération du vent solaire et stellaire, au flux d’échappement des ionosphères planétaires et même à la perte atmosphérique exoplanétaire.

Dans les modèles de vent solaire, la vitesse à 1 UA dépend des particules suprathermiques de la population qui s’échappe  et donc de la valeur de l’indice Kappa. Une basse altitude de l'exobase (qui marque le début de l’échappement) accélère également le vent. En utilisant des conditions limites réalistes, le modèle peut être utilisé pour la prévision de la météorologie spatiale

Références

  • Dahlqvist, C.-H., Pierrard, V. (2018). Improvements for solar wind exospheric model through boundary conditions optimization. Submitted to Solar Physics.
  • Lazar, M., Pierrard, V., Shaaban, S. M., Fichtner, H., Poedts, S. (2017). Dual Maxwellian-Kappa modeling of the solar wind electrons: new clues on the temperature of Kappa populations. Astronomy & Astrophysics, 602, A44. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201630194
  • Moschou, S.-P., Pierrard, V., Keppens, R., Pomoell, J. (2017). Interfacing MHD Single Fluid and Kinetic Exospheric Solar Wind Models and Comparing Their Energetics. Solar Physics, 292(9), 139. https://doi.org/10.1007/s11207-017-1164-6
  • Pierrard, V., Meyer-Vernet, N. (2017). Electron Distributions in Space Plasmas. In Kappa Distributions (pp. 465–479). Elsevier. https://doi.org/10.1016/B978-0-12-804638-8.00011-5
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Figure 2 caption (legend)
Figure 2 Vitesse du vent solaire (échelle de couleur en km / s) obtenue avec le modèle de vent solaire exosphérique basé sur les distributions Kappa des électrons, en fonction de l’indice kappa utilisé pour les électrons qui s’échappent et de la distance radiale de l’exobase en rayons solaires. (Crédit : Pierrard et Meyer-Vernet, 2017).
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Figure 3 caption (legend)
Figure 3 Valeurs de l’indice Kappa associé à la vitesse du vent solaire dans le modèle exosphérique, avec des valeurs de Kappa plus grandes dans la couche neutre de l'héliosphère (Crédit: Moschou et al., 2017).
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Figure 4 caption (legend)
Figure 4 Une fonction de distribution de vitesse typique observée par WIND à 1 UA dans le vent solaire lent. La Maxwellienne est en rouge à titre de comparaison.