Présentation au CESRA 96 le 04 Juin 96 à Nouan-le-Fuzelier

Les évènements à particules d'origine solaire lors de la mission Ulysse

Anne Buttighoffer, Monique Pick
Observatoire de Paris--Meudon, URA 2080 CNRS
and Sang Hoang
Observatoire de Paris--Meudon, URA 246 CNRS

L'instrument HI-SCLAE (Heliosphere Instrument for Spectra Composition and Anisotropy at Low Energies) embraqué sur la sonde Ulysse a fait tout au long des 6 ans la mission des mesures sur les ions de 50keV-5 MeV et les électrons de 30-300 keV. Ces particules sont d'origine interplanétaire, joviennes ou solaire. Les flux, distributions d'angle d'attaque ou les spectres etablis grâce aux données de HI-SCALE ont été étudiés lors de nombreux évènements durant la mission.

Lors de cette présentation, je ferai une revue des évènements à particlue d'origine solaire observés par HI-SCALE tout au long de la mission dans les domaines de 1 à 5 ua en distance et -80 à +80o en latitude. L'evollution en fonction de la latitude, de la distance ou de la présence de structures du MIP sera présentée dans l'intention de caractériser la propagation des particules solaires dans l'héliosphère. La propagation des faisceaux d'électrons d'origine coronale sera en particulier discutée. Les émissions radio (sursauts de type III et ondes de Langmuir) aux quelles ils sont associés furent observées dans la plupart des cas et leurs caractéristiques peuvent donc être comparées à celles des faisceaux de particules.

La Trajectoire d'Ulysse


La mission de Ulysse comporte 3 phases:

Les Instruments



Les données provenant d'évènements solaires sont analysées conjointement avec des instruments non embarqués sur Ulysse tels que:

Observations


Sur ce tracé du flux des électrons de 40 à 60 keV couvrant toute la mission, on retrouve les trois phases de celle-ci: la phase écliptique, la phase à haute latitude et le passage rapide sud-nord.

Remarquez en particulier, lors du passage à haute latitude, les accroissements réguliers du flux ayant une périodicité d'environ 26 jours. Ces accroissements sont causés par les CIR (régions d'interaction en co-rotation) et mettent en évidence la cohérence de la structuration de l'héliosphère même à haute latitude ou à grande distance. Des évènements d'origine solaire furent observés pendant la première phase de la mission mais on observa aussi de façon tout à fait surprenante:
Je présenterai 3 cas représentatifs de tels évènements (ce sont ceux pointés en rouge sur la figure).

Evènement en propagation libre à grande distance



Les évènement en propagation libre (SF pour Scatter-Free en anglais) sont observés et étudiés depuis longtemps proches du soleil (0,5 à ~1 ua). Leurs principales caractéristiques sont les suivantes:

De tels évènements n'étaient pas attendus au delà de 2 à 3 ua. En effet, une homogénéisation du milieu dûe au CIR devrait avoir détruit les 'cannaux de propagations'. Néanmoins, l'évènement présenté ici est observé à 4,3 ua du soleil montrant que les 'cannaux' et les SF sont toujours pérents loin du soleil. Les explications pourraient être les suivantes:

Schématisation


Sur cette figure on retrouve une schématisation des 3 caractéristiques des SF:

La contre partie haute fréquence du TIII ainsi qu'une éruption ont été observées depuis la Terre à proximité du point d'ancrage calculé de la spirale de Parker conectant Ulysses au soleil. Le début de l'éruption et de l'accroissement du flux à Ulysse sont compatibles avec une propagation le long de cette spirale (~10 ua). La taille de la structure de plasma ramenée au soleil est estimée à 6000 km.

Le 25 Oct. 94: évènement solaire de plus haute latitude


Cet évènement est lévènement de plus haute latitude observé par Ulysse. La sonde était située à 74oS et 2 ua du soleil. Les flux d'e- de 40 à 60 keV montre un lent accroissement (~1,5 jours entre le maximum et le début). Une légère anisotropie est détectés (voir la courbe de distribution d'angle d'attaque sur la figure). L'origine solaire de ces particules est attestée par:

Cet évènement diffère de ceux observés à basse latitude par:

Qu'est-ce qu'un IM-CME


Un CME est par définition observé en lumière blanche par un coronographe. On pense que leur signature dans le MIP sont les 'transitoires interplanétaires'. Ces 'transitiores' sont des structures de plasma principalement identifiables par leur densité (moins fluctuante que celle du milieu environant), la vitesse du vent solaire (un courant de retour est observé dans le CME) et l'extrême calme du champ magnétique qui y règne. Parfois des chocs amont (FS) et aval (RS) sont observés en association avec les CME probablement causés par l'expansion du CME dans le plasma local plus lent. Une importante question concernant les CME est de savoir si ils sont toujours conectés au soleil comme des tubes de flux ou si ils sont des 'nuages magnétiques' totalement détachés de celui-ci. Les particules de basse énergies peuvent aider à résoudre ce problème car ce sont des traceuses de la structure magnétique à grande échelle.

Particules solaires dans un CME


Ulysse est situé à 55oS et 3,5 ua du soleil. Un CME est observé entre les FS et RS associés (1e courbe). Sur la seconde courbe on remarque que lesflux des e- de basse énergie croissent lentement avant le passage du CME: ceci est associé à l'intense évènement sur la surface solaire qui eut lieu quand le CME fut quitta le soleil. Comme Ulysse est mal connecté au site d'injection du CME tant en lat. qu'en long., les particules atteignent la sonde par diffusion d'où la lente croissance du flux. On remarque ensuite un second accroissement, plus clairement discernable à haute énergie (3e courbe) et sur les ions (2 dernières courbes). Un TIII dérivant vers le sud est observé en association avec ce second accroissement. L'origine de ce TIII est identifié par le NRH (voir les positions reportées sur la photo YOHKOH) dans la région d'où le CME a été injecté 7 jours au paravant. Cette observation montre que les particules du second accroissement sont d'origine solaire et donc que le CME est ancré au soleil.

IM-CME et évènements solaires


Parmi les 5 CME identifiés à basse latitude

Conclusions:


  1. La propagation des faisceaux d'électrons se fait dans des structures bien définies du MIP, principalement caratérisées par un champ magnétique calme et un isolement par rapport au plasma extérieur
  2. La conservation de la collimation du faiseceaux jusqu'à de grandes distances dans de telles structures prouve l'extrême stabilité des cannaux de propagation
  3. L'organisation type Parker du MIP et l'observation d'évènements solaires à haute latitude montre qu'une propagation coronale propagation doit exister, les sites d' accelération étant situés à basse latitude
  4. Un délai entre l'éruption et l'injection des particules a parfois été observé et pourrait être expliqué par le temps recquis par l'expansion d'une structure coronale pour ouvrir les lignes de champ à haute latitude vers le MIP
  5. L'observation d'évènements d'origine solaire dans des IM-CME montre que ceux-ci peuvent être liés au soleil et pas uniquement des 'nuages magnétiques'