Observée pour la première fois dans les années 1960, le vent solaire a depuis été largement étudié. Il a été constaté que le vent solaire évolue le long des lignes de champ magnétique ouvertes du Soleil qui remplissent le milieu interplanétaire. Cela implique que le vent solaire provient de régions magnétiques du Soleil où les lignes de champ sont ouvertes, ou du moins peuvent être forcées à s'ouvrir par le phénomène de reconnexion magnétique. La communauté scientifique tend à soutenir l'hypothèse selon laquelle le vent solaire provient de différents types de régions magnétiques en fonction de la vitesse du vent. Les "streamers et "pseudo-streamers" sont principalement associés aux vents solaires lents (~ 300 - 500 km/s), tandis que les trous coronaux sont principalement associés aux vents solaires rapides (~ 500 - 800 km/s). Cependant, les lancements de Parker Solar Probe et de Solar Orbiter ont confirmé l'existence de vents solaires lents au bord des trous coronaux. De plus, bien que ces hypothèses soient basées sur des observations, il existe une lacune dans la compréhension des processus physiques responsables de l'accélération du vent solaire rapide en raison de la température particulièrement froide des trous coronaux. En effet, les processus de chauffage qui donne naissance au vent solaire rapide sont encore débattus dans la communauté.
Quant au milieu interplanétaire, il constitue la région dans laquelle le vent solaire passe le plus de temps. Les particules ayant échappé à la gravité du Soleil se propagent radialement dans l'héliosphère sur des dizaines d'unités astronomiques. D'après la théorie des plasmas, le vent devrait se refroidir avec l'expansion sphérique sans échanger d'énergie avec l'extérieur (évolution adiabatique d'un système isolé). Néanmoins, de nombreuses missions spatiales ont montré que le vent solaire ne s'étend pas de manière adiabatique. Par conséquent, il faut s'attendre à des processus de chauffage dans le milieu interplanétaire. De plus, la composition du vent solaire comprend des protons, des électrons et des ions, qui intègrent différentes échelles temporelles et spatiales d'évolution.
Dans ce manuscrit, nous étudions les origines et les propriétés radiales du vent solaire.
Dans le premier chapitre, nous présentons les concepts généraux, essentiels à la compréhension de la naissance du vent solaire et de son évolution dans le milieu interplanétaire. Nous posons également une série de questions que nous étudions tout au long des chapitres. Le deuxième chapitre reprend la méthodologie et les missions spatiales qui sont importantes pour notre sujet.
Le troisième chapitre se concentre sur une étude statistique, basée sur les observations du vent solaire et sa modélisation par une approche fluide, visant à étudier les propriétés interplanétaires du vent, leur évolution radiale, et à caractériser le chauffage interplanétaire.
Après l'analyse statistique du troisième chapitre, nous étudions la relation entre les sources du vent solaire et les propriétés in-situ basées sur les modèles isopoly, en utilisant la connectivité magnétique. Le quatrième chapitre étudie les techniques permettant d'établir la connectivité magnétique entre une sonde et la surface solaire, ainsi que les incertitudes associées à ces techniques. Le cinquième chapitre se concentre sur les résultats d'une étude de connectivité opérée sur les observations de Solar Orbiter, testant la relation d'anticorrélation entre la vitesse du vent et le facteur d'expansion.
Le sixième chapitre complète certaines questions soulevées dans les chapitres 3 et 5, avec une estimation de la température coronale à partir des rapports d'états de charge en utilisant un modèle généralisé à deux régimes thermiques~ : "bipoly", qui surmonte une partie des limitations du modèle isopoly.
Pour finir, nous résumons les nouveaux résultats, la façon dont ils répondent aux questions soulevées au début du manuscrit, et leurs implications. |
Firstly observed in the 1960s, the solar wind has since been widely studied, from its origin, its life evolution in the interplanetary medium and its interactions in solar system. It has been found that the solar wind evolves along the open magnetic field lines of the Sun that fill the interplanetary medium. This implies that the solar wind originates from the magnetic region of the Sun where the open field lines are connected, or at least near region that can be forced to open by the magnetic reconnection phenomenon. The scientific community tends to support the hypothesis that solar wind originates from different types of magnetic regions depending on the wind speed. Streamers and pseudo-streamers are mainly associated with slow solar wind (~ 300 - 500 km/s), while coronal holes are mainly associated with fast solar wind (~ 500 - 800 km/s). However, the launches of Parker Solar Probe and Solar Orbiter have confirmed the existence of slow solar wind at the edge of coronal holes. Moreover, while these assumptions are based on observations, there is a gap in the understanding of the physical processes responsible for the acceleration of the fast solar wind due to the particularly cold temperature of the coronal holes. In fact, the heating processes that lead to fast solar wind streams are still debated in the community.
Regarding the interplanetary medium, this constitutes the region in which the solar wind spend its longest lifetime. Since the particles have escaped the Sun's gravity, they propagate radially through the heliosphere over tens of astronomical units. On such large spatial and temporal scales, the plasma evolves considerably, especially in terms of temperature and density, which decrease with distance. From plasma theory, the wind is expected to follow an adiabatic evolution with radial distance, i.e. the system cools with the spherical expansion without exchanging energy with the outside (isolated system). Nevertheless, many space missions including the Helios ones, which have traveled from Earth (1au) close to 0.3au, have shown that the solar wind does not expand adiabatically. Consequently, we would expect heating processes in the interplanetary medium. Moreover, the solar wind composition includes protons, electrons, and ions, which embed different temporal and spatial scales of evolution.
In this manuscript, we investigate the origins and the radial properties of the solar wind.
In the first chapter we present the general concepts, essential to the understanding of solar wind birth and evolution in the interplanetary medium. We also lay out a set of questions that we investigate throughout the chapters. The second chapter resumes the methodology and the space missions that are important for our topic.
The third chapter focus on a statistical study, based on solar wind observations and fluid modeling, aiming to study the interplanetary properties of the wind, its radial evolution, and characterizing the interplanetary heating.
After the statistical analysis of the third chapter, we study the relation between solar wind sources and in-situ properties based on the isopoly models, using magnetic connectivity. The fourth chapter investigates the techniques to establish magnetic connectivity between a probe and the solar surface and the uncertainties associated with these techniques. The fifth chapter focuses on the results of a connectivity study operated on Solar Orbiter observations, testing the anticorrelation relation between the wind speed and the expansion factor.
The sixth chapter addresses a complement to some issues raised in chapters 3 and 5, with an estimation of coronal temperature from charge-state ratios using a generalized two thermal regime model~: "bipoly", that overcomes part of the isopoly model limitations.
To finish we summarise the new results, how they addressed the questions raised at the start of the manuscript, and their implications. |