Alors que le vent solaire rapide se forme le long des lignes de champ magnétique ouvertes, ancrées au centre des trous coronaux, la source du vent solaire lent est encore débattue. Il est possible de tracer l’origine du vent lent aux alentours des ‘streamers’. Cette région contient des boucles magnétiques entourées par des lignes de champ magnétique ouvertes. Dans les images, le plasma s’échappant de cette région est très variable avec l'émission périodique de grumeaux de densité, appelés ‘blobs’. Le vent solaire lent pourrait être entièrement constitué de ces structures transitoires ou bien être constitué de deux composantes, une d’origine transitoire et une chauffée et accélérée similairement au vent rapide. Des mesures in-situ suggèrent l'existence de deux sources différentes pour le vent solaire lent. Les principaux buts de cette thèse sont (1) d'étudier les propriétés, la structure et l'origine de la variabilité du vent solaire lent et (2) d’évaluer la contribution au vent solaire lent des blobs. Pour cela, nous combinons des images de lumière blanche de la couronne et de l'héliosphère avec des mesures in-situ.
Nous présentons d'abord les observations en lumière blanche. Grâce à l'imagerie coronale, nous constatons que la libération des blobs dans le vent lent est associée à la formation simultanée de colonnes de plasma qui retombent vers le Soleil, appelées ‘raining inflows’. Ceci suggère fortement que la reconnexion magnétique est à l’origine des blobs. En combinant l'imagerie coronale et héliosphérique, nous construisons une image 3D de l'activité du streamer. Nous montrons que la libération de blobs a lieu, tout les 20 heures, simultanément le long de régions étendues de la ligne neutre, en formant des bandes de haute densité étendue en latitude et longitude. À une distance héliocentrique de 30 R☉, ces blobs ont une taille de 12x5 R☉ dans le plan de l'image et sont espacées toutes les 15° en latitude. D’après ces échelles, le flux de masse libéré sous forme de blobs représente, pendant le maximum solaire, 15% du flux de masse total du vent solaire lent. Ce pourcentage est en accord avec l'hypothèse selon laquelle les blobs constituent l'une des deux sources principales du vent solaire lent.
Ensuite nous présentons les mesures in-situ du vent lent. Les observations de télédétection révèlent que les blobs se déplacent avec des vitesses très basses, rarement mesurées à 1 UA. Les mesures in-situ de la sonde Helios confirment l'existence de ces vitesses près du Soleil. Ces vitesses très lentes (< 300 km/s) sont associées à la nappe de courant héliosphèrique, où les blobs sont observés, et apparaissent comme une continuation du vent solaire lent ambiant en étendant les lois d'échelle bien connues jusqu'à 200 km/s. Les variations cycliques des propriétés du vent solaire très lent et de sa source, suggèrent que les collisions de Coulomb à la basse couronne pourraient jouer un rôle dans la régulation de l’abondance d'hélium. Enfin, nous évaluons notre schéma 3D de la dynamique du streamer avec des mesures in-situ. Ceux-ci révèlent que les blobs ont des champs magnétiques faibles et sont déconnectés magnétiquement du Soleil. Des tubes des champs magnétiques torsadés se trouvent entre les blobs et sont magnétiquement connectés au Soleil. Une telle succession de pics de densité et des champs magnétiques torsadés se trouve également à des échelles plus petites à l'intérieur de chaque blob.
En vue de ces résultats, nous concluons que les blobs se forment via processus suivant: la reconnexion magnétique a lieu périodiquement sur des régions étendues des streamers. Ce processus crée simultanément (1) des boucles retombant vers le Soleil et (2) une structure de champs magnétiques torsadés magnétiquement connectée au Soleil expulsée vers le milieu interplanétaire. La ligne de reconnexion derrière la structure de champ magnétique torsadé se remplie de plasma dense qui est observé en imagerie sous la forme de blobs. |
While the fast solar wind forms along open magnetic field lines rooted near the center of polar coronal holes, the source of the slow solar wind (SSW) is still debated. It is possible to trace back the SSW to the region around the streamers. This region contains magnetic loops surrounded by open magnetic field lines. In coronal and heliospheric images, the plasma escaping this region exhibits high variability with the periodic emission of density structures called ‘blobs’. It has been both suggested that the SSW is entirely made of these intermittent plasma transients and that it is made of two components, one transient and one heated and accelerated by similar mechanisms as the fast solar wind. In-situ measurements suggest the existence of two different sources for the SSW. The main goals of this thesis are (1) to study the properties, the structure and the origin of the SSW variability and (2) to evaluate the contribution of blobs to the SSW. To this end we combine white-light images of the corona and heliosphere with in-situ measurements.
We first present the remote sensing observations. Thanks to multipoint coronal observations, we find that the release of blobs is associated with the concomitant formation of plasma structures moving Sunward termed ‘raining inflows’. This very strongly suggests that magnetic reconnection in helmet streamers is at the origin of blobs. Combining coronal and heliospheric images, we show that the release of blobs takes place simultaneously along extended regions of the coronal neutral sheet, forming latitudinally and longitudinally extended outward moving bands of high density all along the neutral line. These bands are emitted quasi-periodically approximately every 20 hours and are separated by lower density regions. We find that, at a heliocentric distance of 30 R☉, these blobs have a size of 12x5 R☉ in the plane of the image and are spaced every 15° in latitude. According to these scales, the mass flux released in the form of blobs represents, during solar maximum, 15% of the total mass flux of the SSW. This percentage is consistent with the hypothesis that blobs constitute one of the two main sources of the SSW.
We finally present the in-situ measurements of the SSW. Remote-sensing observations revealed that blobs move with very slow speed, which are seldom measured near 1 AU. The in-situ measurements by the Helios spacecraft confirm the frequent occurrence of such slow speeds closer to the Sun. We call Very Slow Solar Wind (VSSW) the plasma with radial speeds lower than 300 km/s. The VSSW is associated with passages of the heliospheric plasma sheet, where blobs are observed, and appears as a continuation of the ambient SSW, extending the well-known scaling laws down to 200 km/s. The solar cycle variability of the properties of the VSSW and its source region suggests that Coulomb collisions at the low corona could play a role in the helium abundance of the SSW and VSSW. We also test with in-situ measurements the 3D picture of the dynamic streamer inferred from remote-sensing observations. Such in-situ measurements reveal that blobs have weak magnetic fields and are magnetically disconnected from the Sun. Magnetic flux ropes magnetically connected to the solar corona are measured in between consecutive blob. A similar succession of density enhancements and flux ropes is also found at smaller scales inside each blob.
In light of all these results, we conclude that the formation of blobs obeys the following scenario: magnetic reconnection takes place periodically over extended regions of the corona along the neutral sheet. This process creates (1) a band of collapsing loops and (2) a flux rope structure magnetically connected to the Sun that expands outwards. The reconnection line behind the flux rope structure fills up with dense plasma that is magnetically disconnected from the Sun and detected in white-light imagery as ‘blobs’. |