Study of the chromospheric network structure, its relationship to the magnetic field and its expansion in the corona

• Auteur / Autrice : Tayeb Aiouaz
• Direction : Philippe Lemaire, Hardi Peter
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Physique des plasmas
• Date : Soutenance en 2005
• Etablissement(s) : Paris 11 en cotutelle avec Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik
• Partenaire(s) de recherche : autre partenaire : Université de Paris-Sud. Faculté des sciences d'Orsay (Essonne)

Mots clés

Mots clés libres

Soleil

Résumé

Le champ magnétique dans le chromosphére solaire est concentré le long du réseau supergranulaire. A partir dece réseau des entonnoirs magnétiques émergent, et se dilatent rapidement à travers la région de transition pour finalement remplir entièrement la couronne. Dans ce contexte, nous avons examiné les propriétés des profils d’émission des raies issues de la couronne solaire acquises par le spectromètre UV SUMER à bord du satellite SOHO. Nous avons établi que le maximum de flux sortant au niveau de la basse couronne n’apparait pas au centre du réseau chromosphérique mais plutôt près de ses frontières. En outre le maximum du flux sortant semble apparaître dans les régions sombres de l’intensité des raies issues de la couronne. Dans les régions de très basses intensités, les corrélations semblent indiquer un manque d’énergie pour accélérer le plasma ou pour produire un quelconque rayonnement discernable. L’absence de concentration du champ magnétique dans ces régions semble confirmer ce manque d’´energie. Pour étudier les propriétés des tels entonnoirs magnétiques et le rôle du chauffage coronal, nous avons mis au point et utilisé le premier modèle magnétohydrodynamique à deux dimensions incluant l’atmosphère solaire de la chromosphère à la couronne. Les résultats indiquent, en outre, que le maximum du flux sortant ne se trouve pas au centre même de l’entonnoir magnétique mais plutot à proximité du centre. Ces résultats dépendent de la fonction de chauffage coronal utilisé. Ce modéle relie donc directement pour la premièrefois la forme de la fonction de chauffage aux propriétés thermodynamiques et spectrales du plasma.

The magnetic field in the quiet solar chromosphere is concentrated along the lanes of the super-granular network. From this chromospheric network magnetic funnels emerge, and rapidly expand with height through the transition region and finally fill the wholecorona. In this context We examined properties of line profiles from the solar corona acquired with the UV spectrometer SUMER on board SOHO. We establish that the maximum outflow at low corona temperatures does not appear in the centre of the network but rather near network boundaries. Furthermore the maximum blue-shift seems to appear in the dark regions in line intensity from the corona. For very low intensities, correlations reveals a lack of energy to either accelerate the plasma or produce any detectable radiation. The absence of magnetic field concentration in these regions seems to confirm the lack of energy. To study the properties of such magnetic funnels and the role of the coronal heating, we employed a new 2D MHD time dependent model including the solar atmosphere all the way from the chromosphere to the corona. These results indicate that the maximumoutflow is not to be found in the very center of the funnel but in the vicinity of the center for one of the heating function, this is not thecase of the second. The model directly relate for the first time the form of the heating function to the thermodynamic and spectral properties of the plasma in a funnel.