Numéro
Rev. Phys. Appl. (Paris)
Volume 23, Numéro 9, septembre 1988
Page(s) 1535 - 1543
DOI https://doi.org/10.1051/rphysap:019880023090153500
Rev. Phys. Appl. (Paris) 23, 1535-1543 (1988)
DOI: 10.1051/rphysap:019880023090153500

Accélération de particules dans le milieu interplanétaire

J.J. Engelmann

Service d'Astrophysique, CEN Saclay, France


Abstract
Variations in solar wind properties are dominated by a number of high speed streams. Some of them, due to bubbles of coronal matter ejected during solar flares, are transient, others, originating from coronal holes last for a significant fraction of a solar rotation. By interacting with the quiet wind, these fast streams give rise in the first case to a travelling shock wave, in the second case to a pair of forward and backward shock waves, by which the interaction region, corotating with the sun, is bounded. In both cases, high fluxes of energetic ions (- MeV) are observed in the vicinity of the shock : these are « the energetic storm particles » and « the corotating particle events » respectively. Two acceleration mechanisms are invoked to account for these ion flux increases : 1) The first order Fermi process, whereby particles increase their energy by compression between converging magnetic scattering centers, located upstream and downstream of the shock. 2) The shock drift mechanism, whereby particles gain energy by drifting through the v x B electric field associated with the shock front ; this mechanism is most effective with quasi-perpendicular shocks, and accounts well for shock spike events. The composition and the spectrum of the accelerated ions suggest that they probably originate from the suprathermal tail of the solar wind distribution.


Résumé
Le vent solaire présente des caractéristiques variables, fonction de la configuration des courants de vent de grande vitesse qui y sont présents. Certains de ces courants, dus à des bouffées de matière coronale éjectées lors d'éruptions solaires, sont transitoires, d'autres, qui ont pour origine des « trous coronaux », peuvent durer une fraction notable de rotation solaire. Par interaction avec le vent calme, ces courants rapides génèrent, dans le premier cas, une onde de choc qui se propage dans le milieu interplanétaire, dans le second cas une paire d'ondes de choc, l'une vers l'extérieur, l'autre vers l'intérieur de la cavité solaire, qui délimitent une zone d'interaction en corotation avec le soleil. Dans les deux cas, on observe des flux d'ions énergiques (˜ MeV) en association avec les ondes de choc ; ce sont respectivement « les particules énergiques d'orage » et « les événements particulaires en corotation ». Deux mécanismes d'accélération sont invoqués pour rendre compte de ces accroissements de flux : 1) Le mécanisme de Fermi de 1er ordre, dans lequel les particules gagnent de l'énergie par diffusion entre des irrégularités magnétiques entraînées par le vent solaire de part et d'autre de l'onde de choc. 2) Le mécanisme de dérive dans le choc, dans lequel les particules gagnent de l'énergie par dérive dans le champ électrique v B associé au front d'onde. Ce dernier mécanisme est surtout efficace pour des ondes de choc quasi perpendiculaires. Il rend bien compte des événements brefs, de quelques minutes de durée. La composition et le spectre des ions accélérés suggèrent qu'ils ont probablement pour origine la queue de la distribution suprathermique du vent solaire.

PACS
9460G - Solar wind plasma.
9460R - Shock waves in interplanetary space.

Key words
plasma shock waves -- solar wind -- energy distribution -- solar wind plasma -- interplanetary medium -- solar wind properties -- high speed streams -- bubbles -- coronal matter -- solar flares -- coronal holes -- travelling shock wave -- high fluxes -- energetic ions -- first order Fermi process -- shock spike events -- composition -- accelerated ions -- suprathermal tail -- solar wind distribution