Modèle Solaire Sismique et Flux de Neutrinos Emis
Sylvaine TURCK-CHIEZE & Sébastien COUVIDAT
Mise à jour: 21/08/2001
Ce site contient des fichiers et tables utiles au calcul des différentes solutions du problème des neutrinos solaires.
Ces informations sont l'aboutissement de plusieurs articles dédiés à ce sujet :
Articles sur les modèles solaires et les processus physiques qui se déroulent dans notre Etoile (liste partielle, voir les références citées dans ces articles) :
Turck-Chièze et al. ApJ,335 (1988), 415
Turck-Chièze & Lopes, ApJ, 408 (1993), 347
Turck-Chièze et al., Phys. Rep., 230 (2-4), (1993), 57-235
Dzitko et al., ApJ, 447, (1995), 428
Turck-Chièze et al., Sol. Phys., 175, (1997), 247
Brun, Turck-Chièze & Morel, ApJ, 506, (1998), 913
Brun, Turck-Chièze, Zahn, ApJ, 525, (1999), 1032
Turck-Chièze et al., Sol. Phys., 200, (2001), 323
Turck-Chièze et al., ApJ, 555, (2001), L69
Articles sur les données héliosismiques :
Gabriel et al., Sol. Phys., 162, (1995), 61
Scherrer et al., Sol. Phys., 162, (1995), 129
Gabriel et al., Sol. Phys., 175, (1997), 207
Kosovichev et al., Sol. Phys., 170, (1997), 43
Thiery et al., A&A, 355, (2000), 743; Basu et al., ApJ, 535, (2000), 1078
Bertello et al., ApJ, 535, (2000), 1066
Bertello et al., ApJ, 537, (2000), L143
Garcia et al., Sol. Phys., 200, 361
Vous pouvez également visiter les sites internet de la NASA, l'ESA, et l'IAS !
Nous avons calculé un modèle solaire sismique :
Celui-ci est basé sur des observations des modes d'oscillation acoustiques (modes p) obtenus avec le satellite SoHO.
La plupart des modes p qui atteignent le coeur solaire sont mesurables par les instruments GOLF et MDI embarqués à bord de SoHO. Les modes mesurés en 2001 ont la caractéristique de n'être que faiblement influençés par la surface solaire turbulente, et sont donc déterminés avec une meilleure précision.
Avec notre modèle sismique, nous avons construit un modèle solaire compatible avec les observations les plus récentes, et nous pouvons rejeter plusieurs solutions astrophysiques au problème des neutrinos qui avaient été avançées au cours de ces dernières décennies. Nous avons également amélioré notre connaissance du coeur solaire, et avons réduit les barres d'erreur sur les prédictions de neutrinos émis.
Tous les détails concernant ce modèle seront disponibles dans l'article Couvidat, Turck-Chièze, & Kosovichev (The Astrophysical Journal, accepté pour publication) et sont résumés dans la lettre suivante :
"Solar Neutrino Emission Deduced from a Seismic Model ", Turck-Chièze et al., 2001, ApJ, 555, L69
Les principales quantités physiques de notre modèle sont disponibles ici pour un grand nombre de couches, avec entre autres la densité électronique, nécessaire au calcul des oscillations de neutrinos.
Le graphique ci-dessus montre les différences relatives entre :
(a) Le carré de la vitesse du son et (b) la densité à l'intérieur du Soleil obtenus tous deux par GOLF/MDI, et ces mêmes quantités déduites de différents modèles solaires de Saclay. Ceux-ci sont un modèle de référence (courbe continue), le modèle Btz de Brun, Turck-Chièze, & Zahn, 1999 (courbe en tirets), et notre modèle sismique (courbe avec les barres d'erreur). Sur le profil de densité, deux autres modèles ont été ajoutés : un modèle avec le taux de réaction de (3He,4He) réduit de 10% (courbe en pointillés-pointillés-pointillés-tirets), ainsi qu'un modèle avec les taux des réactions du poly-cycle CNO réduits de 70% (courbe en pointillés-tirets).
Ci-dessous nous listons les différents flux de neutrinos et leurs incertitudes actuelles. Ces barres d'erreur ont été sensiblement réduites en comparaison de résultats passés :
Pour accéder à une table plus complète des émissions de neutrinos, cliquez sur ce lien.
Nous allons poursuivre ce travail de modélisation solaire pour deux raisons principales :
Il est nécessaire d'améliorer la description des couches superficielles du Soleil. Ceci peut s'avérer utile pour la détermination des paramètres d'oscillation de neutrinos.
Nous souhaitons progresser sur la description de la rotation et des champs magnétiques dans la zone convective. Ces champs peuvent avoir un impact sur la propagation des neutrinos dans le Soleil.….
Les questions ou commentaires sont toujours bienvenus : turck@cea.fr, couvidat@stanford.edu
L'image de fond du site est une observation de SoHO/EIT
