Plus sur le vent solaire

L'idée d'un vent solaire trouve son origine lorsque Johannes Kepler, l'astronome du XVIIème siècle, émit l'hypothèse que les queues des comètes étaient poussées par la pression de la lumière solaire et son idée fut continuée en 1943 sous la forme de l'idée que le Soleil émettait un courant stable de particules chargées. La vitesse du vent solaire fut d'abord mesuré par la sonde soviétique Luna 1, en 1959, qui avait quitté le champ magnétique terrestre; la mesure fut ensuite confirmée, en 1962, par la mission américain Mariner 2 au long de son voyage en direction de Vénus. Nous vivons, sur Terre, dans l'atmosphère étendue d'une étoile active magnétiquement ce qui, en partie, signifie, que nous sommes constamment dans le flux de particules chargées du Soleil, le vent solaire. L'environnement de tout le système solaire, de la Terre à au-delà de Pluton, est déterminé par l'activité du Soleil qui suit, au cours du temps, un ensemble de cycles et fluctuationsLe vent solaire trouve son origine dans la couronne solaire, cette partie la plus extérieure de notre étoile; le vent solaire est un flux continu et variant de particules chargées. La découverte du vent solaire, en 1958, s'est fondée sur le fait que la queue ionique des comètes est toujours dirigée dans la direction opposée à celle du Soleil. La couronne solaire a une température très élevée qui fait que la gravité du Soleil laisse s'échapper le vent solaire. Plusieurs théories existent encore de nos jours concernant le vent solaire sans qu'il soit possible de décider laquelle est la meilleure. En 1958, l'astronome américain Parker développa une théorie montrant que la couronne du Soleil est si chaude qu'elle surmonte la gravité solaire. Selon la théorie, le matériau dans la couronne se développe continuellement vers l'extérieur dans toutes les directions, formant un vent solaire. Un an plus tard, le vaisseau spatial soviétique Luna 1 détecta des particules de vent solaire dans l'espace, et trois ans après, les observations furent confirmées par le vaisseau spatial Mariner 2 de la NASA. Le Mariner 2 détecta deux flux distincts de vent solaire: un flux lent qui se déplace à environ 134km/s et un flux rapide parcourant l'espace à deux fois cette vitesse (la mission conjointe Ulysses -NASA/ESA, en 1990, montra que, pendant les minimums solaires, le vent solaire rapide trouve son origine aux pôles du Soleil et le vent lent aux régions équatoriales). Puis, en 1973, on a identifié les origines du vent solaire rapide; les images dans les rayons X de la couronne réalisées par la mission Skylab ont révélé que le vent rapide provient des trous coronaux. Au fur et à mesure que le cycle solaire progresse vers son maximum, la structure du vent solaire change de deux régimes distincts-rapide aux pôles et lent à l'équateur-à un flux mixte, inhomogène. Le débat sur les origines du vent solaire lent repose sur une distinction entre ce qu'on appelle la couronne fermée (en anglais 'closed corona') et la couronne ouverte ('open corona'). La couronne fermée se réfère aux régions du Soleil où les lignes de champ magnétique sont fermées, c'est-à-dire connectées à la surface solaire aux deux extrémités. Les 'bright helmet streamers' -de grandes boucles qui se forment sur des régions magnétiquement actives, en forme de casque pointu de chevalier, en sont un exemple. Le plasma, ou le gaz ionisé, voyageant le long des boucles fermées d'un helmet streamer est pour l'essentiel confiné à la zone proche du Soleil. La couronne ouverte, elle, se réfère à des régions où les lignes de champ magnétique sont ancrées au Soleil à une seule extrémité, s'étendant dans l'espace de l'autre, créant ainsi une autoroute par laquelle le matériau solaire s'échappe dans l'espace. Les trous coronaux -les régions plus froides à la source du vent solaire rapide- sont l'habitat des lignes de champ ouvertes. Le temps que le vent solaire lent quitte la couronne, il circule sur les lignes de champ magnétique ouvert, car c'est la seule façon d'aller aussi loin du Soleil. Mais les théories divergent sur le point de savoir si le vent solaire y naît ou s'il naît sur des lignes de champ fermé puis à des lignes de champ ouvert. La théorie du facteur d'expansion (en anglais 'expansion factor theory'), par exemple, dit que le vent solaire lent provient de lignes de champ ouvertes, tout comme le vent rapide. Sa vitesse comparativement lente résulte du chemin en expansion qu'il prend pour sortir de la couronne solaire alors que les lignes du champ magnétiques longent les frontières des helmet streamers. Tout comme l'eau qui coule à travers un tuyau se réduit à un ruissellement lorsque le diamètre du tuyau augmente, le plasma voyageant sur ces chemins magnétiques qui s'élargissent ralentit, formant le vent solaire lent. D'autres théories prétendent que le vent solaire lent provient des lignes de champ magnétique fermées et passe ensuite aux lignes de champ ouvertes. En conséquence, le vent lent se forme lorsque les lignes de champ ouvert des trous coronaux heurtent les lignes de champ fermées aux bords des helmet streamers, se reconnectant explosivement dans une reconnexion magnétique. Le plasma qui se trouvait sur les lignes de champ fermées du streamer se trouve soudainement sur une ligne de champ ouverte, d'où il peut s'échapper dans l'espace. L'idée que le plasma du vent solaire lent se trouve à un moment sur les lignes de champ fermées est soutenue par la preuve qu'on a qu'il a subi les températures extrêmes qu'on sait y exister. Les "switchbacks" sont des inversions soudaines du champ magnétique du vent solaire qui ont été observés pour la première fois en 2018. Ils pourraient être liés à la façon dont le Soleil maintient et déplace les lignes de son champ magnétique qui s'étendent dans le système solaire. Elles semblent provenir d'une reconfiguration de lignes de champ magnétique ouvertes et en boucle qui existent dans l'atmosphère du Soleil. Lorsqu'une ligne de champ magnétique ouverte rencontre une boucle magnétique fermée, elles peuvent subir un processus appelé "reconnexion d'échange" (en anglais "interchange reconnexion"). Le processus créerait un pli en forme de S à flux extérieur dans la ligne de champ magnétique ouverte nouvellement formée

->Découvertes 2019 de la sonde Parker Solar Probe
La sonde Parker Solar Probe de la NASA, le vaisseau spatial s'étant jamais approché aussi près du Soleil, a donné en 2019 une série de données qu'il a rassemblées. De rapides inversions du champ magnétique du vent solaire ont été observées ainsi que des jets soudains, se déplaçant plus rapidement, qui rendent le vent solaire plus turbulent. De telles inversions sont vraisemblablement des perturbations du champ magnétique alors que ce dernier s'éloigne du Soleil et pas des changements du champ magnétique. Des retournements se produisent aussi qui peuvent durer entre quelques secondes et quelques minutes; ils sont dûs à des pointes de la vitesse des ondes solaires. Ces restes des structures solaires qui sont projetés dans l'espace changent violemment l'organisation des flux et du champ magnétique. Le vent solaire, lorsqu'il naît près du Soleil participe à la rotation de ce dernier mais, à une certaine distance, il transitionne de cette rotation à un flux radial. Une zone libre de poussière, dont on avait émis l'hypothèse depuis 1929, a été observée (elle commence à 5,6 millions de km (3,5 millions de miles) du Soleil)

Le vent solaire est un océan d'électrons et d'ions chargés électriquement qui se sont séparés à des températures extrêmement élevées mais il porte aussi avec lui le champ magnétique interplanétaire, ce qui crée une connection magnétique entre le Soleil et la Terre ainsi que les autres planètes du système solaire. Les particules du vent solaire se déplacent à 400km/s (250 miles/s) mais elles sont si dispersées que l'espace interplanétaire mesuré à la Terre présente une densité de particules un millier de fois moindre que ce qu'est capable de produire la meilleure chambre à vide. Le vent solaire atteint une température de plusieurs millions de degrés C (plusieurs millions de degrés F) et il peut se déplacer jusqu'à des vitesses de 750 km/s (466 miles/s) soit 1,6 million de km/h. Le plus le vent solaire s'éloigne du Soleil, le plus il se déplace rapidement et le plus sa température augmente; le vent solaire ne se déplace jamais à moins de 260 km/s. Le plus le vent solaire est rapide, le plus de l'hélium se trouve en lui. Le plasma du vent solaire est d'une température plus élevée qu'il ne devrait et la cause pourrait provenir de ses turbulences: le courant électrique devient très intense, crée des régions de fort stress magnétique voire une reconnexion magnétique. Il n'y a pas consensus sur ce qui rend compte de l'accélération, de l'extrême variabilité ou des remarquablement hautes températures du vent solaire. Le vide de l'espace, par ailleurs, est rempli de turbulences et de tourbillons qui peuvent rendre compte de ces caractéristiques. La température du vent solaire à la Terre est 70 fois plus élevé que ce qu'on pourrait attendre de la température de la couronne solaire et de son expansion au long du trajet depuis le Soleil. Pour ce qui est des températures, elle provient de l'énergie dégagée par les turbulences: le mouvement de turbulence passe à des échelles de plus en plus petites et il finit par atteindre par influer le mouvement de giration des particules dans le champ magnétique, ce qui donne de la chaleur. Les turbulences mélangent, aussi, le vent solaire, ce qui rend compte de sa variabilité rapide. Le vent solaire est essentiellement composé d'hydrogène. Il y a deux types de vent solaire, le rapide et le lent. Le vent solaire rapide émane des trous coronaux alors que le vent solaire lent est associé aux régions chaudes situées vers l'équateur. La différence la plus marquante entre les deux types est leur composition: la quantité d'éléments lourds et leur état de charge électrique -ou nombre d'électrons- diffère entre eux. La densité et l'état de charge électrique du vent solaire lent s'élève et chute toutes les 90 minutes. Ces "structures périodiques de densité" ont été découvertes vers 2000 et elles présentes tous les signes d'une reconnexion magnétique

Plus de détails sur l'interface entre la couronne et le vent solaire
Dans l'espace interplanétaire, le vent solaire est turbulent et affecté de bourrasques; c'est le Soleil lui-même qui cause les turbulences du vent solaire: des structures finement granulées exisent dans la couronne extérieure -qui est la source du vent solaire. La couronne est une structure dynamique, constamment en mouvement et changeante. Comme la couronne intérieure est turbulente, on pensait que la couronne extérieure était lisse et homogène ce qui s'est révélé ne pas être le cas. Où finit la couronne et où commence le vent solaire? Une définition fait référence à la "surface d'Alfvén", une frontière théorique où le vent solaire commence de se déplacer plus vite que les ondes à travers lui ne se déplacent vers l'arrière mais cette zone n'est pas nette. La zone d'Alfvén est un no man's land où le vent solaire graduellement se déconnecte du Soleil plus qu'elle n'est une frontière bien définie. Les observations montrent une structure inégale où, à une distance donnée du Soleil, du plasma se déplace à une vitesse suffisamment élevée pour arrêter toute communication vers l'arrière alors que des courants aussi situés là ne suivent pas ce mouvement (ces courants sont suffisamment proches l'un de l'autre et suffisamment fins pour enchevêtrer la frontière natuelle de la surface d'Alfvén et créer une région vaste, partiellement déconnectée entre la couronne et le vent solaire. Par ailleurs, le fait qu'on pense que les champs magnétiques, dans la couronne, à 10 rayons solaires, deviennent emmêlés signifie que de la physique intéressante s'y produit. Les "coronal streamers" même -aussi nommés "helmet streamers" ("bandes coronales", "bandes de casques") du fait de leur ressemblance à un casque de chevalier- sont des structures brillantes qui se développent au-dessus de régions du Soleil comportant une activité magnétique augmentée et ils sont composés d'une myriade de fins brins qui, ensemble, en moyenne, produisent une structure plus brillante que chacun d'entre eux. Des "gouttes" qui "suintent" du Soleil toutes les 90mn pourraient aider à comprendre les origines du vent solaire

Le vent solaire est un plasma d'électrons et de protons. Dans le vent solaire, les électrons sont plus de mille fois plus légers que les ions. Les électrons sont de très petites particules, négativement chargées et les protons sont de particules ionisées positivement, plus grandes ainsi l'hydrogène ou l'hélium ionisés. La plupart des particules du vent solaire sont des atomes d'hydrogène et d'hélium mais le vent transporte aussi des atomes "lourds" (c'est à dire des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, ainsi, par exemple, du carbone et de l'oxygène) dont la plupart des électrons ont été détachés. Ces particules, par exemple, entrent en collision avec les atomes neutres de l'atmosphère des comètes. Ces particules sont soumises à des turbulences constantes à toute échelle, depuis de longs jets à des tourbillons plus petits et jusqu'à des mouvements microscopiques par lesquels les particules chargées orbitent sur des orbites miniatures. Tout cela, de plus, est traversé de grandes ondes magnétiques et de courants électriques, qui agitent ces particules encore plus. Le mouvement des électrons et des protons dans le plasma génère des champs électriques et magnétiques, lesquels, en retour, chauffent ces particules. Les longueurs et les effets des ondes magnétiques sont connus puisque celles-ci commencent sous la forme de fluctuations à grande longueur d'onde. Puis, perdant de l'énergie, elles se racourcissent. Cette perte d'énergie transfère de l'énergie, donc de la chaleur, aux particules du vent solaire. Cet échauffement se fait à différentes vitesses fonction de la longueur d'onde des ondes. Les ondes les plus longues perdent leur énergie à un rythme continu jusqu'à atteindre une longueur d'onde de l'ordre de 100 km. La perte d'énergie s'accélère alors jusqu'à ce que l'onde atteigne une longueur de 2 km. Alors le rythme de perte d'énergie en revient au stade précédent. Au sein d'un plasma, les particules sont chargées électriquement; aussi leur mouvement est contrôlé aussi bien par les lois de l'électro-magnétisme que celle de la gravité et du mouvement

Des mesures récentes ont montré que l'enchaînement des turbulences au sein du vent solaire est dû à une variété d'ondes dit "ondes d'Alfvén", d 'après Hannes Aflvén, prix Nobel, qui les découvrit en 1941. Les ondes d'Alfvén sont générées lorsque des lignes de champ magnétique, comme ceux provenant du Soleil ou d'un disque environnant un trou noir, interagissent avec des particules chargées ou ions; les lignes alors se tordent ou s'enroulent enforme hélicoïdale. Elles sont perpendiculaires au champ magnétique du vent solaire, ce qui est en contradiction avec des études précédentes qui, dans les années 1970, avaient étudié les ondes magnétiques plus près du Soleil et les avaient trouvées parallèles au champ. Ceci pouvait, par un phénomène appelé "résonance cyclotronique", entraîner les particules dans des orbites circulaire très petites et leur donner un saut d'énergie et de température. Les vagues perpendiculaires, elles, créent des champs électriques qui peuvent efficacement transférer de l'énergie aux particules du plasma essentiellement en les accélérant. Le processus, que l'on appelle de l'"effet atténuateur Landau" chauffe les électrons. Cependant, le plus on est loin du Soleil, le plus tout changement de température tient à des changements de la température des protons, il est donc important de savoir comment ceux-ci sont échauffés. Comme des électrons échauffés n'échauffent pas très bien des protons, il faut donc une autre explication. L'effet atténuateur Landau (ou "Landau damping", en anglais) est, au moins, à proximité de la Terre, ce qui ajoute de l'énergie à la fois aux protons et aux électrons mais il explique également le changement du taux de perte d'énergie des ondes du vent solaire. Lorsque les ondes ont une longueur d'onde de 100 km ou un peu moins, les champs électriques de ces ondes -qui, donc, sont perpendiculaires- échauffent très efficacement les protons. Aussi, à de telles longueurs d'onde, les ondes transfèrent-elles rapidement l'énergie aux protons, ce qui explique donc pourquoi les ondes perdent très rapidement leur énergie. A une longueur d'onde de 2 km, elles, n'interagissent pas efficacement sur les protons puisque leurs champs magnétiques oscillent trop vite pour pouvoir agir sur eux. Par contre, ces vagues plus courtes commencent d'accélérer et d'échauffer efficacement les électrons et cela vide donc très rapidement ces ondes de leur énergie. Le passage d'une longueur d'onde à une autre est due au fait que les protons ne dissipent pas l'énergie de l'onde et que celle-ci continue de se réduire en longueur d'onde pour atteindre le stade des électrons. Les ondes d'Alfvén cinétiques, par ailleurs, sont des transporteurs d'énergie dans les plasmas: quand elles se déplacent, les électrons se déplaçant à la bonne vitesse se retrouvent piégés dans les points faibles du champ magnétique de l'onde; comme le champ est plus fort de chaque côté de ces points, les électrons rebondissent comme si ils étaient bordés de deux murs, dans ce qu'on appelle un "miroir magnétique" dans l'onde. Le résultat est que les électrons ne sont pas répartis uniformément. Certains pensent qu'un tel processus est essentiel pour l'échauffement du vent solaire à des températures extrêmes

Un phénomène dit "échange de charge" (en anglais: "charge exchange"), découvert au milieu des années 1990 sous la forme d'une source de rayons X inattendue dans le noyau de la comète Hyakutake, se produit quand le vent solaire entre en collision avec l'exosphère de la Terre ou le gaz neutre de l'espace interplanétaire. Lorsque les ions lourds, hautement électrisés, du vent solaire entrent en collision avec ces atomes neutres, ils dérobent un électron à ceux-ci, phénomène qui place les ions lourds dans un état d'excitation de peu de durée; quand les ions reviennent à leur état antérieur, ils émettent des rayons X dits "doux" (en anglais: "soft X-rays"; "doux" car ces rayons X sont proches de la zone de l'ultraviolet). L'échange de charge, depuis, a également été observé dans de nombreux emplacements: comètes, vent interplanétaire, peut-être les restes de supernovae, halos galactiques. Ces productions de rayons X doux existent aussi dans les atmosphères de Vénus et de Mars; on les a observés aussi dans l'exosphère terrestre. Le vent solaire peut transporter des champs électriques et magnétiques; il interagit avec des poches de gaz neutre dont les électrons et les ions sont encore fortement liés et il leur prend des électrons

Les niveaux d'interaction avec le vent solaire dans le système solaire sont très divers. Les lignes du champ magnétique, dans leur voyage du Soleil à la Terre suivent, en moyenne, une spirale du fait de la rotation du Soleil. Un modèle nouveau montre que les particules qui suivent ces lignes spiralent plus loin qu'on ne pensait et elles atteignent même le côté opposé du Soleil, quel que soit le type d'évènement solaire qui leur a donné de l'énergie à leurs débuts, ce qui résulte de turbulences dans le matériau solaire. Pendant son voyage vers Pluton vers 2010, la sonde New Horizons a collecté trois ans de données sur le vent solaire permettant d'améliorer les modèles de l'environnement spatial dans le système solaire: au cours de leur voyage jusqu'aux limites du système solaire, les particules solaires reçoivent une accélération qui accélère leur vitesse et elles sont alors peut-être les bases de particules extrêmement énergétiques dit "rayons cosmiques anomiques" soit des rayons super-rapides et porteurs d'énergie qui reviennent vers l'intérieur du système solaire. Plus loin, alors que l'énergie du vent solaire diminue, celui-ci joue un rôle: il façonne la frontière où il rencontre l'espace interstellaire, une région qui est en train d'être explorée par la mission Voyager 2 (lorsque cette mission a parcouru les zones parcourues par New Horizons, l'activité solaire était beaucoup plus importante). Les éjections coronales de masse affectent aussi le vent solaire et comment il interagit avec les planètes. Le plus les éjections coronales et les collisions entre différents courants du vent solaire sont loins du Soleil, le moins elles sont discernables; les structures de petite taille tendent à être dégradées ou mêlées et l'on observe, ainsi, moins de structures de grande taille. Cependant, les structures acquises au Soleil du fait de la région d'origine du vent solaire se voient encore à ces distances. Les caractéristiques du vent solaire -dont la vitesse, la densité et la température- sont façonnées par la région d'où le vent s'écoule, fonction de la rotation des différentes régions qui le produisent; ceci donne des structures diverses