Le Soleil
CONTENU - Ce tutoriel est consacré au Soleil, notre étoile |
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Le Soleil est notre étoile. Il a une structure en couches et il est un corps actif
Le Soleil est sans aucun doute l'objet du système solaire le plus proche d'une sphère parfaite. Cela est dû à son intense gravité (il n'a, en termes de diamètre apparent, qu'un excès de 8,01 millisecondes d'arc). Les années de forte activité solaire, cette valeur se porte à 10,77 millisecondes d'arc du fait de l'émergence de "super-granules", de grosses cellules de convection, près de l'équateur
->Toutes les activités du Soleil sont liées à la dynamo interne du Soleil!
Ce sont des courants massifs de plasma électriquement chargé et qui circulent dans les couches intérieures du Soleil qui sont à l'origine de la dynamo du Soleil. Celle-ci, génératrice de courant électrique, détermine, à son tour, toute l'activité solaire, des taches aux flares. Le seul moyen de l'étudier est l'"héliosismologie", qui consiste à étudier les "tremblements de Soleil" engendrés par les ondes que les mouvements internes du Soleil créent et qui viennent se répercuter contre la surface de celui-ci. Le champ magnétique complexe du Soleil est principalement composé de boucles fermées de champ magnétique dont les deux extrémités sont ancrées dans le Soleil. Les lignes à champ ouvert, moins communes, migrent entre les pôles nord et sud du Soleil au cours du cycle solaire de 11 ans, cycle au cours duquel le champ magnétique global s'inverse. Le champ magnétique solaire joue un rôle vital pour ce qui est de contrôler la structure de l'atmosphère du Soleil et il agit comme un conduit pour l'écoulement de la masse et de l'énergie dans la couronne et le vent solaire
Le Soleil a une structure en couches:
- le coeur du Soleil est l'endroit où notre étoile produit son énergie. Cela, c'est bien connu, se fait par le biais de réactions de fusion nucléaire qui transforment l'hydrogène en hélium. La conversion de l'hydrogène en hélium représente 99% de l'énergie produite par le Soleil. Ce processus commence lorsque la densité du coeur du Soleil compresse deux protons pour former du deutérium, un isotope lourd de l'hydrogène, dont le noyau est fait d'un proton et d'un neutron. L'un des deux protons fusionnés se transforme alors en un neutron, processus qui émet un neutrino et un positron, l'anti-particule de l'électron. Trois séries de réactions sont collectivement appelées "la chaîne proton-proton (pp)". La composition chimique du Soleil n'est pas très bien établie, ainsi sa métallicité, les valeurs de tous les éléments chimiques plus lourds que l'hélium. La température, au coeur du Soleil, atteint 15 millions de degrés C (27 millions de ° Fahrenheit), avec une densité de 150 g/cm3 (150 000 tonnes par mètre-cube!). Le coeur du Soleil a un rayon de 175 000 km (108 700 miles); nous sommes à 520 000 km (323 000 miles) de la surface. L'énergie, de là, va monter à travers les diverses couches du Soleil et, une fois parvenue à la surface, elle continuera sa course sous forme de lumière. Les ondes sismiques de mode G dans le Soleil ont révélé en 2017 que le noyau solaire tourne quatre fois plus rapidement que la surface solaire. Le soleil résonne constamment d'ondes sonores qui résultent de la convection continue du matériau solaire qui se produit en profondeur. Ces ondes de mode G, ou ondes de gravité sont des ondes fluides où la flottaison agit comme force de renouvellement mais elles sont difficiles à détecter et on les a cherchées pendant 40 ans. Les ondes sonores, ou ondes de pression, ou ondes P, par ailleurs, elles, sont faciles à détecter à la surface. L'empreinte des ondes G permettent de penser que le coeur du Soleil tourne sur lui-même une fois par semaine soit presque 4 fois plus vite que ne le font la surface et les couches intermédiaires (qui ont des périodes de rotation d'entre 25 jours à l'équateur et 35 aux pôles). Cette découverte ouvre une nouvelle série de questions pour les spécialistes du Soleil, ainsi comment interagissent ces couches de l'intérieur du Soleil dont la rotation est différente. Les astronomes avaient déjà détecté les ondes de mode G sur d'autres étoiles
- l'énergie fabriquée au coeur du Soleil passe d'abord par une première couche: la "zone radiative". Elle le fait sous la forme de radiation -de lumière, en l'occurrence. La zone radiative s'étend de -520 000 à -200 000 km (-323 200 à -124 300 miles). La température tombe à 2 millions de degrés C (3,6 millions ° F) et la densité passe à 0,2 g/cm3 (seulement 200 tonnes par mètre-cube)
- l'énergie solaire passe ensuite par une couche intermédiaire, la "tachocline", là où l'on pense que le Soleil, par un mécanisme de dynamo, génère son champ magnétique. Elle atteint ensuite une seconde couche -à 200 000 km (124 300 miles) en-dessous la surface- où les éléments venus du centre sous forme de lumière, commencent à se recombiner et où, donc, de la radiation, on passe à la matière. La matière commence de "piéger" la chaleur et elle monte vers la surface par le biais d'un mécanisme de convection (un circuit généré par la chaleur par lequelle la matière monte puis redescend). Aussi, cette seconde couche s'appelle-t'elle la "zone convective". La rotation d'une étoile et le flux du gaz dans son intérieur jouent un rôle dans la production du champ magnétique; la rotation de Soleil et des étoiles semblables varie avec la latitude mais aussi avec la profondeur. Un autre facteur dans la génération du champ magnétique est la convection: la convection est le processus par lequel la chaleur interne est distribuée de l'intérieur de l'étoile jusqu'à la surface en un circuit de circulation par lequel des cellules de gaz chaud s'élèvent alors que du gaz froid descend. Pour le Soleil, la convection se produit dans le dernier tiers de celui-ci par rapport à la surface (le gaz plus près du coeur reste relativement stable). Il y a une différence de vitesse de rotation entre ces deux régions et beaucoup pensent que c'est cette différence qui génère la majeure partie du champ magnétique du Soleil: les champs magnétiques qui se trouvent à la frontière entre la zone de convection et le coeur sont compressés et augmentent en force. Comme les étoiles tournent sur elles-mêmes plus lentement au fur et à mesure qu'elles vieillissent, ceci joue également un rôle sur le fait que leur champ magnétique faiblit avec le temps. Par ailleurs, l'interaction entre zone de convection et coeur, qui produit le champ magnétique, pourrait ne pas le produire car on a étudié des étoiles à faible masse qui, ne possèdant pas de zone convection, présentent les mêmes caractéristiques que le Soleil pour ce qui est de leur champ magnétique (la convection a lieu depuis le coeur de l'étoile). Ce tiers supérieur du Soleil a une vitesse de rotation différente de celle du reste des couches solaire et cette différence pourrait être à l'origine du cycle de 11 ans du Soleil
- la matière, par convection, atteint, enfin, la surface du Soleil -la surface que nous pouvons observer depuis la Terre. On l'appelle la "photosphère". Elle fait 100 km (62 miles) d'épaisseur. L'énergie du Soleil dans l'extrême ultraviolet est très variable par comparaison à celle dans le visible. La température, maintenant, est de 5760° C (10 400° F) et la densité est devenue infime: 0.0000002 g/cm3, soit 1/10000ème celle de l'air. La photosphère, c'est le domaine des taches solaires. On pense maintenant que les taches solaires sont des endroits où les champs magnétiques empêchent la chaleur venant de la couche inférieure d'atteindre la surface. D'où que le plasma, à cet endroit devient plus froid -relativement. Et, plus froid, il devient plus dense. Et, plus dense, il s'enfonce (à la forte vitesse de 4800 km/h (3000 miles/h). Ainsi, les taches solaires sont-elles sombres car elles sont plus froides que les zones environnantes. De plus, le processus d'enfoncement du plasma maintient ensemble les lignes magnétiques de même polarité (les taches solaires fonctionnent par deux, chaque tache ayant une polarité -soit positive, soit négatives- car si l'on trouvait, dans une même tache, des champs magnétiques de même polarité, se repoussant, ils détruiraient la tache). L'activité des taches solaires fonctionne sur la base d'un cycle de 11 ans. L'activité solaire -et le nombre des taches solaires- atteint un maximum, puis repart vers un minimum
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cliquez vers une vue de la structure du Soleil en couches (valeurs en km) (pour les valeurs en miles). site 'Amateur Astronomy' |
Des tornades de plasma sont créées par les champs magnétiques. De gigantesques vagues de plasma font le tour du Soleil à des vitesses atteignant 4,8 millions de km/h, qu'on appelle, en anglais, des "ondes EIT" d'après l'instrument SOHO du même nom. Elles pourraient être reliées aux éjections coronales de masse. Des schémas de circulation à grande échelle se déplacent aux latitudes moyennes du Soleil, qu'on appelle, en anglais "Meridional circulation", "circulation méridionale". Une étude du Marshall Center, de la NASA, présentée en 2003 a trouvé que le cycle solaire de 11 ans pourrait être en partie conditionné par un "système géant de circulation" qui aurait lieu 201 000 km (125 000 miles) en-dessous de la surface. Des gaz compressés commenceraient un parcours aux pôles du Soleil et se dirigeraient vers l'équateur solaire à une profondeur de 201 000 km (125 000 miles), à 4,8 km/h (3 miles/h). Le mouvement, ensuite, reprendrait le chemin des pôles mais, cette fois, dans les couches supérieures du Soleil et à une vitesse accélérée de 32-64 km/h (20-40 miles/h). Ce courant transporterait un champ magnétique. Lorsque le cycle de 11 ans est plus long que la moyenne, cette circulation est lente; lorsqu'il est plus court, elle est rapide. Dans ce dernier cas, une partie du champ magnétique s'accumule aux pôles puis il est transporté à l'équateur par le courant de profondeur. De plus, il est amplifié, générant un cycle à forte activité. La même étude a montré que les "granules" du Soleil ont une forme de coussin et que les "facules" sont des accumulations de champs magnétiques contre les "murs" des granules. Une énergie importante vient de la rupture des granules qui se réarrangent en nouvelles lignes intergranulaires. Même sur un Soleil calme, des tourbillons horizontaux traversent les granules et des tubes magnétiques et des lignes de convection contribuent aussi à la production d'énergie. Les granules sont des éléments dûs à la convection qui fait que du matériau solaire chaud et peu dense remonte à la surface et que du matériau plus dense, froid, coule. Les granules ont des tailles de 1000 à 1500 km et une existence de quelques minutes seulement. Le champ magnétique du Soleil, par ailleurs, s'inverse tous les 11 ans: les pôles changent d'un pôle à l'autre (actuellement, les pôles solaires sont inversés, par exemple; le pôle sud magnétique du Soleil se trouve près de son pôle nord "géographique", et inversement). Les scientifiques, enfin, suspectent que les températures du pôle sud ("géographique") du Soleil sont différentes des températures au pôle nord. On peut déduire l'inversion du champ magnétique solaire de la disparition des trous coronaux situés aux pôles
- au-delà de la photosphère, on trouve la "chromosphère". La chromosphère est une couche irrégulière. La température y passe de 5760 à 20 000° C (10400-36000° F). Cette forte température fait que la chromosphère devient rouge (d'où le nom de la couche: "chromos", en grec, signifie "couleur"). C'est ce processus que l'on apelle l'"émission H-alpha". La chromosphère est la zone des "protubérances solaires". Les protubérances -on parle de filaments quand elles sont vues sur le fond du Soleil et non sur l'horizon- sont des nuages instables de matériau solaire qui sont suspendus au-dessus de la surface par les forces magnétiques complexes du Soleil. Les protubérances solaires sont le plasma sculpté par les champs magnétiques solaires et qui, ensuite, sont propulsés de la surface dans l'atmosphère du Soleil -le plasma étant un gaz électrifié dans lequel des particules chargées positiviement (des ions) et négativement (des électrons) se sont séparées et forment un mélange extrêmement chaud lequel "répond" aux champs magnétiques de l'atmopshère solaire. Lorsque la boucle magnétique atteint la couronne, elle attire d'énormes courants de plasma, qui la remplissent. Quand une protubérance commence à s'effondrer, le gaz est évacué vers la surface par les champs magnétiques. Quelques protubérances spectaculairement importantes ont lieu chaque année. La plupart finissent par se dissiper en quelques jours. Lorsqu'une protubérance solaire retombe sur la surface du Soleil, elle peut, sur son chemin, déclencher une reconnexion magnétique des lignes du champ -elle leur fait subir une pression (une reconnextion magnétique est la réorganisation brutale des lignes d'un champ magnétique). C'est la différence entre reconnexion par forçage et reconnexion spontanée (le type spontané est le plus fréquent). On peut voir ces éruptions solaires s'élever au-dessus du limbe pendant les éclipses, par exemple, ou lorsqu'on utilise les filtres H-alpha. Les protubérances sont des tubes de gaz chaud, en forme d'arc et magnétisés; le plasma solaire est un gaz dans lequel les électrons négatifs se déplacent librement autour d'ions positifs, formant un puissant mélange de particules chargées électriquement. Chaque bouffée de plasma ne s'éloigne de la surface que pour y retourner au sein des régions actives -un ballet commandé par les forces magnétiques complexes qui se trouvent au-dessus de la surface. Des protubérances -et donc des filaments- importants sont souvent associées aux "éjections coronales de masse" (voir plus bas) alors que les protubérances plus petites sont à relier aux frontières qui marquent les régions solaires actives (les régions de taches). Les protubérances ont une température relative plus basse que la surface solaire qui leur sert de fond. Elles apparaissent brillantes sur le fond du ciel, mais sombres sur le fond du Soleil (dans ce dernier cas, elles portent le nom de "filaments"). On peut dire que la chromosphère est l'atmosphère du Soleil, ou son "enveloppe gazeuse". 90% des boucles qui se forment au-dessus de la surface solaire, dans la chromosphère et la couronne semblent avoir un pied dans un champ magnétique relativement intense alors que l'autre se trouve dans la photosphère. L'instabilité Kelvin-Helmholtz en frappant le plasma chaud déclenche, à intervalle, des vagues de grande longueur à la surface, qui se déplacent jusqu'à 7,2 millions de km/h et dont la fréquence est d'entre 30 et 200 secondes. Elles ont des effets jusque dans la couronne, elles accélèrent le vent solaire, déclenche des éruptions au loin et font circuler de l'énergie et de la causalité entre les différentes parties de l'atmosphère solaire. La chromosphère, de plus, dans sa partie inférieure, présente une couche froide (4000° C -7232° F). Une telle couche froide se trouve également dans les étoiles de la taille du Soleil
- une seconde région extérieure est la "région de transition". C'est une zone très mince qui est due à la chaleur qui descend dans la photosphère depuis la couronne solaire. La région passe rapidement de 22 000 à 1 million de degrés C (40 000-1,8 millions de degrés F). L'hydrogène est ionisé (le phénomène est difficile à voir) et la lumière produite par cette zone est essentiellement de l'ultra-violet. Cette lumière vient du carbone ionisé (C IV), de l'oxygène ionisé (O IV) et du silicium ionisé (Si IV) et n'est observable que depuis l'espace. La région de transition peut contenir des taches et des flares
- Enfin, au plus loin de la surface du Soleil, on trouve une dernière région: la "couronne solaire", ou "couronne". La couronne est une sorte d'atmosphère extérieure du Soleil. Ce fut l'astronome anglais Francis Baily qui, en 1842, suggéra le premier que la "couronne" floue qu'on voyait pendant les éclipses de Soleil était l'atmosphère du Soleil. La preuve visuelle que le matériau incroyablement chaud qui remplit la couronne a une structure définie sur des échelles fines et n'est pas une "soupe" homogène de particules a été apporté récemment: le matériau a été photographié comme étant constitué de brins fins de matériel solaire avec une température d'1 million de degrés. La question de l'échauffement de la couronne apparut en 1942 lorsque l'astronome suédois fut le premier à en mesurer la température et découvrit qu'elle était beaucoup plus chaude que la surface solaire et, l'année suivante, le physicien Hannes Alfvén, un autre suédois, proposa l'existence d'onde dans les fluides électriquement conducteurs, mécanisme qui pouvait être appliqué au Soleil. L'astrophysicien américain Eugene Parker qui, en 1958, avait lié le vent solaire à la couronne, proposa, en 1988, que la couronne était échauffée par des "nanoflares", des éruptions fréquentes et de petite taille. La théorie de Parker et celle d'Alfvén (l'échauffement est causé par la dissipation des ondes qui portent son nom) sont les deux théories prépondérantes -et opposées- de l'échauffement de la couronne. On ne sait pas exactement comment cette inversion de température se produit. L'histoire du problème de l'échauffement de la couronne commence lorsqu'une ligne spectrale verte observée au cours d'une éclipse totale de 1869. Cette ligne verte ne correspondait à aucun élément connu. Les scientifiques pensaient peut-être qu'ils avaient découvert un nouvel élément, et ils l'appelèrent le coronium. Ce ne fut pas avant 70 ans plus tard qu'un physicien suédois découvrit l'élément responsable de l'émission: le fer, surchauffé au point d'être ionisé 13 fois, ce qui ne lui laisse que la moitié des électrons d'un atome de fer normal. Et c'est là que réside le problème: les scientifiques ont calculé que ces niveaux élevés d'ionisation nécessitaient des températures coronales autour d'1 millions de degrés Celsius -près de 200 fois plus chaud que la surface du Soleil. Une théorie est que des ondes magnétiques -les ondes Alfvén apportent constamment de l'énergie dans la couronne où celle-ci se dissipe sous forme de chaleur. Les ondes coronales sont l'une des sources possibles de l'échauffement de la couronne. Une autre théorie est que ce seraient les nanoflares -micro-explosions, de trop petite taille et trop peu fréquentes pour être détectés individuellement mais avec un effet collective important- qui relâcheraient aussi de la chaleur. On pense que la partie inférieure de la couronne détient les solutions à plusieurs mystères du Soleil, de l'accélération du vent solaire à la naissance des éjections coronales de masse ou à l'échauffement de la couronne en général. Depuis avril 2015, on pense que le mécanisme d'échauffement de la couronne dépend des nanoflares, des épisodes explosifs, réguliers et intermittents de chaleur et non d'un processus continu et progressif. Une bonne explication apparue en 2019 est que les ondes magnétiques du Soleil s'accroissent en force et en température, ce qui est dû à la formation d'un "résonateur acoustique": les changements significatifs de température entre la surface solaire et la couronne créent des frontières partiellement réflectives, qui piègent les ondes et leur permettent de s'intensifier. En juin 2014, on a découvert que la couronne solaire est beaucoup plus étendue que ce que l'on pensait: elle s'étend jusqu'à 8 millions de kilomètres de la surface solaire (12 rayons solaires) et des tempêtes solaires géantes ou les éjections coronales de masse peuvent créer des effets ondulatoires ressentis dans toute la couronne. Au-delà de la couronne, le matériau solaire devient le vent solaire, beaucoup plus stable. Pendant les éclipses totales, la couronne -vue célèbre- est visible comme une zone "radiative", qui s'étend, en rayons, loin du disque occulté du Soleil. La couronne est une région extrêmement chaude (1 million de degrés C et plus -1,8 million de degrés F) où l'essentiel des éléments -les plus lourds exceptés (et ils sont peu nombreux, tels le fer ou le calcium, etc.)- sont ionisés. La polarisation de l'ultraviolet de la couronne -sa restriction à une seule direction- peut être corrélée à l'intensité et la direction du champ magnétique. Les astronomes s'accordent à penser que l'énergie turbulente des champs magnétique du Soleil doit transférer de l'énergie et s'échauffer dans la couronne -et transférer aussi de l'énergie dans le vent solaire- mais les détails exacts sont encore l'objet de débats. Les études les plus récentes laissent penser que cet échauffement de la couronne devrait être rapide et impulsif. L'aspect général de la couronne solaire varie au long du cycle solaire de 11 ans. Pour observer la couronne en-dehors des éclipses totales, on utilise un "coronographe", un système qui permet, dans l'instrument d'observation, de créer artificiellement une éclipse, ou bien on l'observe depuis l'espace, dans les rayons-X. Du fait de sa haute température, la couronne est très visible dans ces longueurs d'onde. De plus, comme la photosphère, par contre, n'émet qu'à peine dans cette longueur d'onde, la couronne, dans les rayons-X peut même se voir à travers le disque solaire. Le fer à de très hautes tempétarures est l'élément le plus important de la couronne. La façon dont la couronne est chauffée reste peu claire jusqu'à présent. Elle est probablement à relier à l'entremêlement et à la cassure des lignes du champ magnétique du soleil, processus qui crée la forme des tempêtes solaires. Une partie de ces températures extrêmes provient de "turbulences" qui ont lieu dans la chromosphère et qui propulsent des "ondes d'Alfven" dans la couronne. Les ondes Alfven sont des ondes créées par des mouvements de convection et des ondes sonores qui expulsent des champs magnétiques ou lorsque des processus dynamiques créent des courants électriques, qui font que les champs magnétiques se modifient ou subissent des phénomènes de reconnection. Les ondes Alfven durent plusieurs minutes. Des boucles de gaz chaud s'élève haut au-dessus de la surface du Soleil. Elles alimentent aussi la couronne solaire. Ces boucles sont constituées de tubes magnétiques, plus petits, individualisés. A l'intérieur de ceux-ci, de plus, ont lieu des "nanoflares", de sauts d'activité plus petits et soudains. Le plasma ultra-chaud qui est envoyé dans la couronne par ces boucles géantes se refroidit très rapidement et est donc très difficile à détecter. Il retombe ensuite sur la surface solaire, alimentant une sorte de processus en boucle entre la surface du Soleil et la couronne solaire. De tels nanoflares existent aussi dans les régions de taches, amenant à des changements de la radiation dans les rayons-X et l'ultraviolet au long de l'évolution de la région. Les nanoflares, fonction de leur nombre et de leur énergie, pourrait être la pièce manquant pour expliquer ce qui déclenche les flares, en général ou comment le Soleil transfère autant d'énergie dans la couronne. On ne sait pas encore complètement si les nanoflares sont dûs aux mêmes mécanismes que les flares solaires et s'ils sont des versions réduites du processus ou s'ils sont seulement des évènements producteurs de chaleur de petite taille. Des "boucles coronales" géantes -certaines font jusqu'à 160 000 km de long- jouent un rôle fondamental dans la physique de la couronne solaire. Ces flux brillants et fins interagissent avec le champ magnétique solaire. Les champs magnétiques de petite échelle du Soleil eux-mêmes pourraient, en principe, apporter suffisamment d'énergie pour chauffer la couronne. De gigantesques et fines fontaines de gaz, qu'on appelle des spicules, aussi longues que la Terre, qui montent de la surface à 240 000 km/h, sont l'un des nombreux phénomènes qui contribuent au transfert d'énergie et de chaleur dans la couronne. A chaque instant, 10 million de spicules temporaires émergent de la surface solaire et elles peuvent atteindre 9300km de longueur avant de s'effondrer. Ces spicules trouvent également leur origine dans ces "îles" de lignes magnétiques entremêlées qui réussissent à atteindre la surface (leur portance provient d'un mélange de particules neutres et de particules électrifiées). Lorsque les lignes magnétiques se rompent, elles créent les spicules et le processus relâche du plasma et de l'énergie. La création des spicules génère aussi des ondes Alfvén, lesquelles, avec l'éjection du plasma, joue un rôle dans l'échauffement des couches basses de la couronne et le mouvement d'origine du vent solaire. Ces jets contiennent du plasma chaud et pourraient y jouer un rôle fondamental car ce gaz devient encore plus chaud en s'élevant. Les spicules, en lumière visible, sont vues envoyer de grandes masses de plasma à travers la photosphère et, d'une façon générale, la plus grande partie du gaz (qui a une température de centaines de miliers de degrés) retombe à la surface solaire; la fraction la plus chaude, cependant (à des millions de degrés), reste alors en altitude et ne retombe que plus tard. Du gaz en éruption créerait, par ailleurs, au contact de gaz stationnaire, des "instabilités de Kelvin-Helmholtz" -des ondes- de la taille des Etats-Unis. Ces instabilités se produisent quand deux fluides de densités différentes entrent en contact. Dans le cas de la couronne solaire, qui est constituée d'un gaz très chaud et électriquement chargé -le plasma- les deux flux ont leur origine, d'une part dans du plasma qui vient, par éruption, de la surface solaire et, d'autre part, de plasma stable. La différence dans la vitesse des flux et les densités produit, à la frontière, une instabilité qui se transforme en ondes. Bien que la couronne soit remplie de champ magnétiques, lesquels peuvent avoir un effet stabilisateur, on y a bien observé ces ondes. Elles peuvent, de plus, se transformer en des turbulences plus petites, la friction de ces dernières pouvant contribuer à ajouter de l'énergie, donc de la température à la couronne solaire. Le détail des processus qui chauffent la couronne solaire restent cependant actuellement inconnus. Les queues des comètes qui s'approchent trop près du Soleil sont rapidement ionisées car elles perdent des électrons dans un tel environnement chaud; elles permettent ainsi de "marqueur" du système magnétique complexe des zones les plus élevées de la couronne. Certaines ondes sismiques solaires suivent également des voies qui les mènent dans la chromosphère et, de là, dans la couronne. Au lieu de se déplacer verticalement, ces ondes empruntent un chemin courbe. En montant, ces ondes peuvent être réfléchies vers le bas ou contribuer à l'échauffement de la couronne. On appelle "pluie coronale' les "gouttes" géantes qui retombent de l'atmosphère extérieure du Soleil à la surface. Des affaiblissements de la couronne sont liés aux éjections coronales de masse
- Une fois passée la couronne solaire, l'énergie du Soleil parvient alors au domaine du vent solaire et de l'espace interplanétaire
->Les différences de températures entre les pôles du Soleil La mission conjointe ESA-NASA, Ulysses, comme en 1995-1996, a observé qu'il y a une différence de température de 7 à 8% entre le pôle nord du Soleil (qui est plus froid) et le pôle sud (plus chaud), la différence de températures étant de l'ordre de 44000° C (80000° F). Cela semble lié à la structure du champ magnétique du Soleil car cette différence a été observée suite à l'inversion du champ, qui a lieu tous les 11 ans. Cette constation est importante car on sait que le vent solaire trouve son origine aux pôles du Soleil
La mission Ulysses a également observé un autre phénomène étrange: une tempête solaire qui venait d'une région de taches située à l'équateur s'est retrouvée conduite, par une forme de tunnel, de telle sorte qu'elle a frappé le satellite alors qu'il survolait le pôle sud du Soleil. Là encore l'observation est d'intérêt puisque le vent solaire émane des pôles solaires. Ce flux de vent solaire en provenance des pôles, en fonction du moment du cycle solaire, peut soit descendre jusqu'à l'équateur solaire, soit être limité aux latitudes moyennes
->Comment les recherches sur le Soleil ont évolué
La première observatoir des taches solaires fut le fait de l'astronome Thomas Harriot, en 1610. Puis, vers 1885, ce fut la découverte de l'astronome hollandais Pieter Zeeman qui fit réellement débuter la science solaire: il avait découvert qu'un champ magnétique (ou un champ de force généré par des courants électriques) modifie certaines lignes spectrales. Dans la décennie qui suivit, l'astronome américain George E. Hale utilisa la découverte pour démontrer que les taches solaires contiennent de forts champs magnétiques. Après; la Seconde Guerre mondiale, on admit les influences que l'activité solaire avait sur la propagation des fréquences radio dans la haute atmosphère de la Terre. Aussi utilisa-t'on des fusées allemandes récupérées pour atteindre plus haut que l'atmosphère et y mesurer des phénomènes se produisant dans les longueurs d'onde absorbées par cette dernière; on découvrit alors que l'ultraviolet du Soleil variait dans de grandes proportions d'une année sur l'autre (mais ces missions étaient cependant limitées à une durée d'entre 5 à 10 minutes). La conquête spatiale commençant, la NASA mit au point des satellites appelés "Orbiting Solar Observatories" (ou OSO) pour étudier l'activité solaire; 8 de ces satellites furent lancés de mars 1962 à juin 1975, autorisant des recherches sur la durée d'un cycle solaire de 11 ans. sur le cycle solaire de 11 ans. Le concept de météorologie solaire spatiale fut découvert en 1946 par le physicien américain Scott Forbush: il détecta des particules énergétiques solaires arrivant à la Terre peu de temps après que soit survenu un flare solaire. Les éjections coronales de masse, elles, avaient été prédites dès les années 1960 et on les observa en décembre 1971 depuis un observatoire orbital. Dès 1859, l'astronome anglais Richard Carrington fit le lien entre un rare flare solaire blanc et des aurores boréales vues à d'aussi basses latitudes que l'île de Cuba ou des pannes télégraphiques (cet évènement s'appelle l'"évènement Carrington", en anglais le "Carrington Event"). Le début des années 1960 vit aussi l'apparition de l'héliosismologie, qui permit la découverte d'oscillations globales (ou "ondes de pression") qui se produisaient sur la surface solaire et permettant d'étudier l'intérieur de l'astre; les astronomes, alors, suspectèrent aussi pendant un temps que les ondes sonores du Soleil contribuaient à l'échauffement de la couronne solaire. A bord de la mission Skylab, lancé en 1973, les astronautes utilisèrent une batterie de télescopes pour en apprendre plus sur la variabilité de l'ultraviolet et des rayons X de la couronne mais la mission montra surtout qu'un instrument opéré par un humain n'était pas très efficace car on manquait presque toujours le début des flares solaires. Dans les années 1980, la Solar Maximum Mission se fonda sur ce constat en utilisant une détection automatique des flares, laquelle coordonnait digitalement tous les instruments du bord pour qu'ils s'orientent vers la zone du flare en moins d'une fraction de seconde. Ces premières missions spatiales permirent des missions telles SOHO. SOHO, une mission conjointe NASA-Europe, elle, étudia la structure interne du Soleil, la couronne et les origines du vent solaire. A son lancement, le 02/12/1995, la physique solaire manquait d'éléments sur ces sujets; on pensait, à l'époque, que les flares solaires constituaient l'évènement solaire essentiel affectant la Terre, ce qui était dû, en partie, au fait que ces évènements étaient ceux qu'on observait le plus couramment. Le coronographe de SOHO ouvrit alors la porte à l'étude des éjections coronales de masse, pièce majeure du puzzle de la météorologie solaire, lesquelles étaient beaucoup plus communes -et plus variables. SOHO fit qu'on considéra désormais le Soleil comme un corps dynamique et SOHO, ainsi, allait permettre plus de 5000 publications scientifiques. On se mit à comprendre que, sur Terre, on vivait, en fait, dans l'atmosphère étendue d'une étoile magnétiquement active. Les découvertes faites par SOHO, de plus, ont façonné la façon dont a conçu les missions solaires suivantes (le SDO, le STEREO et l'Interface Region Imaging Spectrograph, de la NASA ou le Hinode, mission conjointe Japon/NASA. La NASA, de nos jours, par exemple, possède plusieurs satellites qui étudient le Soleil, ce qui permet donc les observations dans une gamme étendue. On utilise aussi les sons basses fréquence de fond du Soleil pour étudier ce dernier, des flares aux éjections coronales de masse ou aux couches du Soleil
Loin du disque calme, blanc-jaune que le Soleil nous présente dans le visible, dans les longueurs d'onde non-visibles, il présente une surface et un extérieur dynamique avec des boucles en méandres et qui s'élèvent ou des cyclones tourbillonnants qui atteignent la haute atmosphère solaire. Le Soleil est en fait une gigantesque étoile magnétique, faite de matériau qui se déplace selon les lois de l'électromagnétisme. On ne sait pas exactement où se crée, dans le Soleil, le champ magnétique: il pourrait se trouver près de la surface ou profond, ou en profondeur voire à toute distance entre ces deux extrêmes. Comme le Soleil est constitué de plasma -cet état de la matière semblable à un gaz dans lequel les électrons et les ions se sont séparés, ce qui crée un mélange super-chaud de particules chargées- lorsque les particules chargées se déplacent, elles créent naturellement des champs magnétiques, lesquels ont un effet additionnel sur ledit mouvement. Aussi le plasma du Soleil met en place un système compliqué de causes et d'effets dans lequel les flux de plasma au sein du Soleil fortement agités par l'énorme chaleur qui est produite par la fusion nucléaire du centre du Soleil créent les champs magnétiques du Soleil, système qu'on appelle la "dynamo solaire". Les champs magnétiques nous sont rendus visibles par les boucles et les tours de matériau de la couronne solaire; les emplacements, sur la surface -la photosphère- de ces boucles magnétiques sont mesurés précisément par un instrument appelé un magnétographe (il mesure la force et la direction des champs magnétiques). Le système magnétique du Soleil est le mécanisme qui meut le cycle d'activité solaire d'à peu près 11 ans et, à chaque éruption solaire, le champ s'adoucit légèrement jusqu'à finalement atteindre son état le plus simple. Après ce minimum, le champ magnétique devient de plus en plus compliqué au fil du temps jusqu'à ce qu'un nouveau pic du cycle soit atteint. Au maximum solaire, le champ magnétique a une forme très compliquée avec de nombreuses petites structures (qui sont les régions actives qu'on peut observer). Au minimum solaire, le champ est plus faible et concentré aux pôles, formant une structure très lisse, qui ne forme pas de taches solaires. Une comparaison, en termes de la complexité relative du champ magnétique solaire entre janvier 2011 et juillet 2014, montre qu'en juin 2011 -trois ans après le minimum du cycle- le champ est relativement simple, avec les lignes du champ ouvertes concentrées près des pôles. Au maximum solaire de 2014, la structure est beaucoup plus complexe, avec des lignes ouvertes et fermées qui percent la surface à peu près partout -conditions idéales pour des explosions solaires. Il existe aussi, sur le Soleil, des ondes de Rossby -ces ondes qui sont liées à tout fluide en rotation- et elles sont vraisemblablement un lien entre le mouvement du fluide de surface et les champs magnétiques; elles pourraient aider à mieux prévoir la formation de taches solaire ou le déclenchement des flares. Des éléments chauds, brillants, qu'on appelle, en anglais, des "brightpoints" ("points brillants") et qui se trouvent dans la couronne solaire peuvent servir à suivre le mouvement bouillonnant du matériau qui se trouve plus bas dans le Soleil et ils sont liés à une activité magnétique qui s'est élevée. Les ondes de Rossby solaires circulent sous la surface et on pense qu'elles déterminent la "météo solaire". Les brightpoints, eux, pourraient expliquer comment le cycle solaire fait augmenter, tous les 11 ans, le nombre des flares. Les ondes de Rossby, ainsi, lient une activité instantanée avec des évènements qui n'ont lieu que sur des décennies ou plus. Les flares et les éjections coronale de masse, qui pourraient sembler survenir au hasard, ont probablement une cause à un niveau quelconque
->Est-ce que les interactions majeures entre le Soleil et la Terre se produisent lorsque les champs magnétiques solaire et terrestre ont une polarité identique?
On pensait jusqu'à présent que les interactions majeures entre les évènements solaires et la magnétosphère terrestre se produisaient quand le champ magnétique de la Terre et celui du Soleil présentait une polarité opposée. Des données récentes, en 2008, dues à la mission Themis de la NASA montre qu'il se pourrait bien que ce fût le contraire; les brèches les plus importantes de la magnétosphère pourraient se produire lorsque les deux champs ont une même polarité. Si ces données étaient confirmées, elles constitueraient une découverte majeure
->Flares, éjections coronales de masse, tempêtes protoniques, tempêtes géomagnétiques
Ensemble, les flares, les éjections coronales de masse et les particules solaires énergétiques constituent la "météorologie solaire". Le mécanisme le plus habituel d'un évènement solaire consiste en ce qu'un flare explose depuis le champ magnétique qui se trouve au-dessus d'une région de taches solaires, émettant de la lumière visible et des rayons X. Cet évènement devient une éjection coronale de masse (en anglais, "Coronal Mass Ejection", ou "CME"): une grande quantité de matériau solaire est projeté dans l'espace interplanétaire. Les éjections coronales de masse contiennent des protons, des électrons et des ions lourds électriquement chargés. Au cours de son voyage dans le système solaire -il lui faut quelques jours pour atteindre la Terre- l'éjection coronale de masse fraie son chemin dans le vent solaire, accélérant les protons à des hautes énergies et les poussant devant elle (on appelle ces particules des "particules solaires énergétiques" (en anglais, "solar energetic particles" ou "SEP")). Ce sont donc des courants de protons très rapides. Les éjections coronales de masse sont positionnées de ci de là dans le vent solaire sous la forme de nuages plus denses de matériau de vent solaire. Cette tempête protonique atteint alors la Terre, ainsi que l'éjection coronale de masse et elles y déclenchent des aurores et y apportent des radiations potentiellement dangereuses aux satellites et aux équipages des missions spatiales. Même un courant de vent solaire particulièrement rapide peut aussi frapper la Terre. La maîtrise de la "météorologie solaire" est importante pour les satellites en orbite terrestre et elle le sera encore plus pour les équipages qui retourneront sur la Lune puis qui iront sur Mars. Les astronomes, pour l'essentiel, ne séparent plus les flares et les éjections coronales de masse et préfèrent parler d'"évènements solaires éruptifs" car c'est une même explosion d'énergie qui crée les deux évènements; une partie de l'énergie est propulsée vers l'extérieur et devient une éjection coronale de masse et une autre partie retombe vers la surface solaire et y apparaît comme un flare. Les lignes du champ magnétique sur lesquelles les particules énergétiques d'un flare se déplacent se courbent du Soleil à la Terre à la différence des éjections coronales de masse qui se déplacent en ligne droite. Les particules énergétiques sont connectées magnétiquement à la Terre même si, par example, l'éjection coronale associée peut nous manquer. Ces protons, ainsi, atteignent la Terre beaucoup plus vite que l'éjection coronale de masse et il peut même se produire qu'ils heurtent une éjection coronale qui les précède et y créent une onde de choc. Les flares solaires et les autres évènements énergétiques du Soleil produisent également des rayons gamma en accélérant les particules chargées électriquement, qui entrent en collision et interagissent avec l'atmosphère et la surface solaires. La zone qui se trouve sur le côté droit du disque solaire, d'une manière générale, a une connection magnétique quasi directe avec la Terre car les lignes du champ magnétique solaire se courbent au fur et à mesure qu'elles s'éloignent du Soleil et en conjonction avec sa rotation. La NASA, fin 2015, a fait état de ce qu'il existe 12% de chance qu'un flare solaire géant se produise au cours des 10 prochaines années, qui pourrait engendrer des dommages globaux, de type effets électromagnétiques d'une bombe nucléaire, sur la Terre. Une tempête géo-magnétique consiste en du matériau solaire en déplacement -soit des courants à haute vitesse de vent solaire, ou des éjections coronales de masse- qui se heurte au champ magnétique terrestre et qui le fait osciller
->Plus sur les flares et les éjections coronales de masse!
Les flares et les éjections coronales de masse sont les deux principaux types de phénomènes explosifs qui se produisent sur le Soleil. Les éjections coronales de masse et les flares sont, sur le Soleil, une variante du phénomène de reconnexion, qui se rencontre dans la magnétosphère terrestre, la reconnexion étant un processus qui peut affecter un plasma -soit de l'espace rempli de particules chargées électriquement et de champs électriques et magnétiques. L'énergie et les rayons X produits par un flare solaire atteignent la Terre à la vitesse de la lumière -en 8 minutes; à l'origine, un flare se constitute de lumière, d'énergie et de rayons X- alors que les éjections coronales de masse sont des nuages de particules géants qui atteignent la Terre en un à trois jours. Les flares les plus importants sont presque toujours liés à une éjection coronale de masse. Si une éjection coronale de masse suit un flare dépend de la lutte entre deux phénomènes magnétiques à la surface solaire: une "cage" magnétique peut empêcher la croissance d'une "corde" magnétique associée au déclenchement d'une éjection. Mais cette "corde", par ailleurs, peut être suffisamment puissante cependant pour déclencher un flare solaire. Les deux phénomènes proviennent du fait que les mouvements internes du Soleil entremêlent ses champs magnétiques. Ceux-ci, tels un élastique qu'on relâche brutalement, se réalignent explosivement et éjectent de grande quantité d'énergie dans l'espace. Ce réalignement constitue une forme de reconnexion magnétique: de forts champs électriques sont générés, qui produisent une force importante sur les particules chargées et, dans le gaz ionisé de l'atmosphère solaire, le processus éjecte des électrons et des ions à des vitesses proches de la vitesse de la lumière (ce qui fait qu'ils émettent des rayons gamma à haute énergie). Le flare solaire, ainsi, est un flash soudain de lumière. Les flares peuvent durer de quelques minutes à quelques heures; (des particules accélérées par une éruption de type éjection coronale de masse se produisant sur la "face cachée" du Soleil peuvent se propager et finalement produire, sur la face visible, une luminescence dans les rayons gamma). Une partie de leur énergie peut également accélérer des particules à très haute énergie, lesquelles atteignent la Terre en quelques dizaines de minutes. Un flare solaire est, en quelque sorte, le flash vu à la sortie d'un canon au moment d'un tir et l'éjection coronale de masse est le boulet du canon. Le matériau chaud des éjections coronales de masse -appelé un "plasma"- se déplace à plus d'un million et demi de km/h et peut mettre 3 jours à arriver à la Terre. En observant le Soleil avec des instruments professionnels appropriés, les flares solaires se voient comme une lumière brillante et les éjections coronales de masse comme d'énormes triangles de gas qui enflent dans l'espace proche du Soleil. Les "particules énergétiques solaires" (en anglais, "solar energetic particles", ou "SEP") sont les courants de particules à haute énergie qui sont éjectés du Soleil par des flares étroits ou des éjections coronales de masse larges. Un évènement SEP a lieu en moyenne toutes les deux semaines. Le Soleil, dans sa jeunesse, était plus actif qu'aujourd'hui et émettait fréquement -peut-être tous les jours- des émissions intenses de radiation. Les flares comme les éjections coronales de masse peut apporter des perturbations radio, ou magnétiques, respectivement dans l'environnement terrestre; aussi, aux Etats-Unis, une flotte de différents observatoires spatiaux de la NASA surveillent constamment le Soleil et la NOAA (l'agence américaine de météorologie), via son "Space Weather Prediction Center" ("centre de prévision de la météorologie solaire") met en oeuvre des simulations et peut faire des prévisions concernant le moment où une éjection coronale de masse arrivera à la Terre et alerter les groupes et institutions concernés
Le Soleil est un corps actif. Les champs magnétiques qui émergent d'en-dessous la surface du Soleil sont le facteur essentiel des différents évènements solaires. Le Soleil, par le biais de divers évènements -habituels ou pas- expulse un grand nombre d'éléments et de radiations dans le système solaire. Les études récentes tendent à laisser supposer que même des évènements solaires de petite taille ont une résonance sur de larges régions du Soleil via la dispersion d' instabilités magnétiques et d'ondes. Les tempêtes de radiations solaire (en anglais, "solar radiation storms") sont des sursauts de protons et d'électrons qui résultent des évènement solaires qui se déplacent incroyablement vite; ces particules peuvent atteindre jusqu'à 80% de la vitesse de la lumière.Le Soleil fonctionne essentiellement sur un cycle de 11 ans qui fait que, tous les 5-6 ans, l'activité solaire atteint un pic et que 5-6 ans plus tard, elle atteint un minimum. D'une façon générale, on doit considérer que ce sont les taches solaires qui sont à l'origine des flares, des éjections coronales de masse et d'une intense radiation dans l'ultra-violet. Une étude de 2003 montre, de plus, que les évènements solaires les plus inhabituels -et les plus énergétiques- les "éjections coronales de masse" sont liées à un "nettoyage" du champ magnétique du Soleil. Les éjections coronales de masse augmentent au moment du pic du cycle solaire de 11 ans, ainsi que leur vitesse (pendant le dernier pic de l'activité solaire, il y a plus d'un milliers d'éjections coronales de masse sur le Soleil). Les éjections coronales de masse, cependant, n'ont leur pic que 2 ans après le maximum solaire. Pendant à peu près cette même durée, le champ magnétique solaire est inversé: le pôle nord magnétique solaire devient le pôle sud, et inversement. Au cours de ces deux années, les éjections coronales de masse sont polaires: elles ont lieu à l'un des pôles puis, après la période de deux ans, à l'autre. Le phénomène dit, en anglais, "solar braiding" (littéralement "tressage solaire"), le transfert d'énergie du champ magnétique solaire à la couronne montre comment l'évolution du champ magnétique explique le fonctionnement de notre astre et la plupart de ses activités, ainsi les flares. Avec moins de 1% de la masse du système solaire, l'ensemble des planètes, via leurs configurations en termes de gravité, semblent avoir une influence sur l'activité solaire en modifiant la circulation des plasmas donc le champ magnétique global solaire et l'activité au cours d'un cycle
Les flux divers qui émanent du Soleil interagissent avec les planètes du système solaire, particulièrement avec la Terre. Les planètes sont protégées des particules du vent solaire et des radiations solaiers par leur magnétosphère, un champ magnétique en forme de comète qui s'étend sur le coôté de la planète opposé au Soleil. L'interaction la plus connue entre les évènements solaires et les milieux planétaires sont les aurores boréales: une partie des particules solaires réussissent à atteindre les pôles de la planète, où elles énergisent les atomes de la haute atmosphère. Les aurores boréales, ainsi, sur Terre, ont lieu entre 96 km et plusieurs centaines de kilomètres d'altitude (60 miles-plusieurs centaines de miles) et certaines peuvent même avoir lieu à plus de 800 km (500 miles). Les plus récentes études montrent que, d'une façon générale, l'activité solaire connaît beaucoup plus de changements à court terme que ce que l'on pensait jusqu'à présent
->D'autres évènements sur le Soleil?
Le satellite japonais Hinode a récemment montré que de puissants jets dans les rayons-X animent quotidiennement la surface du Soleil, propulsion de bulles de gaz chaud grandes comme le continent américain à des vitesses de vers 3,2 millions de km/h (2 millions mph). Ces jets étaient déjà connus mais le satellite a permis de voir qu'ils avaient lieu au nombre d'aux alentours de 240 par jour! Les jets ne sont liés à aucun endroit particulier du Soleil car ils se produisent à peu près partout. Il semble qu'ils soient créés par des évènements de "reconnection" semblables à ceux qui produisent les flares, mais d'une intensité beaucoup plus faible (vers un millier de fois plus faibles que celle d'un flare de classe M. Ce sont des filaments de petite taille. Ces jets dans les rayons-X pourraient bien contribuer jusqu'à entre 10 et 25% de la fabrication du vent solaire! Les jets pourraient aussi participer à l'explication de la chaleur de la couronne solaire, dont l'explication reste peu clair jusqu'à présent: les jets y propulseraient des "ondes Alfven" qui y détonent et donc chauffent le gaz
- le vent solaire: le vent solaire est un courant d'électrons et de protons qui forment un gaz chauffé qu'on appelle un plasma, lequel part du Soleil. En s'approchant de la Terre, le vent solaire présente des bourrasques et est turbulent; mais, près du Soleil, le vent solaire est structuré et se présente sous la forme de rayons. Comment se fait la transition entre cet état originel et le vent solaire habituel a été mieux défini par l'observatoire STEREO de la NASA en 2016: en s'éloignant, le plasma est moins soumis au contrôle magnétique du Soleil, ce qui forme la frontière qui définit la couronne extérieure, ce véritable "bord" du Soleil. Et enfin, le matériau commence de se comporter plus comme un gaz et moins comme un plasma structuré par le magnétisme. Auparavant, on avançait que les forces magnétiques jouaient un rôle fondamental pour ce qui est de structurer la fin de la couronne. De là, le matériau de la couronne part dans l'espace et emplit le système solaire du vent solaire. Le vent solaire est, finalement, un courant constant de particules et de champs magnétiques. Au cours de son voyage dans le système solaire, le vent solaire transporte avec lui des champs magnétiques, lesquels peuvent affecter les particules et les autres champs magnétiques rencontrés sur son chemin. Le vent solaire émane de la couronne solaire, cette partie la plus extérieure du Soleil. Le vent solaire quitte le Soleil sans violence, en s'évaporant depuis des cheminées de matériau solaire, lesquels ont leurs fondations dans des régions de fort champ magnétique solaire (dits, en anglais, des "networks" -"réseaux") sur la surface du Soleil. La vitesse du vent solaire est beaucoup plus forte qu'on ne pense car certains des plus rapides courants de vent solaire sont accélérés ai sein des trous coronaux, ces zones du Soleil où le champ magnétique est ouvert à l'espace interplanétaire. Les trous coronaux, ces zones de plus faibles champs magnétiques et de matériau moins dense de la couronne solaire sont classiquement considérés comme une source du vent solaire: les lignes du champ magnétique rejoignent l'espace et ne retombent pas sur le Soleil, ce qui produit un "champ magnétique ouvert". C'est la constation de ce que les queues ioniques des comètes s'orientent toujours dans la direction opposée au Soleil qui a conduit, en 1958, à la découverte du vent solaire qui, par son magnétisme et sa vitesse, pousse la queue cométaire dans se direction. Le vent solaire est accéléré dans la couronne solaire, la partie la plus chaude de l'atmosphère solaire d'où que ses atomes sont ionisés, c'est-à-dire privés de beaucoup de leurs électrons. Le vent solaire est un plasma, un matériau composé de particules chargées qui se comportent comme un fluide. Le vent solaire est un gaz électriquement conductible ou un "plasma": la matière y a été séparé en électrons (relativement légers) et en ions chargés relativement (qui sont des milliers de fois plus massifs). Sur son parcours, le vent solaire forme des tourbillons et des vortex et il transporte des champs magnétiques avec lui. La couronne a une température tellement élevée que la gravité du Soleil laisse le vent solaire s'échapper. Le vent solaire est composé de particules ionisées, qui se déplacent à des vitesses de 400 à 800 km/s (250-500 miles/s). Le vent solaire est essentiellement composé d'hydrogène. On mesure le vent solaire par sa vitesse et sa densité en protons. A une vitesse de 1,5 à 2,9 millions de km/h (0,9-1,8 millions de miles/h), le vent solaire met 4 à 8 jours à atteindre la Terre. Le vent solaire a une structure complexe et dynamique. Des parties du vent, plus rapides, dépassent les parties plus lentes et créent des ondes de choc qui forment de gigantesques tourbillons dits, en anglais, "co-rotating interaction regions" ("régions d'interaction en co-rotation", CIR). Les CIR sont une composante importante de l'accélération des particules du vent solaire. Le vent solaire est le "produit" le plus habituel du Soleil. C'est l'entrée du vent solaire dans la magnétosphère terrestre qui produit les aurores boréales. Il semble bien établi, maintenant, que les tempêtes solaires et les radiations dangereuses sont en fait produites par les éjections coronales de masse rapides (voir plus bas), lesquelles "fendent" le vent solaire qui se trouve devant elles. Cela génère une onde de choc qui accélère les particules du vent solaire. Une méthode peu élaborée, jusqu'à maintenant, d'estimer la vitesse à laquelle le vent solaire quittait le Soleil était de savoir s'il partait d'une zone solaire où les boucles magnétiques étaient fermées, ou d'une zone où elles étaient ouvertes (ainsi les trous coronaux qui, en permanence, sont situés aux pôles du Soleil et, parfois, dans d'autres zones du Soleil). Cela produisait soit un vent solaire lent -mais dense-, soit un vent solaire rapide -mais fin. Une étude de 2005 montre qu'étudier la chromosphère sous l'angle de savoir d'où vient le vent solaire permet de prédire à la fois la vitesse et la composition isotopique du Soleil, permettant, ainsi, une meilleure prédiction des tempêtes et des radiations solaires dangereuses. On a vu que la chromosphère était peu épaisse, dense et compressée en-dessous des zones à boucles magnétiques fermées et plus épaisse et moins dense en-dessous des trous coronaux. Dans ce dernier cas, le plus la couche chromosphérique est épaisse, le plus elle peut entrer en expansion par le biais des champs magnétiques ouverts et, donc, plus le vent solaire est rapide. Cette nouvelle méthode est plus précise que l'ancienne, fondée seulement sur une valeur "rapide/ou lente" du vent solaire. Les trous coronaux, sur le Soleil, par exemple dans les images EIT 195 du satellite SOHO, apparaissent comme des zones sombres. Le vent solaire, enfin, semble avoir vu son origine encore plus précisément localisée dans une région-source située entre 5000 et 20 000 km (3100-12 400 miles) au-dessus de la surface. Les boucles magnétiques fermées, là, sont poussées par des phénomènes de convection vers des "régions-tunnels" où elles se reconnectent avec les lignes magnétiques ouvertes qui s'y trouvent. La re-connection fait que le plasma solaire contenu dans les lignes fermées peuvent s'échapper, et être accéléré. L'accélération du vent solaire semble être alimené par une variété d'ondes, qui accéléreraient préférentiellement certaines particules. Les plus petits détails observés dans le vent solaire l'ont été lorsqu'une étude a "zoomé", près de la Terre, sur le vent, découvrant que de petits tourbillons turbulents pouvaient jouer un rôle très important dans le maintien de la chaleur du plasma solaire et contre-balancer sa tendance naturelle à se refroidir. Les turbulences proviennent d'irrégularité dans le flux des particules et des lignes du champ magnétique; cependant, il est compliqué de comprendre comment l'énergie est transférée des grandes échelles auxquelles elle est créée aux petites échelles auxquelles elle est dissipée. Cela montre que le plasma solaire est extrêmement structuré à haute résolution. On avait déjà observé que des zones d'aux alentours de 100 km (62 miles), dans la magnetosheath, sont aussi des tourbillons et qu'à leur frontière, se produisent des évènements de reconnexion car des lignes magnétiques opposées rompent spontanément et se reconnectent à d'autres lignes magnétiques du champ, émettant de l'énergie. On ne sait pas si de la reconnexion se produit aux plus petites échelles même si les tourbillons récemment observés se trouvent à la fin d'une cascade d'énergie qui, dans tous les cas, échauffe le vent solaire. On ne sait pas non plus si ces tourbillons de petite taille se produisent aussi plus près du Soleil
->Les marges des régions actives, une autre source -importante- du vent solaire
On considère que le vent solaire trouve son origine dans les "régions actives" du Soleil, qui sont l'ensemble d'une région formée par un groupe de taches. Mais il se pourrait que le flux ainsi produit soit perturbé -et accéléré (jusqu'à 240 000 km/h (150 000 miles/h), avec des températures d'entre 1 et 3 millions de degrés C)- par une forme d'activité -dont on ne sait encore rien- qui se trouverait aux marges de ces régions de taches. La part, dans le vent solaire, de ces régions serait importante, chaque région de taches expulsant dans l'espace des milliards de tonnes de plasma chaque jour
- le champ magnétique interplanétaire (en anglais: "Interplanetary Magnetic Field", "IMF"): le champ magnétique interplanétaire est l'autre élément habituel du flux solaire. La plupart du temps, le champ magnétique du Soleil est semblable à celui de la Terre. Il fonctionne comme un aimant, c'est-à-dire qu'il est un dipôle, avec une polarité Nord-Sud. De grandes boucles fermées existent au niveau de l'équateur solaire alors que, par contre, des lignes magnétiques ouvertes sortent des pôles. Le champ magnétique interplanétaire est entrelacé avec le vent solaire. Comme le Soleil tourne sur lui-même en 27 jours, le champ magnétique interplanétaire prend une forme de spirale (on appelle cette spirale, la "spirale de Parker"). Le champ magnétique solaire, qui est enchâssé dans le vent solaire, est répandu dans tout le système solaire. La "heliospheric current sheet" (littéralement "feuille électrique héliosphérique") est là où le champ magnétique change de polarité; elle se déroule en spiralant depuis la proximité de l'équateur solaire. Le champ magnétique interplanétaire interagit aussi avec le champ magnétique terrestre: lorsque le champ magnétique du Soleil est orienté Sud -donc à l'opposé de la magnétosphère terrestre- les deux champs se "reconnectent", ce qui produit une fissure dans la magnétosphère terrestre: c'est ce qu'on appelle, précisément, le phénomène de la "reconnection". L'étude de la reconnection magnétique -qui peut se produire sur le Soleil, dans la magnétosphère terrestre voire les laboratoires nucléaires- remonte aux années 1950 mais, malgré de nombreuses études sur le sujet, les scientifiques ne sont toujours pas parvenus à un modèle unique. La fissure peut avoir lieu vers 61 000 km (38 000 miles) au-dessus de la Terre et elle est grande comme deux fois la Terre. Le vent solaire, par ces ouvertures, peut descendre jusqu'à la haute atmosphère, là où il donne naissance aux aurores boréales. Des découvertes récentes ont montré que les fissures de la magnétosphère peuvent durer jusqu'à 9 heures et que les aurores boréales qui s'ensuivent, s'étendent plus vers le Sud (ou le Nord) que d'habitude du fait de cette force inhabituelle du champ magnétique solaire
- les strahls: un autre type de flux de particules qui émane du Soleil sont des électrons à haute énergie connus, en anglais, sous le nom de "electron strahl" (littéralement, "rayonnement d'électrons"). Il ne s'agit pas d'évènements ponctuels et extraordinaires mais du fait que ces électrons solaires à haute vitesse se déplacent le long des lignes du champ magnétique du Soleil, certaines revenant en boucle vers l'astre, d'autres atteignant jusqu'aux extrêmités du système solaire. La charge des électrons interagit avec la ligne magnétique de sorte que l'électron reste attaché à telle ou telle ligne mais aussi qu'il entre en rotation autour de celles-ci. Les lignes magnétiques faiblissent en s'éloignant du Soleil; aussi, la physique voudrait que, pour les électrons ne soient pas éloignés de leur ligne magnétique, leur rotation devienne de plus en plus étroite en même temps que plus étirée le long de la ligne. Les strahl devraient donc devenir de plus en plus étroits mais ce n'est pas ce qu'on observe à la Terre, par exemple, ou ils sont plus importants que prévu. Les strahls qui accompagnent les lignes magnétiques ouvertes -celles qui ne reviennent pas vers la Terre- possèdent des caractéristiques différentes que ceux qui accompagnent les lignes fermées. Les strahls des lignes fermées, d'une façon générale, par ailleurs, peuvent avoir des largeurs diverses. Dans tous les cas de figure, cependant, le nombre d'électrons qui passent le long d'une ligne magnétique reste le même. Ce sont des ondes électro-magnétiques qui pourraient être le facteur-clé des strahls. Cependant ces ondes sont elles-mêmes de types nombreux, voyageant à différentes vitesses, dans diverses directions and ayant diverses tailles et on ne sait pas encore quelles sont celles qui agissent sur les strahls
- les trous coronaux: Les trous coronaux sont des régions de basse densité de la couronne, l'atmosphère solaire. Comme ils ne contiennent que peu de matériau solaire, ils ont des températures plus basses et apparaissent donc plus sombres que l'environnement et ne sont visibles que dans certains types de l'extrême ultraviolet; si on ne sait pas ce qui cause les trous coronaux, ils se relient à des zones du Soleil où les champs magnétiques s'élèvent et s'éloignent sans plus qu'aucune boucle ne les ramène à la surface comme c'est le cas ailleurs sur l'astre du jour. Un trou coronal est une zone sombre -et relativement moins chaude- de la couronne solaire lorsque celle-ci est observée dans l'ultra-violet. Les trous coronaux apparaissent sombres dans l'extrême-ultraviolet car il existe moins de matériau dans cette zone qui puisse émettre dans cette longueur d'onde. Les trous coronaux sont de grandes régions de la couronne qui apparaissent plus sombres et qui sont moins denses et plus froides que les régions avoisinantes. La structure ouverte de leur champ magnétique, qui se connecte à l'espace, permet qu'un flux constant de plasma à haute densité s'en échappe. Le vent solaire de haute vitesse a sa source dans les trous coronaux, particulièrement au centre de ceux-ci, avec des vitesses jusqu'à 800 km/s; le vent solaire qui émane du côté des trous ralentit, lui, quand il se développe dans l'espace. Les trous coronaux sont souvent des sources de bourrasques de vent solaire, lesquelles peuvent emporter des particules solaires dans l'espace. Ces courants de vent solaire, ensuite, atteignent la Terre, où ils peuvent déclencher des "tempêtes géo-magnétiques". Les trous coronaux sont des zones de champ magnétique solaire faible. Cette faiblesse permet à des particules de vent solaire à haute vitesse de s'échapper. Les bourrasques mettent 2 à 3 jours pour atteindre la Terre. Le vent solaire qui s'échappe de grands trous coronaux est un vent solaire de haute vitesse. Les lignes du champ magnétique du Soleil, d'habitude, retombent sur la surface du Soleil, mais, pour ce qui est des trous coronaux, ces lignes s'étendent dans le vent solaire.
Un ensemble de cellules avec des centres brillants et des bords sombres a été observé dans la couronne solaire. Ces "cellules coronales" ont lieu dans des zones qui se trouvent entre des trous coronaux et des filaments solaires lesquels marquent les frontières entre des sections de champ magnétique pointant vers le haut et d'autres pointant vers le bas. Elle pourrait affecter l'émission du vent solaire, qui provient des trous coronaux. Vue de côté, les cellules ressemblent à une flamme de bougie et vues de haut, à des cellules. Elles sont vraisemblablement des colonnes de matériau solaire qui s'étendent en altitude telles des piliers de gaz géants. Les champs magnétiques complexes du Soleil se trouvent juste au centre des cellules -ce qui les distingue nettement des super-granules; celles-ci sont des cellules de grande taille de la surface solaire et leurs bords nets sont créées par le mouvement du matériau solaire qui ramène les lignes magnétiques vers eux. Les super-granules ont ainsi des champs magnétiques augmentés sur leurs bords alors que les cellules coronales les ont à leur centre. Ces cellules, de plus, apparaissent nettement dans des régions où un champ magnétique pointe dans une seule direction -vers le haut ou vers le bas. Les champs du trou coronal voisin sont ouverts -ils s'étendent dans l'espace- alors que les champs des cellules sont fermés et se referment sur le Soleil, par-dessus le filament. Une région de cellules coronales peut se transformer en un trou coronal lorsqu'un filament entre en éruption à proximité. Les jets, qui sont émis depuis les trous coronaux s'expliquent par le modèle dit "Emerging-Flux Model", en anglais ("modèle des flux émergents"): un flux qui atteint la photosphère et son interaction avec la topologie magnétique complexe de celle-ci crée les jets. Mais ces jets, finalement, sont déormais expliqués par des éruptions de filaments réduits. Les trous coronaux sont habituellement situés près des pôles du Soleil mais ils peuvent également se trouver ailleurs sur le Soleil. Une périodicité d'environ 9 jours, pour ce qui est de quand la radiation solaire atteint la Terre, est observée car les trous coronaux, à l'origine du vent solaire, sont éloignés de 120° sur la surface solaire (comme le Soleil tourne sur lui-même en 27 jours, le vent solaire atteint donc la Terre tous les 9 jours). La périodicité est parfois de 7 jours, ce qui est le signe qu'un quatrième trou coronal est apparu. Il semble que ces périodicités n'ont été observées que lors du plus récent cycle solaire. On estime les trous coronaux visuellement et on vérifie s'ils sont liés ou non à un courant de vent solaire qui atteint la Terre; une échelle "G", de plus, estime la force des tempêtes géomagnétiques qui s'ensuivent, une échelle "R" les effets radio et une échelle "S" les tempêtes radiatives
| Vue dans l'ultraviolet de boucles magnétiques s'élevant au-dessus de taches solaires, vues sur le limbe. SOHO |
- les taches solaires: les taches solaires sont des lieux où se situent des boucles magnétiques intenses et complexes du champ magnétique, lesquelles, pour partie, contrôlent le flux de plasma solaire s'échappant du Soleil. Ce sont les champs magnétiques qui peuvent restreindre le flux du plasma solaire et créer des taches solaires; des changements dans le champ magnétique du Soleil peuvent donc affecter le nombre et la distribution des taches. Aussi appelées "régions actives", ce sont des régions de champ magnétique très concentré. Des particules chargées se déplacent au long des lignes du champ magnétique au-dessus des régions solaires actives et les illuminent. Les particules chargées électriquement spiralent le long de ceux-ci et émettent de l'extrême-ultraviolet (ce qui permet de repérer les lignes magnétiques). La température, dans l'atmosphère extérieure du Soleil est si élevée que les atomes y entrent en collision les uns avec les autres, s'enlevant leurs électrons l'un l'autre. d'où que ces atomes se répartissent en ions chargés positivement et électrons chargés négativement. C'est ce que l'on appelle un plasma. Ce processus, par ailleurs, "piège" ce plasma le long des lignes du champ magnétique du Soleil. Les taches solaires peuvent également s'analyser comme la conséquence du ré-arrangement et du ré-alignement des champs magnétiques du Soleil. Le plasma solaire est essentiellement le flux habituel, régulier, qui s'échappe de cette partie haute du Soleil. Les taches solaires, elles, sont à l'origine d'évènements plus inhabituels. Une "région delta", où les zones plus claires de la tache -la pénombre- a des champs magnétiques dont la polarité est opposée à ceux du centre de la tache, résulte en une configuration très instable, laquelle peut mener à un flare solaire. Lorsque, d'une façon générale, la pression du plasma dans leurs lignes magnétiques, celles-ci finissent par se rompre, ce qui produit soit un flare solaire -lorsque l'explosion a lieu près de la surface- soit une éjection coronale de masse -quand l'explosion a lieu dans la couronne solaire. Le champ magnétique des taches solaires est des centaines de fois plus fort que le champ magnétique solaire habituel. D'où que ces régions de taches ajoutent à celui-ci, rendant le champ magnétique, à la surface du Soleil, emmêlé et plus compliqué. Les boucles magnétiques que l'on observe au-dessus des taches solaires sont des tubes de flux magnétique dans lesquels est piégé un plasma de ions et d'électrons. Du fait de la chaleur, les atomes entrent en collision, s'enlevant leurs électrons l'un l'autre. Le champ magnétique d'une région de taches, au bord de chaque tache, se reconnecte au champ de polarité opposée. Les taches solaires sont souvent accompagnées de zones brillantes appelées "faculae"; ce sont aussi des régions d'activité magnétique et elles marquent essentiellement qu'il y avait un groupe de taches à cet endroit. Une quantité significative de rayons X "doux" (en anglais, "soft X-rays) ont lieu sur le Soleil, même à des groupes de taches peu nombreuses en termes de complexité magnétique, ce qui pourrait être le résultat de nanoflares, ou les soft X-rays pourraient être le résultat de flares (les soft X-rays, d'une façon générale, constituent un type particulier de lumière solaire et cette lumière est hautement variable et peut impacter la haute atmosphère de la Terre). On mesure les taches solaires par le "nombre des taches" (en anglais: "sunspot number") -voir le tutoriel "L'observation du Soleil"- et on estime si elles sont, ou pas, sources de flares. Les zones de taches solaires, dites aussi "régions actives" possèdent de forts champs magnétiques. Ce sont des zones d'activité magnétique intense et complexe qui peuvent parfois donner naissance à des flares ou des éjections coronales de masse: les champs magnétiques torsadés de la région active piège les particules chargées et chaudes, le plasma, ce qui les rend encore plus chaudes et souvent plus denses que les zones avoisinantes. Les champs magnétiques se tordant, ils s'étirent et subissent un stress jusqu'à ce qu'ils lâchent et se reconnectent de façon plus simple. Comment et quand une région active entre en éruption reste encore une question importante. Lorsque des régions magnétiquement actives sont proches l'une de l'autre, les lignes du champ magnétique créent un emmêlement d'arches qui percent à travers l'atmosphère solaire et des particules chargées se déplacent en spirale le long des lignes, émettant de la lumière ultraviolette. Les lignes du champ magnétique, en permanence, se connectent, se séparent et se reconnectent entre les différentes régions actives
| cette vue mélange la vue d'une tache solaire dans le visible et l'extrême ultraviolet; elle révèle des arcs luminueux au-dessus de la région active, qui sont des particules qui spiralent le long des lignes du champ magnétique. NASA’s Goddard Space Flight Center/SDO |
->Flares et éjection coronales de masse
Un flare est un dégagement d'énergie de haute puissance par unité de temps -et un évènement d'émission d'énergie de type essentiellement radiatif. Les flares, de plus, sont les tempêtes les plus puissantes du système solaire. Une éjection coronale de masse est un évènement de puissance moindre qu'un flare et qui se produit sur une plus grande durée, mais qui porte une grande quantité d'énergie mécanique -cinétique- et magnétique -énergie potentielle. Une éjection coronale de masse expulse dans l'espace plus d'un milliard de tonnes de particules solaires à plusieurs millions de km/h (millions de miles/h). Les électrons et les ions solaires accélérés jusqu'à près de la vitesse de la lumière affectent toutes les couches "atmosphériques" du Soleil et traversent la couronne (laquelle peut également ajouter des particules). Des boucles post-éjection coronale de masse peuvent être observées au-dessus de la zone où un flare a eu lieu et durer un jour terrestre. Quelquefois, le processus qui mène à un flare ou une CME est empêché lorsque qu'une masse de matériau magnétisé, au lieu d'entrer en collision avec une autre, se heurte à une frontière invisible dite, en anglais, un "hyperbolic flux tube" ("tube de flux hyperbolique"). Un tuble de flux hyperbolique résulte de la collision de deux régions bipolaires, structure magnétique complexe de quatre champs magnétiques alternant et opposés, prêts à une reconnexion. Un tube, par exemple, peut faire que les lignes magnétiques d'un filament se reconnectent avec celle du Soleil. Des perturbations pulsatives régulières -semblables à des tremblements de terre- ondulent à travers la chromosphère au cours d'un flare et on les voit par la suitev sous la forme d'oscillations, dans la couronne solaire
- les flares solaires: un flare solaire est une intense explosion de radiation qui provient d'un déclenchement d'énergie magnétique associé à des taches solaires. Les flares résultent d'une reconnexion magnétique (ce qui fut confirmé en 1949; les flares étaient connus depuis 1859). Les flares solaires sont des explosions géantes qui ont lieu sur le Soleil et qui projettent dans l'espace de l'énergie, de la lumière et des particules à haute vitesse. Pendant un flare, une grande quantité d'énergie magnétique est émise, laquelle échauffe la couronne solaire et relâche des particules dans l'espace. Les boucles post-flare (en anglais, "post-flare loops'), dites aussi "pluie coronale" ("coronal rain"), ensuite, retombent à la surface. Les flares sont les évènements explosifs les plus importants du système solaire. Ils prennent la forme de zones brillantes et ont une durée d'entre quelques minutes et quelques heures. C'est au début d'un flare que se produisent les évènements les plus intéressants. Un flare solaire s'observe le plus souvent via les photons qu'il émet et l'observation peut avoir
| des boucles magnétiques géantes se joignent à un flare solaire (qui se voit sous la forme de l'éclair de lumière). NASA/SDO |
lieu dans quasi toute la gamme du spectre. Les flares sont également le lieu où les particules sont accélérées (électrons, protons, particules plus lourdes). Les "flares solaires", ou "flares" sont des explosions qui se produisent lorsque l'énergie stockée dans les boucles de champ magnétique -d'une taille de dix fois la Terre- qui se trouvent au-dessus des taches solaires est brusquement relâchée.
Un flare peut trouver son origine sous la forme d'une énergie énorme qui est libérée entre deux points, l'un plus élevé que l'autre dans l'atmosphère solaire. On voit souvent, sur le Soleil, des flares "par sympathie": un flare dans une région active en déclenche un dans une autre. Pendant un flare, le gaz atteint plus de 20 millions de degrés Centigrade et émet des rayons X (qui sont utilisés par les astronomes comme empreintes et moyens d'étude de ces évènements). Pendant un flare, les rayons X représentent, en général, l'activité des électrons alors que les rayons gamma les protons et les autres particules chargées plus lourdes (les ions). Il est possible que différentes circonstances déterminent les mouvements différents des différentes particules: peut-être les ions sont-ils accélérés d'une façon particulière et finissent-ils par se retrouver en mouvement sur des lignes du champ magnétique qui sont différentes de celles des électrons. Un flare, ainsi, est un changement rapide, de grande échelle, dans le champ magnétique solaire, et un évènement de radiation. Dans tous les modèles de fonctionnement des flares, l'existence d'une "feuille de courant" est cruciale: une feuille de courant (en anglais, "current sheet") se forme lorsque deux champs magnétiques dont l'alignement est opposé entrent en un contact rapproché et crée une très forte pression magnétique. Le courant électrique qui y circule est compressé jusqu'à ne plus représenter qu'une "feuille" très; rapide et très mince. Une telle configuration de champs magnétiques est instable; les conditions qui créent la feuille sont également celles qui peuvent entraîner une reconnection magnétique. L'explosion se produit au sommet de la boucle; elle élève la température du plasma solaire et, d'autre part, elle renvoie, vers le bas, le long des deux parties de la boucle brisée, des électrons accélérés. L'évènement émet des radiations qui vont des ondes radio aux rayons-X et aux rayons-gamma. Les rayons X font partie des flares solaires en ce que ceux-ci peuvent perturber l'espace proche de la Terre. Une étude récente par la mission RHESSI, de la NASA, a montré que ces flares solaires sont une reconnection du champ magnétique qui se produit lorsque celui-ci est étendu jusqu'à loin du Soleil par la pression de plasma solaire éjecté. Le phénomène de reconnection chauffe l'atmosphère solaire jusqu'à des dizaines de millions de degrés et le plasma solaire est accéléré jusqu'à presque la vitesse de la lumière. C'est la raison pour laquelle les flares solaires brillent dans les rayons-X. On a trouvé, récemment, que des champs magnétiques qui émergent de l'intérieur du Soleil et qui ne sont pas en alignement avec le champ magnétique pré-existant de tel ou tel endroit -et qui interagissent avec celui-ci- génèrent un fort courant électrique, qui, s'accumulant sur plusieurs heures, mène à une forte probabilité d'activité flare. On pensait que les flares étaient les principaux responsables de la chaleur de la couronne solaire, mais une étude de 2003 a montré que ce seraient des "micro-flares" -un million de fois plus petits que des flares mais beaucoup plus fréquents- qui, globalement, en seraient responsables. Les micro-flares sont des déclenchements d'énergie beaucoup plus petits et ils ont tous lieu dans des régions solaires actives qui se trouvent dans la même zone de latitudes que les flares ordinaires; aussi, il se peut qu'ils ne soient que des versions plus petites de ceux-ci. Les microflares relâchent rapidement de l'éergie et échauffre le matériau des régions actives. Les flares importants, par ailleurs, voient leurs explosions se répercuter sur les oscillations lentes du Soleil qui existent habituellement du fait des convections qui existent dans la partie supérieure de l'intérieur du Soleil. On classe les flares solaires selon leur luminosité dans les rayons-X et leur force. Il existe trois catégories (X, M, C),
chacune contenant 10 fois plus de puissance que la précédente, et elles sont sub-divisées en 9 sub-divisions plus fines, de 1 à 9. Il existe également une catégorie A (qui est le niveau de base) et B. Les flares de classe X sont des évènements majeurs, qui peuvent entraîner des black-outs radio pour l'ensemble de la Terre et des tempêtes de radiation intenses et de longue durée. Le flare le plus puissant mesuré de nos jours a eu lieu en 2003, au cours du dernier maximum solaire; il a été si puissant qu'il a saturé les capteurs de mesure, qui se sont arrêtés à X15 (mais on pense que le flare avait atteint X28). Les effets radio d'un flare se font sentir sur la Terre 8 mn après l'explosion au Soleil, soit le temps que les ondes arrivent à la vitesse de la lumière. Les flares de classe M sont des évènements moyens qui entraînent des black-outs radio de courte durée, essentiellement dans les régions polaires. Les flares de classe C, enfin, sont des évènements mineurs, sans conséquences notables. Les flares solaires peuvent causer de forts dommages: ainsi, celle de 1859, l'une des plus fortes jamais enregistrée, qui fit tomber en panne tout le système télégraphique mondial. Les flares les plus puissants, par ailleurs, déclenchent, de plus, des aurores brillantes. Une forme particulière de flare a été repérée en 2008, où l'on a vu que des flares deviennent beaucoup plus chauds (9 millions de degrés) que leurs homologues du fait qu'ils ne font que chauffer l'atmosphère solaire sans consacrer une part de leur énergie à accélérer des électrons. On appelle flares solaires en lumière blanche, lesquels constituent un grand pourcentage des flares totaux, des flares qui sont associés à augmentation de luminosité des dans le visible; comme ils sont relativement peu fréquents, cependant, leur mécanisme demeure incertain. Il se pourrait que ce soient des électrons accélérés à 40% de la vitesse de la lumière qui en soient à l'origine et ils seraient corrélés à des émissions dans les rayons-X "durs"; en tout cas, ils prennent leur origine dans les taches solaires. Prenant ainsi leur source à la surface solaire, les flares en lumière blanche montent ensuite à 1000 km d'altitude, dans la chromosphère. Modéliser ces transferts haute-énergie dans l'atmosphère solaire permet d'améliorer notre connaissance de l'accélération des particules. Lors d'un flare, le Soleil peut également émettre des flux de protons très rapides (qu'on appelle des "solar energetic particle" ou "SEP" en anglais ("particules solaires énergétiques") ainsi que des perturbations du vent solaire dite "corotating interaction regions" ou "CIR" ("régions d'interaction en co-rotation"). Ces deux évènements peuvent également provoquer diverses tempêtes solaires à la Terre. Les conséquences les plus fortes d'un flare -fût-il de faible intensité- sont une pluie de particules qui, en cascade, atteignent la surface terrestre. Un tel évènement s'appelle une "amélioration au niveau du sol" (en anglais "ground level enhancement" ou GLE). Les GLE sont très rares: on en a compté moins de 100 sur 70 ans d'observation. L'interaction ondes-particules dite "ondes Whistler" des éjections coronales de masse du Soleil pourrait aussi exister dans les flares solaires. Les "superflares" -des explosions énormes- étaient fréquents au temps de la jeunesse du Soleil mais ils sont tr&erave;s rares de nos jours et il ne s'en produit qu'un par siècle ou à peu près
| les couches les plus basses du Soleil vues par le Solar Dynamics Observatory (SDO), incluses dans une vue plus vaste provenant du Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) montrent qu'il peut y avoir continuité, ou non, entre les évènements solaires, ainsi les zones jaunes brillantes de la vue intérieure et les zones brillantes de la vue extérieure. Par contre, l'éjection coronale de masse que l'on voit en haut à droite ne correspond à aucune vue de la zone intérieure. ESA/NASA/SOHO/SDO/GSFC |
- les éjections coronales de masse: une CME est un vaste nuage de particules électriquement chargées, avec champ magnétique, projeté dans l'espace. L'onde de choc débutante d'une CME présente une forme en croissant puis, quand il entre en expansion, il prend une forme ellipsoïde. Les CME présentent une onde de choc forte près de son "nez" et une faible sur les côtés. Lorsqu'une CME, avec ses perturbations magnétiques, rencontre le champ magnétique terrestre, celles-ci interagissent dans une série de processus physiques complexes, ces perturbations étant appelées des "tempêtes géomagnétiques" (en anglais, "geomagnetic storms"). Là où, souvent au-dessus de groupes de taches solaires, dans la couronne solaire, de forts champs magnétiques existent -et sont clos- l'atmosphère solaire ainsi contenue peut brutalement et violemment relâcher des bulles de gas et de champs magnétiques qu'on appelle des éjections coronales de masse. Les éjections coronales de masse sont d'énormes nuages, qui se déplacent rapidement, de matériau solaire électriquement chargé; ils contiennent des champs magnétiques qui peuvent causer des tempêtes géomagnétiques lorsqu'ils arrivent au champ magnétique terrestre (qu'ils font scintiller et trembler). Le phénomène peut être associé quelquefois avec un flare mais il se produit aussi de façon indépendante. Un flare solaire suivi d'une éjection coronale de masse peut, de plus, s'accompagner d'un phénomène dit "pluie coronale" (en anglais "coronal rain): le plasma chaud de la couronne se refroidit et se condense le long des lignes des champs magnétiques du lieu. Deux théories, essentiellement, se partagent l'explication de comment l'énergie magnétique d'une éjection coronale de masse se développe: la première estime qu'une série de boucles de champs magnétiques (connus sous le nom d'"arcade") est à l'origine de l'éjection; l'arcade est un point faible au sommet de l'évènement, là où l'énergie qui vient d'en-dessous peut percer une fois qu'elle est suffisamment importante (pendant l'éruption se forme un "flux"). La deuxième théorie pense, elle, que le flux est là avant l'éjection coronale de masse: pas besoin de point faible, le flux accumule de plus en plus d'énergie, devient de plus en plus instable jusqu'à ce qu'une perturbation sur le Soleil cause l'éjection. Les plus récentes études ont montré que le deuxième point de vue est vrai et qu'on peut donc prévoir la capacité à produire une éjection coronale de masse d'une région de taches solaires une fois une valeur critique atteinte. Il existe également une hauteur critique pour le flux, au-delà de laquelle les boucles magnétiques situées au-dessus ne peuvent plus le confine. Les éjections coronales de masse (en anglais: "coronal mass ejections", "CME"), d'une façon plus générale, sont de grandes bulles de gaz mélangées à des lignes du champ magnétique et qui sont expulsées du Soleil sur une durée de plusieurs heures. Les éjections coronales de masse se produisent lorsque les lignes du champ magnétique solaire qui se trouvent au-dessus des taches solaires sont étirées dans la couronne solaire et qu'une pression accrue mène à un point où elles se brisent. Des milliards de tonnes de plasma solaire sont alors éjectées dans l'espace, et elles traversent le système solaire à une vitesse supérieure à 1,6 million de km/h (1 million de miles/h), emportant avec elles une partie du champ magnétique solaire... Les vitesses des CME par rapport à leur distance du Soleil ne sont pas encore bien comprises, en particulier dans le système solaire extérieur . Des champs magnétiques complexes et déformés, qui portent des particules ionisées, se déplacent avec l'éjection coronale, et ils perturbent le flux du vent solaire. Se crée ainsi une perturbation de grande ampleur, qui se déplace dans le système solaire. Les éjections coronales de masse finissent par atteindre la Terre au bout de deux à quatre jours (les plus rapides y parviennent en 40 heures), et elles perturbent la magnétosphère et la haute atmosphère, déclenchant une activité intense dans la magnétosphère de la Terre. Les champs magnétiques autour du Soleil sont fondamentaux pour comprendre comme les éjections coronales de masse se déplacent. Les champs magnétiques peuvent être vus comme le "squelette de toute l'héliosphère", cette bulle solaire qui englobe le système solaire. Ils déterminent donc le mouvement des particules et des éjections coronales de masse. Les astronomes savent mesurer les champs près de la surface du Soleil. Les mesures dans la haute couronne sont également possibles en étudiant les ondes de choc créées par une éjection coronale fonction de la "vitesse d'Alfvén", laquelle régit à quelle vitesse les ondes peuvent se propager dans du plasma et on peut donc mesurer la force du champ magnétique. Les éjections coronales de masse transportent un champ magnétique. Comme pour ce qui a lieu avec le champ magnétique interplanéaire, lorsque le champ magnétique de l'éjection coronale de masse est Sud, il interagit sur le champ magnétique terrestre. Lorsque le champ de l'éjection coronal est Nord, la Terre reste protégée. Le problème, sur ce point, est que la polarité du champ magnétique d'une éjection coronale ne peut pas être déterminé avant que celle-ci n'atteigne les satellites de surveillance en orbite terrestre, soit 15 minutes seulement avant qu'il n'atteigne la surface terrestre. L'activité magnétique des éjections coronales de masse est potentiellement dommageable pour les satellites et les réseaux électriques sur Terre et les éjections coronales de masse sont des menaces pour les astronautes car elles portent de hautes doses de radiation. Les éjections coronales de masse augmentent aussi l'activité aurorale, amenant à ce que les aurores soient vues plus au Sud -ou au Nord- que d'habitude. Si un champ magnétique solaire sud interagit fortement avec la magnétosphère nord, le champ magnétique terrestre est déchiré et les particules du vent solaire descendent le long des lignes magnétiques et vont frapper l'atmosphère aux pôles. Vue depuis la surface de la Terre, une tempête magnétique se constate comme une chute rapide de la force du champ magnétique terrestre. Cette baisse dure entre 6 et 12h, après quoi le champ magnétique retrouve, sur plusieurs jours, sa force originelle. Lorsqu'une éjection coronale de masse atteint la Terre, elle a une taille de 48 millions de km (30 millions de miles), c'est-à-dire la taille de l'orbite de Mercure. Au moment du maximum du cycle solaire de 11 ans, il se produit 2 ou 3 éjections coronales de masse par jour; au moment du minimum, il n'y en a qu'une par semaine. Certaines éjections coronales de masse sont à ce point importantes et dirigées vers la Terre que, en perspective, elles forment un "halo" autour du Soleil. On les appelle, aussi, des "éjections coronales de masse de halo". Des tsunamis solaires ont souvent lieu en conjonction rapprochée d'avec les éjections coronales de masse; ils permettent, depuis la Terre, d'avoir de premiers indices sur le point de savoir si une éjection coronale de masse se dirige vers la Terre ou, au contraire, se dirigent dans le sens contraire. Les éjections coronales de masse sont souvent associées aux flares solaires et à de large protubérances (ces filaments sont d'énormes nuages de plasma dense, relativement froid, suspendu dans la couronne solaire par le champ magnétique du Soleil selon le même mécanisme complexe qui produit les flares et les éjections coronales de masse; le matériau solaire de la protubérance s'écoule le long des lignes du champ magnétique avant de s'amincir et de progressivement rompre avec la surface) mais elles peuvent aussi exister de façon indépendante. Un filament, de fait, est une structure de la couronne qui consiste de plasma froid porté par des champs magnétiques. Les filaments peuvent être de très grande taille (plus de 109 000km); ils sont habituellement instables et se dispersent en moins d'une semaine (ils peuvent cependant durer plus longtemps). Les filaments ont habituellement une forme allongée et de brins inégaux; seul une poignée d'entre eux ont été observés ayant une forme de cercle. Les filaments trouvent leur origine dans la photosphère et restent suspendus dans la couronne solaire. Les filaments peuvent disparaître sous la forme d'arches magnétiques qui se déclenchent en cascade tout au long du filament. Les changements des champs magnétiques autour des filaments font qu'ils entrent en éruption et causent des flares et des éjections coronales de masse. Au-dessus des protubérances, les jets coronaux, qu'on observe souvent dans les régions polaires, sont des structures magnétiques ouvertes qui s'étendent parfois au-delà de dix rayons solaires avant de disparaître. Un évènement généralement adjoint à une éjection coronale de masse et un flare sont les "tempêtes de protons". Les protons du Soleil sont accélérés à presque la vitesse de la lumière par l'explosion et ils atteignent ainsi la Terre quelques minutes seulement après le flare (dans certains cas, ils mettent un peu plus de temps -vers 2 heures, ou plus). C'est ce qu'on appelle une "tempête de protons". Elle peut durer plusieurs jours car ces protons hautement électrifiés peuvent pénétrer jusqu'à 11 cm (4,3 pouces) d'eau et sont porteurs de doses de radiation qui sont dangereuses pour tout astronaute qui se trouverait au-dessus des couches protectrices d'une magnétosphère. Les scientifiques débattent encore sur la question de savoir si les particules énergétiques participant à ces évènements sont accélérés par le flare même, ou par l'onde de choc d'une éjection coronale de masse associée, ou par les deux. Les champs magnétiques, à l'intérieur d'une éjection coronale de masse, ont une forme de spirale et on les repèrent par le gaz de l'éjection coronale (qui est un plasma), lequel se présente sous cette forme. Une étude fondée sur les images LASCO de SOHO a réussi à visualiser en 3-D une éjection coronale de masse se déplaçant dans l'espace. Une éjection coronale de masse, ainsi, est un ensemble en expansion de séries de boucles plutôt que la structure en bulle ou en corde à laquelle on pensait jusqu'alors. Les boucles restent connectées à leur région-source plus longtemps que l'on pensait -au moins aussi longtemps que l'éjection coronale reste visible dans le champ des coronographes LASCO. Une étude présentée à la division des études en physique solaire de l'AAA ("American Astronomical Society", lors de sa réunion annuelle en juin 2003 à Laurel, dans le Maryland, aux Etats-Unis) a montré que les éjections coronales fonctionnent comme les flares: les champs magnétiques étirés se brisent et se re-connectent ce qui déclenche l'énergie très forte. Une étude de 2003 a également montré que les éjections coronales les plus rapides et les plus importantes sont réellement liées aux flares: les éjections coronales de masse ont leur source dans l'explosion d'un flare; les plus petites, elles, émergeraient d'un autre type de champ magnétique, lequel ne se brise pas -car pas suffisamment compressé- mais qui s'élève doucement, élevant, avec lui, l'éjection coronale dans la couronne solaire. Les éjections coronales de masse ont lieu lorsqu'il y a changement brusque, et de grande échelle, du champ magnétique du Soleil. Les "éjections coronales de masse cannibales", une forme d'éjection coronale de masse, sont la source de bulles complexes dont la structure est plus grande et plus complexe que celles éjectées par les éjections coronales de masse habituelles. Elles déclenchent des tempêtes magnétiques longues lorsqu'elles atteignent la Terre. Une éjection coronale de masse peut éjecter jusqu'à 10 milliards de tonnes de plasma solaire, à des vitesses atteignant 2000 km/s (3200 miles/s) -des millions de km/h ou de miles- avec des records à 2890 km/s (4650 miles/s). Les tempêtes géo-magnétiques que les éjections coronales de masse déclenche à la Terre sont catégoriées en "actives", "mineures" et "sévères". Les éjections coronales de masse ont des impacts sur les communications aéronautiques, entre les satellites (et les astronautes) et les stations au sol. Le bruit radio d'une éjection coronale de masse peut aussi interrompre les téléphones mobiles. Les perturbations qu'une éjection coronale de masse engendre dans l'ionosphère peuvent altérer la précision des systèmes GPS et, dans des cas extrêmes, des courants électriques hors contrôle peuvent se développer le long des cables de transport électrique et sur les transformateurs. Les effets électro-magnétiques des tempêtes solaires sont considérées depuis récemment comme un danger potentiel pour le réseau électrique américain au point qu'ils ont été insérés dans la liste des menaces prises en considération par une loi, le "Grid Reliability and Infrastructure Defense Act" ou H.R. 5026. Les sociétés modernes, en effet, dépendent de plus en plus de technologies qui sont sensibles aux effets des tempêtes solaires. De nouveaux points de vue pensent que ces menaces seraient plus importantes que ce que l'on pensait auparavant, jusqu'à aller interrompre l'acheminement du courant par les lignes aériennes ou à des dommages définitifs aux grands transformateurs. Des chocs électro-magnétique de haute altitude (dits "EMP" en anglais) sont un objet particulier de préoccupation et pourraient entraîner entre 1000 et 2000 milliards de dollars de dommages, dont le réseau électrique mettrait 10 ans à se remettre. Les plus récentes recherches montrent que les flares et les CME associées se déclenchent dans l'atmosphère solaire et pas depuis la surface comme on le pensait, à la façon des éclairs: de l'énergie s'accumule lentement puis est brutalement évacuée. Deux théories, jusqu'à présent, expliquait pourquoi les CME commencent toujours par une gigantesque arches (les célèbres "boucles coronales") dont chaque base se trouve dans la photosphère solaire (les boucles coronales se trouvent habituellement autour des taches solaires et des régions actives et sont associées aux lignes de champ magnétique fermées qui relient entre elles les régions magnétiques de la surface du Soleil. Les boucles coronales sont les "building blocks" de la couronne. De nombreuses boucles coronales durent des jours ou des semaines mais la plupart d'entre elles changent rapidement. Il semble que les arches des CME ne viennent pas de la surface mais d'en haut, de l'énergie qui s'est lentement élevée dans l'atmosphère solaire et s'y est accumulée. Lorsque cette accumulation cède cela produit les arches coronales, emplies de lumière, de plasma, de champs magnétiques et de particules à haute énergie. Ces résultats, cependant, apportent une autre question: on ne sait toujours pas d'où vient l'énergie qui déclenche la rupture de l'accumulation; le matériau solaire, par exemple, qui se déplace aux pieds de la boucle coronale -et qui le fait perpendiculairement au champ magnétique, d'où le nom de "croix" pour désigner ce lieu- se déplace trop lentement pour pouvoir être cette origine (sa vitesse est 10000 fois trop faible par rapport à ce qu'elle devrait être pour déclencher l'arche). Les éjections coronales de masse se produisent dans la couronne solaire. Les protubérances, qui sont à l'origine des éjections, ne sont, quelquefois, que la structure intérieure d'une structure plus grande qui, vue de côté, ressemble au filament d'une ampoule électrique. La structure brillante qu'on observe au-dessus et autour de l'"ampoule" s'appelle, en anglais, un "streamer" et la zone interne s'appelle une cavité coronale de protubérance (en anglais, "coronal prominence cavity"). La cavité s'accompagne d'un tube intérieur géant de champs magnétiques en boucle et les températures y sont très variable (des zones chaudes et froides relient la base de la protubérance -qui est à 10000°.C (17000°.F) à la couronne solaire dont la température se situe entre 1 et 2 millions de degrés C (1,8 à 3,6 millions de degrés F)). La cavité est de 30% inférieure en densité que le streamer (ce qui, cependant, demeure élevé; ces vides, d'ailleurs, ne semblent vides que comparés à leur environnement). Ce sont des champs magnétiques qui créent et structurent vraisemblablement ces cavités; elles certainement la forme d'un tunnel en forme de croissant (en fait comme un croissant creux). Les éléments de la cavité sont constamment en mouvement et créent donc un flux compliqué; quelquefois, les cavités peuvent rester stables pendant des jours ou des semaines mais elles peuvent aussi se transformer brutalement en éjection coronale de masse. L'agence météorologique américaine, la NOAA, mesure les tempêtes géo-magnétiques liées aux éjections coronales de masse sur une échelle de 5 points, de 1 à 5. Les tempêtes de classe G1 sont des tempêtes mineures qui peuvent provoquer de faibles perturbations du réseau électrique et qui n'ont que de faibles impacts sur les satellites en orbite; les tempêtes de classe G5 sont extrêmes, causant des problèmes globaux au réseau électrique (contrôle du voltage, dommages aux transformateurs), des pannes radio et des problèmes aux satellites. Les éjections coronales de masse se déplacent tellement rapidement que le vent solaire qu'elles y créent des ondes de choc: les ondes de choc frappent les particules lentes, les accélèrent et les fait s'"embouteiller" à l'avant de l'onde. Les ondes dites "ondes Whistler", qui sont massives, se propagent obliquement par rapport au champ magnétique solaire; elles pourraient résulter d'instabilité dans l'avant de l'onde de choc. Ces ondes, à la fois, pour ce qui est des particules, accroissent leur énergie de masse et leur énergie aléatoire (celle qui a à voir avec la vitesse à laquelle les particules se déplacent les unes par rapport aux autres et accroît leur température). Les ondes Whistler pourraient accrôtre l'énergie aléatoire des particules du vent solaire dans une direction perpendiculaire au champ magnétique de fond alors qu'elles accroîtraient l'accélération de masse des électrons parallèlement à celui-ci. Quand les éjections coronales de masse atteignent la Terre, elles présentent une forme en ballon. Les éjections coronales de masse continuent ensuite leur voyage dans le système solaire; elles s'étendent et fusionnent avec d'autres formant des nuages plus importants de nuages de particules et de champs magnétiques. Ces nuages s'étirent et finissent, lorsqu'ils atteignent l'orbite de Pluton, par présenter une forme en fin anneau. Comparée aux éjections coronales de masse habituelles, les "éjections coronales de masse furtives" n'ont une vitesse que de 400 à 700km/h soit à peu près la vitesse du vent solaire; elles peuvent apporter des perturbations modérées à la magnétosphère. Elles pourraient trouver leur origine du fait de la rotation différentielle du Soleil laquelle pourrait faire s'entremêler des lignes magnétiques solaires
| | Exemple d'une série d'éjections coronales de masse vues par le satellite SOHO en novembre 2003, à un moment où l'activité solaire était particulièrement importante. Les éjections coronales de masse que l'on voit se sont déroulées sur une durée réelle de 11 heures ½. La première est probablement une éjection coronale de masse de halo. Le satellite SOHO utilise un coronographe pour bloquer la lumière du Soleil (le cercle blanc central) représente la taille réelle du Soleil. A droite: une éjection coronale de masse modélisée en 3-D selon une nouvelle technique développée en 2004 (cliquez sur l'image pour une image plus grande). Soho observing the Sun (à gauche)et Goddard Space Flight Center, de la NASA (à droite) |
- les ondes de choc interplanétaires: les ondes de choc interplanétaires proviennent des éjections coronales de masse de halo. Elles sont dues au fait que les matériaux éjectés du Soleil à très grandes vitesses heurtent de la matière plus lente, éjectée auparavant. D'où qu'il y a "embouteillage" d'énergie et que celle-ci s'accroît en densité. Le vent solaire devient plus dense. Les ondes de choc interplanétaires portent avec elle un champ magnétique associé qui a, lui aussi, un composant nord et un composant sud. Lorque le champ magnétique de l'onde de choc est Sud (opposé à la magnétosphère de la Terre) les ondes de choc interplanétaires peuvent alors annuler le champ magnétique terrestre à l'endroit où elles l'atteignent et elles permettent ainsi au vent solaire d'entrer dans la magnétosphère. Cela résulte souvent en des aurores boréales. Une autre conséquence, plus dangereuse, des ondes de choc interplanétaires est que l'éjection coronale de masse accélère des protons, déclenchant une tempête de protons à la Terre. De tels protons de haute intensité peuvent être dangereux pour les satellites et sont porteurs de doses de radiations dangereuses pour les astronautes
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