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Le Soleil
Le Soleil est notre étoile. Il a une structure en couches et il est un corps actif
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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" |
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 ` 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
Le Soleil en tant que corps actif
Le Soleil est un corps actif. Par le biais de divers évènements -habituels ou pas- il expulse un grand nombre d'éléments et de radiation dans le système solaire. 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. 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
| Flares, éjections coronales de masse, tempêtes de protons Le mécanisme le plus habituel d'un évènement solaire est qu'un flare explose à partir du champ magnétique qui se trouve au-dessus d'une région de taches solaires, déclenchant une émission dans le visible et dans les rayons-X. Cela se traduit par une éjection coronale de masse, avec une grande quantité de matériau solaire éjecté dans l'espace interplanétaire. L'éjection coronale de masse se déplace ensuite, prenant plusieurs jours pour atteindre la Terre. Sur son parcours, elle fend le vent solaire "habituel", y accélérant les protons à de hautes énergies et les poussant devant elle. Cette "tempête de protons" atteint ensuite la Terre, ainsi que l'éjection coronale de masse, y déclenchant les aurores boréales et y apportant des radiations potentiellement dommageables pour les satellites et les astronautes. Savoir contrôler et prédire la "météo solaire" est importante pour l'activité des satellites en orbite et elle le sera encore plus lorsqu'il s'agira de maintenir une présence prolongée de l'homme sur la Lune, puis sur Mars |
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)
- le vent solaire: le vent solaire émane de la couronne solaire, cette partie la plus extérieure du Soleil. 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 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 accéléréD'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. 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 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 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". 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 trous coronaux: un trou coronal est une zone sombre de la couronne solaire lorsque celle-ci est observée dans l'ultra-violet. Ces zones 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. Les trous coronaux sont habituellement situés près des pôles du Soleil mais ils peuvent également se trouver ailleurs sur le Soleil. 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
- les taches solaires: les taches solaires sont des lieux où se situent des boucles magnétiques intenses, lesquelles, pour partie, contrôlent le flux de plasma solaire s'échappant du Soleil. 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. 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: lorsque 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. 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
Vue dans l'ultra-violet de boucles magnétiques s'élevant au-dessus de taches solaires, vues sur le limbe. SOHO - les flares solaires: les "flares solaires", ou "flares" sont des explosions qui se produisent lorsque l'énergie stockée dans les boucles de champ magnétique qui se trouvent au-dessus des taches solaires est brusquement relâchée. Un flare, ainsi, est un changement rapide, de grande échelle, dans le champ magnétique solaire, et un évènement de radiation. L'explosion se produit au sommet de la boucle; elle élè 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. 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 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, Mc C) et elles sont sub-divisées en 9 sub-divisions (C1-C9, M1-M9, X1-X9). Il existe également une catégorie 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. 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 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 électronsFlares 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). 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 - les éjections coronales de masse: les éjections coronales de masse (en anglais: "coronal mass ejections", "CME") 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). 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. 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 déclenchent une activité intense dans la magnétosphère de la Terre. 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. 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". 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, qui, à intervalles, s'élèvent dans celle-ci et quittent le Soleil) mais elles peuvent aussi exister de façon indépendante. 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. 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"
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 heurs 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
