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Le Soleil L'héliosphère et ses composantes (VI) L'exploration du système solaire par les sondes spatiales les ont conduites à voyager durant des dizaines d’années dans un immense espace parcouru de champs magnétiques et de particules énergétiques libérées par le Soleil et les étoiles proches. Cette immense cavité sphérique s’appelle l’héliosphère. Sa surface, qui marque la frontière avec le milieu interstellaire n’est pas toujours bien marquée. Les particules solaires ne se mélangent au gaz neutre et aux poussières interstellaires qu’au prix d’une brutale collision électromagnétique que les sondes spatiales ont très bien entendues. Jusqu’aux dernières mesures des sondes Pioneer et Voyager, il était très difficile de ne pas spéculer sur la structure et la dynamique des régions extrêmes de l’héliosphère. Aucun vaisseau n’avait jamais exploré cette lointaine région du système solaire et aujourd'hui encore il est toujours difficile de savoir qu’elle est son extension totale. Espérons que les questions qui restent en suspend seront résolues d’ici quelques années.[20] Ainsi
que nous l'avions dit dans l'introduction, le Soleil n'est pas un système clos
et il interagit avec le monde extérieur. C'est la couronne qui joue le rôle
d'interface entre l'atmosphère et le vent solaire et qui détermine la
structure et la composition du milieu interplanétaire.
Le vent solaire Le vent solaire est un gaz chargé électriquement émit par le Soleil et constituant une extension de sa couronne externe. C'est un milieu extrêmement raréfié dont la densité à hauteur de l'orbite terrestre est d'environ 6 particles/cm3 mais très variable en fonction de l'activité solaire. Pour un volume donné, le vent solaire est constitué de protons et d'un nombre presque égal d'électrons. Toutefois, le vent solaire transporte également d'autres ions, beaucoup plus lourds que les protons mais de plus faible densité. A hauteur de l'orbite terrestre, la vitesse du vent solaire varie entre 200 et 1200 km/s avec une moyenne de 420 km/s. Le vent solaire constitue la principale composante de l’héliosphère. Il est quelquefois accompagné de "bourrasques" émises par la couronne solaire. Ce phénomène trouve son origine dans la chaleur émise par les zones convectives qui réchauffe la couronne et libère des particules rapides. La température et la pression régnant dans la couronne offrent ainsi une pression de radiation supérieure à celle du milieu ambiant qui se ressent bien au-delà de Pluton. Consulter en ligne les paramètres du vent solaire des 7 derniers jours Le vent solaire ne souffle pas de façon uniforme ainsi qu'en témoigne le graphique présenté ci-dessous. Bien que la direction du vent solaire soit toujours orientée vers l'extérieur du Soleil, sa vitesse peut varier d'un facteur 10 quand il entraîne des nuages magnétiques (CME) ou rencontre des zones de composition différente, tels les feuillets interplanétaires neutres
Le premier satellite dédié à l'étude de la géomagnétosphère fut IMP-8 qui fut opérationnel entre 1972 et 2000. Depuis nous avons à dispositiontoute une escadrille de satellites : Wind, Geotail, Cluster, Polar, etc. Toutefois, la plupart d'entre eux sont en orbite polaire; cela signifie qu'ils ne peuvent échantillonner le vent solaire qu'un tiers du temps. Les sondes spatiales Pioneer et Voyager qui ont exploré les planètes joviennes dans les années 1980 et 1990, ont également permis aux planétologues de récolter une série impressionnante d’observations sur le comportement du vent solaire, sa dynamique et son interaction avec le milieu interstellaire. Nous savons que l’atmosphère solaire ne tourne pas sur elle-même à une vitesse constante. A l’équateur la rotation dure 27 jours environ et au fil des rotations les lignes du champ magnétique se courbent et finissent par s’enchevêtrer, s’entremêlant bientôt avec des courants rapides qui s’échappent de la couronne solaire. Selon l’activité solaire, des bourrasques peuvent s’ajouter à ces événements, donnant lieu à des perturbations transitoires du vent solaire. Ces structures dynamiques complexes peuvent subsister plusieurs mois et provoquer des modifications visibles dans la structure de la queue ionique des comètes, dont le plasma est piégé par les lignes du champ magnétique. Ces courants de vitesses variables interagissent les uns avec les autres et passent alternativement près de la Terre à mesure que le Soleil tourne sur lui-même. Le vent solaire arrive sur Terre environ 48 heures après son émission, percutant parfois violent la magnétopause terrestre qui se déforme. Ces tempêtes magnétiques provoquent des perturbations radios et les aurores bien connues, dont nous reparlerons. Le vent solaire génère ainsi de nombreuses interactions, en particulier le phénomène de scintillation sur les fréquences radios des radiosources ponctuelles du ciel profond, une corrosion des satellites mis en orbite et des lésions génétiques.
A hauteur de la Terre la vitesse du vent solaire peut atteindre 1200 km/s en période de Soleil actif et présenter une température oscillant entre 50000 et 500000 K. Sa composante la plus rapide provient des trous coronaux tandis qu'une seconde, beaucoup plus lente (300 km/s) s'observe au-dessus des jets de la couronne et lorsque la Terre traverse les feuillets interplanétaires neutres, sur lesquels nous reviendrons dans un instant. Ce vent conserve donc l’empreinte de l’atmosphère solaire dont les variations dépendant de l'activité solaire et des conditions régnant dans les structures actives. Bien que la densité du vent solaire soit dérisoire, le Soleil perd par ce mécanisme 500000 de tonnes d’hydrogène (protons) chaque seconde, huit fois moins que la masse perdue dans les réactions thermonucléaires, une quantité somme toute négligeable.
B.
Le
champ magnétique Enfouie
dans l’héliosphère se trouve une autre composante : le champ magnétique
interplanétaire. Son intensité moyenne est d’environ 5 gamma, dix mille fois
inférieure au champ magnétique terrestre. Elle peut toutefois dépasser 40
gamma pendant les éruptions solaires. Son
origine est liée à l’existence d’électrons libres dans les couches
convectives de la haute atmosphère solaire et aux mouvements différentiels des
couches plus profondes. Les électrons offrent une conductibilité électrique
similaire à celle du métal, induisant un courant qui génère un champ
magnétique. En traversant les différentes couches de l’atmosphère solaire,
à l’instar d’un courant qui circule dans un champ magnétique, les
électrons subissent une force locale par unité de surface appelée pression
magnétique. Couplée à la pression du gaz, la densité de la matière
solaire est d’autant plus faible que la pression résultante est élevée :
dans une région sous l’emprise de puissantes forces il faut moins d’atomes
que dans une région voisine pour maintenir cette pression. Subissant un effet
similaire à la pression d’Archimède, ce phénomène provoque la remontée
des régions présentant un champ magnétique élevé jusqu’à la surface, où
le champ magnétique est libéré.
Le
vent solaire entraîne avec lui le champ magnétique solaire, qui est ainsi
gelé dans le plasma, tout en restant ancré dans la surface solaire. Le vent
solaire mettant plusieurs jours pour atteindre la Terre, durant ce temps le
Soleil continue de tourner sur lui-même à une vitesse angulaire d'environ
13° par jour. Au bout de plusieurs jours les boucles magnétiques prennent
l'aspect d'immenses spirales ondulées qui se referment peu à peu avec
l'altitude. A consulter : L'origine du champ magnétique solaire A l’image d’un champ de force, ce champ magnétique donne une certaine pression et viscosité au plasma ambiant. Les mesures effectuées par les sondes spatiales Pioneer et Voyager en 1976 ont révélé que le champ magnétique solaire était organisé d’une manière telle que les lignes de forces étaient orientées vers l’extérieure dans l’hémisphère nord et vers l’intérieur dans l’hémisphère sud du Soleil, formant une spirale de Parker, phénomène sur lequel nous reviendrons lorsque nous aborderons le magnétisme du Soleil. Comme nous l’avons
signalé, ce champ magnétique fluctue suivant une période de 22 ans. Onze ans
plus tard, le champ magnétique des deux hémisphères s'inverse, comme ce fut
le cas début 2001. Actuellement le pôle magnétique nord du Soleil pointe vers
l'hémisphère sud, et ce jusqu'en 2012 où il s'inversera à nouveau.
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