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Le Soleil

L'héliosphère et ses composantes (VI)

Les sondes spatiales Pioneer (1972-1979) et Voyager (1977-2025) qui ont visité les planètes extérieures et se sont ensuite aventurées au-delà de l'héliopause, 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.

Jusqu’aux dernières années, il était très difficile de ne pas spéculer sur la structure et la dynamique des régions extrêmes de l’héliosphère[20]. 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. Toutefois, grâce aux données complémentaires fournies par les sondes Cassini (2004-2017) et IBEX (2008-2010), nous avons recueilli assez de renseignements pour modéliser cette région longtemps restée inconnue. Espérons que les questions qui restent en suspens seront résolues d’ici quelques année.

Selon de nouvelles données, l'héliosphère présente une forme shérique avec une quasi absence de traînée. Document K. Dialynas et al. (2017) adapté par l'auteur.

Jusqu'à présent, les astronomes se basaient sur le comportement des étoiles proches et des données des Voyager et pensaient que l'héliosphère présentait une longue traînée dans la direction opposée à son mouvement (anti-nez). Or selon une étude publiée en 2017 par Kostas Dialynas de l'Académie d'Athènes et son équipe basée sur les données recueillies par la sonde Cassini ont révélé que l'héliosphère à la forme... d'une sphère. Et ce constat est moins banal qu'on peut l'imaginer.

Comme on le voit à droite, l'héliosphère forme une immense cavité sphérique d'au moins 100 UA soit 15 milliards de kilomètres de rayon épaisse de 20 à 40 UA. Sa surface ou héliopause, qui marque la frontière avec le milieu interstellaire n’est pas toujours bien marquée mais se situe à environ 122 UA du Soleil. 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 (cf. ces enregistrements audios du Soleil, de Jupiter et Saturne).

Selon les relevés de la sonde Cassini, les atomes neutres détectés près de l'héliopause présentent une énergie comprise entre 5.2 et 55 keV alors que les ions détectés par les sondes Voyager dans la région de l'héliosheath (héliograine) présentent une énergie de 28 à 53 keV. Ce sont ces ions qui sont à l'origine des particules neutres qu'on trouve dans les régions éloignées de l'héliosphère.

A l'instar d'un bolide qui traverse un fluide, si le Soleil et son cortège planétaire se déplacent autour de la Galaxie, pourquoi l'héliopause ne forme-t-elle pas une traînée dans son sillage ? Selon les chercheurs, la forme quasi sphérique de l'héliopause s'expliquerait par la pression élevée de l'ISFM qui était sous-estimée jusqu'à présent. En effet, la pression des particules neutres par rapport à celle de la pression magnétique offre un bilan net positif à l'intérieur de l'héliosphère. Ainsi, au niveau de l'héliopause, le champ ISFM peut interagir plus fortement avec le vent solaire et comprimer fortement sa traînée résiduelle. Grâce aux données de Cassini, on a également découvert que le flux de particules provenant de l'extrémité de la pseudo traînée suivait le cycle solaire aussi vite que celles provenant de régions plus proches, ce qui explique la quasi absence de traînée sinon on aurait observé un décalage temporel. En fait, on a bien observé un décalage temporel de 2-3 ans mais il s'agit du temps que met l'héliosphère pour répondre aux changements du vent solaire. Combinées aux mesures du champ ISFM et au rapport de pression dans l'héliosphère, ce sont ces données qui ont permis de déduire la forme sphérique et diamagnétique (le Soleil génère un champ magnétique opposé au champ magnétique extérieur) de l'héliosphère qui a enfin pu être correctement modélisée.

A. Le champ magnétique solaire

Le Soleil n'est pas un système clos et 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.

La principale composante de l’héliosphère est le champ magnétique solaire qui comme nous l'avons décrit dans d'autres articles est à l'origine des taches solaires et des protubérances notamment. Son intensité moyenne est d’environ 5 gamma (5x10-5 Gauss ou 0.5 nT), dix mille fois inférieure au champ magnétique terrestre. Elle peut toutefois dépasser 40 gamma pendant les éruptions solaires.

A consulter : L'origine du champ magnétique solaire - L'effet dynamo

L'existence du champ magnétique solaire est liée à la présence d’électrons libres dans les couches convectives de la haute atmosphère solaire et aux mouvements différentiels des couches plus profondes. Les électrons se déplaçant dans l'atmosphère solaire et offrant une conductibilité électrique similaire à celle du métal, ils induisent un courant (un déplacement d'électrons) qui génère un champ magnétique. En traversant les différentes couches de l’atmosphère solaire, les électrons subissent une force locale par unité de surface appelée la 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 solaires présentant un champ magnétique élevé jusqu’à la surface, où le champ magnétique est libéré, généralement accompagné d'éruptions.

B. Le vent solaire

Le vent solaire est un mélange de plasma (gaz ionisé) et de 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 se divise en deux principales composantes : un vent solaire lent principalement émis dans le plan de l'écliptique surtout en période de minimum de l'activité solaire et un vent solaire rapide émis aux plus hautes latitudes solaires (au-dessus de ±15°).

Le champ magnétique solaire est induit par la rotation différentielle des couches profondes du Soleil et est à l'origine de l'activité des taches, des éruptions X, des protubérances, des éruptions de matière coronale (CME), etc. Une fois libérés en surface, cette matière et ce champ magnétique sont entraînés par le vent solaire et se propagent dans l'espace interplanétaire jusqu'à rencontrer le champ magnétique terrestre et les limites de l'héliopause avec lesquels le plasma interagit. Dans l'environnement terrestre cela se manifeste notamment par des perturbations radioélectriques, aurores et autre bruits sur les hautes fréquences.

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.

Le vent solaire ne souffle pas de façon uniforme ainsi qu'en témoigne le graphique présenté ci-dessous au centre. 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 disposition toute 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. Seul les deux satellites Stereo lancés en 2006 gravitent autour du Soleil et permettent d'étuder en détail ses composantes, en particulier l'héliosphère, le vent solaire, les CME et leurs zones de transitions.

Ainsi, en 2016 grâce à de nouvelles techniques de traitement d'image, une équipe d'astronomes dirigée par Craig E.DeForest du SwRI est parvenue à isoler du fond du ciel (en supprimant les étoiles cent fois plus brillantes ainsi que la faible clarté des poussières) le flux de matière émanant de la zone de transition entre la couronne externe et le vent solaire proprement dit comme on le voit sur l'animation ci-dessus à droite. C'est la première fois que les astronomes ont pu observer ce phénomène. Selon DeForest, la matière émise par le Soleil se comporte plus comme un gaz que comme un plasma magnétiquement structuré comme on le pensait jusqu'à présent. En fait, la matière s'échappe du Soleil un peu comme un jet d'eau est éjecté d'un pistolet à eau, la matière vaporisée se désintégrant sous forme de goutelettes.

A consulter : Statut de l'activité solaire, géomagnétique et des aurores

La dynamique du vent solaire. A gauche, modèle prédictif du vent solaire émit par les trous coronaux calculé par le SDO. Au centre, graphique pointant les vitesses du vent solaire relevées dans les quatre quadrants du Soleil superposé à une image de la couronne et d'un carte de sa surface de densité. Il met en évidence les grandes différences de vitesses en fonction de la latitude et de l'activité solaire (lent au-dessus des jets, rapide au-dessus des trous coronaux). A droite, cliquer sur l'image pour lancer l'animation (.GIF de 4 MB) montrant le flux de vent solaire émanant de la zone de transition de la couronne solaire externe. Voici l'animation avant/après traitement d'image. Documents SDO, NASA-MSFC/LANL et Craig E.DeForest et al./SwRI.

Les sondes spatiales Pioneer, Voyager et Cassini 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.

Ci-dessus, variation de la densité et de la pression du vent solaire aux alentours du 6 avril 2000. Ci-dessous, variation du flux de protons aux alentours du 1 avril 2001. Ces deux dates correspondent à des journées particulièrement riches par l'activité des aurores sur Terre qui descendirent jusqu'à 30° de latitude malgré la protection du champ magnétique terrestre. Documents UCLA-SSC-IGPP et SWPC-NOAA.

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.

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.

L'interaction du champ magnétique

avec le vent solaire

Cliquer sur l'image pour lancer une animation QuickTime (.mov de 297 KB) illustrant la manière dont les ondes magnétiques de la couronne du Soleil accélèrent le vent solaire. Sur les premières images, la couronne apparaît comme un anneau jaune encerclant le disque lunaire durant une éclipse totale. On voit ensuite les particules composants le vent solaire (rouge et verte) spiraler autour des lignes de forces du champ magnétique et accélérer tout en s'éloignant du Soleil. Ces particules spiralant dans le vent solaire entraînent avec elles l'énergie des ondes magnétiques, les annulant en même temps qu'elles sont éjectées dans l'espace. Document D.Hathaway/NASA-MSFC.

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, soit double de celui des taches. Onze ans plus tard, le champ magnétique des deux hémisphères s'inverse, comme ce fut le cas en 2001 et en 2013.

Rappelons que lorsque le Soleil est au paroxysme de son activité ou à l’occasion d’éruptions chromosphériques, le champ magnétique peut temporairement bloquer les rayons cosmiques issus de la Voie Lactée, c’est l’effet Forbush, qui fluctue en fonction du cycle solaire de 11 ans. On y reviendrons à propos du Soleil radioélectrique.

Lorsque les boucles magnétiques sont refermées et que le champ magnétique finit par s'ouvrir sur le milieu interplanétaire, chaque hémisphère du Soleil prend une certaine polarité magnétique. Les jets coronaux qui sont ensuite émis par les deux hémisphères séparent alors le milieu interplanétaire en deux feuillets de polarités opposées à mesure de leur progression dans l'espace.

La rupture des boucles du champ magnétique à la surface du Soleil provoque des éruptions chromosphériques et est à l'origine des protubérances. La taille de l'éruption du 14 octobre 2012 présentée à gauche et photographiée par le satellite SDO est relativement modeste, quelque 13 fois le diamètre de la Terre. La boucle de plasma présentée au centre et photographiée par le satellite TRACE en 2009 fait 30 fois la taille de la Terre. Une séquence de cette éruption est présentée sur YouTube (séq.2:59). L'éruption de droite, une CME avec formation d'un halo photographiée par SOHO, s'étend vingt fois plus loin. Se propageant dans le milieu interplanétaire à près de 1000 km/s, ce genre d'évènement provoque de fortes perturbations dans l'environnement terrestre dont les aurores sont l'une des manifestations.

Durant les périodes calmes de son activité, le Soleil s’entoure ainsi de quatre secteurs de polarité opposée, séparés les uns des autres par un feuillet interplanétaire de courant neutre. Son épaisseur est de l’ordre de 1 % de la région polarisée. Ce feuillet présente des lignes de forces dont la polarité est régulièrement inversée. Sa structure est peu torsadé à l’époque du minima de l’activité solaire mais suite à la rotation solaire, elle peut devenir méconnaissable 11 ans plus tard, pendant la phase de paroxysme.

A mesure qu’il se propage dans les trois dimensions de l’espace, le vent solaire devient de plus en plus faible face au vent interstellaire dissipé par les étoiles proches. Mais sa force ne se dissipe pas graduellement. Sa vitesse supersonique étant supérieure à celle des perturbations qu’il entraîne, près de l’héliopause le vent solaire subit un violent freinage que ne peuvent absorber les particules qui le suivent (l’information n’est véhiculée qu’à la vitesse du son). Cet effet provoque une immense onde de choc à l’instar d’un fluide supersonique qui serait brutalement arrêté. La compression du front d’onde provoque des irrégularités et des agitations du plasma qui se manifestent par de violents bruits sur plusieurs millions de kilomètres. La structure de l’héliosphère est ainsi déformée dans le sens du déplacement du Soleil, dans la direction de l’Apex proche de la constellation d’Hercule. Les protons qui traversent ce front de choc perdent 25 % de leur vitesse qui est convertie en chaleur. A cet endroit, la température électronique du milieu interstellaire peut dépasser 1 million de degrés mais il ne contient plus qu’un atome par centimètre cube. Il y règne un froid glacial.

Dernière partie

L'héliopause et le ruban IBEX

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[20] S.Suess, Reviews of Geophysics, 28, 1, 1990, p97 - Consulter également les ouvrages de la NASA consacrés aux missions spatiales Pioneer, Voyager et Cassini ainsi qu'aux satellites solaires Helios, Soho, Trace, Yohkoh, Ulysse et consorts (voir mes 1001 liens).


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