Le Soleil

L'héliosphère et ses composantes (VII)

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 également en fonction du cycle solaire de 11 ans. On y reviendrons à propos du Soleil radioélectrique.

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 la boucle de plasma présentée à gauche est relativement modeste, quelque trente fois le diamètre de la Terre alors que l'éruption de droite, une CME avec formation d'un halo, s'étend vingt fois plus loin. Se propageant dans le milieu interplanétaire à près de 1000 km/s, elle provoquera de fortes perturbations dans l'environnement terrestre dont les aurores sont l'une des manifestations. Documents TRACE et SOHO.

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.

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 elle peut devenir méconnaissable 11 ans plus tard, pendant la phase de paroxysme, suite à la rotation solaire.

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.

C. L’héliopause

A la frontière du système solaire, à hauteur de l’héliopause, le vent solaire rencontre les rayons cosmiques provenant principalement de l’onde de choc émise par l’explosion des supernovae. Ce rayonnement est constitué d’électrons, de protons de la plupart des noyaux lourds et d’antiparticules. Il se propage à une vitesse relativiste, la plupart se manifestant par l’émission de raies gamma et d’ondes radios. L’interaction de ces particules chargées avec le champ magnétique provoque la dispersion des plus légères et module leur intensité. Mais en général l’énergie de ces particules est tellement élevée qu’elles parviennent sans encombres dans l’atmosphère terrestre.

Les rayons cosmiques véhiculent également des particules de plus faibles énergies (5 à 30 MeV) constituées de protons, d’hélions et de noyaux un peu plus lourds (azote, oxygène, néon, argon). Pour expliquer cette composante inhabituelle des rayons cosmiques, Lennard A. Fisk et ses collaborateurs de la NASA-GSFC ont suggéré que certaines particules neutres s’ionisaient en s’approchant du Soleil. Cette composante étant insensible au champ magnétique, elle se faufilerait jusqu’au niveau de l’héliosphère interne où les particules seraient finalement ionisées par le rayonnement ou directement par le vent solaire. Transformées en ions, chargées électriquement, elles seraient à nouveau entraînées par les lignes de force du champ magnétique interplanétaire jusqu’à la limite de l’héliosphère. Au contact de l’héliopause, les ondes de chocs provoqueraient une accélération des ions qui gagneraient encore de l’énergie. Ce scénario a la faveur des physiciens.  

Position des sondes spatiales Pioneer et Voyager en 1995 par rapport aux composantes du champ magnétique solaire. Cliquer sur l'image pour l'agrandir. Document NASA-MSFC.

En 1983 la sonde Voyager 1 enregistra les premiers échos de l’onde de choc de l’héliopause à la fréquence de 2 ou 3 kHz. Le signal persista plusieurs mois avant de s’affaiblir. En 1992-93 un signal similaire mais plus puissant fut à nouveau enregistré, cette fois par les deux sondes Voyager. Au tournant du millénaire on a estimé que l'héliopause se situait encore 40 UA devant les deux sondes spatiales, soit 5 milliards de kilomètres au-delà de l’orbite de Pluton. 

Comme prévu, le 1 août 2002 Voyager 1 franchit l'onde de choc terminale de la magnétosphère à environ 85 UA soit 13 milliards de kilomètres du Soleil. A cette occasion les astrophysiciens récoltèrent une manne de données sur ces fameux rayons cosmiques peu ordinaires et sur la composition générale de cette vaste région inexplorée. 

Après avoir traversé un nouveau flux intense de vent solaire à 87 UA Voyager 1 entra dans une zone constituée de particules neutres interstellaires d'une énergie de plusieurs MeV. Voyager 1 venait de sortir du système solaire; le vent ne soufflait plus et pour la première fois une invention humaine faisait l’expérience du milieu interstellaire. Hommage soit rendu à ces sondes d'exploration.

Des modèles fragiles

Grâce aux observations détaillées de notre étoile, les astrophysiciens peuvent élaborer des modèles d'évolution pour les milliards d'autres étoiles qui peuplent tout l'univers. La compréhension des mécanismes physico-chimiques qui se développent dans l'enceinte du Soleil, les caractéristiques de sa structure et de sa composition sont les bases mêmes de l'astrophysique. Si l'une de ces lois était infirmée, toutes nos connaissances concernant le rayonnement des étoiles et des galaxies ainsi que l'évolution stellaire seraient ébranlées. Loin de comprendre tous les mécanismes qui régissent son évolution, les astronomes disposent déjà de lois précises mais certaines hypothèses restent à confirmer.

Du modèle à l'observation A gauche une photographie de la couronne solaire obtenue en lumière X à ~30 nm par le satellite Yohkoh le 4 Janvier 1994. On distingue un système de boucles coronales chaudes reliant deux régions actives situées de part et d'autre de l'équateur solaire. A droite une simulation de la même région réalisée par le Dr Allen Gary, spécialiste solaire auprès de la NASA-MSFC qui montre des tubes de plasma de densité variable enveloppant chaque ligne de force du champ magnétique solaire. Ci-dessous un modèle de la couronne établit par Zoran Mikic/SAIC.

Plusieurs lois ont été établies de façon empiriques pour expliquer son comportement et aucune étude ne peut encore confirmer les subtilités des modèles existants. La relation qui semble exister entre le champ magnétique et les structures de la chromosphère n'est pas encore acceptée par tous les professionnels. Malgré tout S.McIntosh obtient des cartes synoptiques dont la corrélation est vérifiée à 90% pour la "zone royale". De même en ce qui concerne la corrélation de l'indice RI (le nombre de Wolf) avec la surface des taches solaires. Les courbes se superposent avec une corrélation de 97%, celles de l'indice RI avec la densité de flux à 10.7 cm atteint même 99%. Complété par les magnétogrammes et les données acquises par les satellites ultraviolet et X, l'astronome est en mesure aujourd'hui d'élaborer des modèles plus précis de notre étoile qu'il y a vingt ans.  

N'ayons toutefois pas la prétention de parier sur la véracité de nos théories. Il y a dix ans par exemple, les neutrinos émis par le Soleil semblaient moitié moins nombreux que les calculs le prédisaient. Les astrophysiciens estiment aujourd’hui qu’à chaque seconde 100 milliards de neutrinos traversent chaque centimètre carré de notre corps !

Si les neutrinos avaient une masse importante, ils pèseraient de tout leur poids sur l’avenir de l’Univers. En fait on ignore encore leur masse précise, elle serait de l’ordre de ~ 4 eV pour n_e et s’ils ont une saveur quantique déterminée. Ils sont déjà répartis en trois familles.

Aujourd'hui l'héliosismologie explique bien le comportement de notre étoile. Les modèles sont corroborés à 99%. Cela dit, pour expliquer les ondes acoustiques, l'héliosismologie doit modifier les valeurs de densité, de température et la vitesse de rotation de l'atmosphère solaire. La variation de l’intensité des rayons cosmiques en fonction de la distance (le gradient) est inférieure au taux théorique, laissant supposer que l’héliosphère est plus étendue que prévue. Si nos lois doivent être corrigées en fonction des résultats des futures missions spatiales, la découverte de particules interagissant peu avec la matière nous permettront peut-être de mieux comprendre le milieu interplanétaire et de saisir l'importance du rayonnement des étoiles dans l'évolution de l'univers.

Les théories pêchant par approximation, espérons que les résultats des futurs missions d’exploration permettront d'affiner les modèles solaires actuels. En contre partie ils entraîneront, à n'en pas douter, une refonte sensible de nos connaissances du Soleil et des étoiles en général.

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