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Le Soleil radioélectrique

Antenne HF de la NOAA installée en Antarctique. Document John Bortniak/NOAA Photo Library - Ref Corp1627.

Les radioamateurs passionnés de communications par ondes-courtes constatent régulièrment que sur certaines fréquences décamétriques, les signaux étaient fortement parasités par la présence du Soleil au-dessus de l'horizon. La fréquence crépite, il y a du souffle et le signal s’évanouit par intermittence. Nous connaissons ce phénomène depuis les travaux précurseurs du célèbre radioamateur Grote Rebert, W9GFZ, en 1937 qui inventa le premier radiotélescope parabolique.

Le Soleil est célèbre pour avoir perturbé les réceptions radars de la Royal Air Force en 1942 et nous avons vu qu'il n'émet pas seulement de la lumière mais également des rayonnements de plus intense énergie, tels les rayons ultraviolets, X ou g ainsi que tout un flot de particules constituant le vent solaire.

Le rayonnement radio se développe surtout aux longueurs d'ondes comprises entre 10 et 1 cm (300 MHz - 30 GHz), où il atteint 10 milliards d'eV, 43000 PFU (protons/cm²/stéradian/seconde). Cette énergie, comme celle des radiosources cosmiques, n'est pas engendrée par un processus thermique.

A l'époque de sa détection, la théorie de Planck stipulait que le Soleil avait une énergie maximale quasi indétectable par la radioastronomie. Pourtant le Soleil parasitait sérieusement les détecteurs d'ondes ultracourtes.

Les physiciens et les radioastronomes proposèrent alors une hypothèse. On peut supposer que les éruptions chromosphériques qui donnent naissance aux flashes brillants en lumière de l'hydrogène alpha sont des phénomènes non thermiques, liés à des perturbations du champ magnétique solaire. Les émissions radios pourraient trouver leur origine dans la partie la plus raréfiée et la plus chaude de l'atmosphère solaire, la couronne, où le plasma turbulent accuse les émissions les plus fortes, les sursauts de type III et IV que nous allons définir dans un instant.

De fait, les émissions les plus fortes que l'on détecte sur ondes-courtes sont générées par des électrons relativistes qui percutent la haute atmosphère solaire. Celle-ci émet des ondes acoustiques qui provoquent l'oscillation régulière de la surface solaire avec une période d'environ 160 minutes. Les émissions les plus calmes proviennent de la photosphère et témoignent de l'activité des taches. La durée de ces émissions varie en fonction de la densité du rayonnement (du nombre d'électrons "e" par mètre cube), et est liée à la fréquence selon la formule : νkHz = 8,97 e-1/2.

L'étendue des activités solaires

Grâce à la sonde spatiale Ulysse qui survola les pôles du Soleil en 1994 et 1995, nous connaissons un peu mieux les différentes signatures de l'activité solaire, dont ce schéma illustre les principales composantes. Document ESA adapté par l'auteur.

Mais un problème se pose pour cartographier l'origine de ce rayonnement. A l'inverse du rayonnement isotrope à 2.7 K, le Soleil est un objet ponctuel et la longueur d'onde des émissions radioélectriques qu'il émet implique que la surface collectrice devient rapidement gigantesque pour donner une résolution raisonnable de quelques minutes d'arc aux basses fréquences. La seule solution consiste à utiliser des réseaux interférométriques pour atteindre une résolution d'une fraction de seconde d'arc (Observatoires Karl Jansky, VLBI, etc.).

Relation entre niveau d'ionisation, nombre de Wolf et flux solaire

Le niveau de rayonnement ionisant émis par le Soleil est approximativement proportionnel au flux solaire (radioélectrique). Il s'agit d'une relation statistique plutôt que directe car le niveau de bruit radio capté à 10.7 cm ou 2800 MHz est environ un million de fois plus faible que celui du rayonnement à l'origine de l'ionisation de l'ionosphère. Toutefois, le flux solaire fournit une bonne approximation de premier ordre, en particulier pour la région F de l'ionosphère qui est responsable de la propagation des ondes-courtes à grandes distances. La meilleure corrélation est établie avec le nombre moyen de taches solaires ou SSN.

Il est possible de relier le nombre de taches solaires observé quotidiennement au flux solaire. Il existe différentes relations dont la suivante est la plus simple et suffisamment précise pour la plupart des prévisions :

Flux solaire (SFU[1]) = 73.4 + 0.62 R

avec R, le nombre de Wolf journalier.

Il existe une équation plus précise mais plus complexe où l'on voit clairement que la relation entre les deux variables n'est pas linéaire :

Flux solaire (SFU) = 63.7 + 0.728 R + 0.00089 R2

Les valeurs du flux solaire varient entre 50 au plus bas de l'activité solaire et atteignent une valeur maximale de l'ordre de 300 lors du paroxysme de son activité.

Du point de vue des télécommunications, dans les bandes HF des faibles flux solaires indiquent une fréquence maximale utilisable ou MUF (Maximum Usable Frequency) assez basse (par ex. 10 MHz) alors que des valeurs de flux solaire très élevées augmentent considérablement la MUF, parfois jusqu'au-dela de 30 MHz, facilitant donc le trafic transcontinental.

Les sursauts radioélectriques

L'étude de l'activité radioélectrique du Soleil a permis de différencier plusieurs types de "sursauts", chacun pouvant présenter une activité faible, modérée ou forte :

- Sursauts I : c'est l'activité des taches solaires qui se manifeste à partir de 2 MHz et dont la période est de l'ordre d'une demi-seconde. Ils peuvent se présenter en cascades, groupant quelques milliers de sursauts en-dessous de 200 MHz.

- Sursauts II : ici apparaissent les éruptions chromosphériques, déjà détectables à partir de 40 MHz. Ces sursauts dérivent de 0.25 MHz par seconde et peuvent persister plus d'une minute. Ils peuvent apparaître au-dessus de 200 MHz et dériver lentement jusqu'aux bandes décamétriques en l'espace d'un quart d'heure. Ils sont en relation directe avec l'activité des aurores polaires et libèrent une onde de choc dans la couronne qui progresse à environ 1000 km/s.

- Sursauts III : entre 20 et 300 MHz, les éruptions chromosphériques s'étendent sur plus d'une minute, et jusqu'à plusieurs heures vers 20 MHz, perturbant les communications en ondes-courtes. Ils précèdent quelquefois les sursauts de Type II sous la forme de petites groupes faiblement audibles.

- Sursauts IV : ils représentent l'activité des éruptions de la chromosphère. Ils s'étendent de 80 MHz à 70 GHz durant 1 heure environ.

- Sursauts V : ils suivent en général les sursauts de type III et durent jusqu'à 3 minutes en-dessous de 200 MHz.

A gauche, une radio-héliographie du Soleil mesurée à 17 GHz. La température du rayonnement atteint ici 47000 K au lieu des 6000 K ordinaires au niveau de la photosphère. A droite, variation de la densité du flux solaire 10.7 cm ou 2800 MHz au cours des précédents cycles solaires. Ce cycle régulier est corrélé à plus de 97 % avec celui des taches solaires. Documents Nobeyamas et NGDC/NOAA.

Les radioastronomes connaissent également une manifestation très commune de l'activité solaire qui se traduit par des tempêtes de bruits sur les ondes décamétriques et VHF. Elles durent en général une demi-heure mais peuvent persister pendant la durée du transit d'un groupe de tache sur le disque solaire. Cette émission provient des régions proches des centres d'activités et se divise en deux sources :

- Sous 60 MHz : le rayonnement est fortement ionisé et contient une multitude de sursauts de type III. Le minimum d'intensité se situe entre 40 et 60 MHz.

- Entre 60 et 600 MHz : le rayonnement est émis par de petites sources de 2 à 10' de diamètre. Baignant dans un champ électromagnétique intense, la polarisation du rayonnement est souvent totale (circulaire) à partir de 100 MHz, dans une bande de fréquence large de 40 à 60 MHz. Le maximum d'intensité se situe vers 150 MHz. Cette émission cache des sursauts de type I qui proviennent de sources plus petites (1 à 5' de diamètre) situées à l'intérieur des précédentes.

Le bruit des éruptions solaires

De gauche à droite, un sursaut de type III enregistré le 28 octobre 2003 qui produisit une tempête géomagnétique de classe X17.2; une éruption solaire enregistrée à 18 MHz; une troisième enregistrée à 20.1 MHz le 12 juin 2000 et une dernière éruption enregistrée le 14 juin 2000. Documents NASA et Radio Jove. D'autres fichiers audios relatifs au Soleil sont disponibles sur cette page.

L'activité solaire

Ces tempêtes de bruits seraient produites par le réarrangement du champ magnétique des régions actives du Soleil. Ces régions sont reliées entre elles par des boucles magnétiques, s'injectant mutuellement des électrons le long des lignes de force. Poussés par la pression intérieure, ces électrons jaillissent dans l'atmosphère solaire en émettant des ondes radios. Ces tempêtes de bruits sont normalement associées à des groupes de taches importants arrivés en fin de maturité, mais l'inverse n'est pas toujours vrai.

Ces activités radioélectriques constituent la manifestation des variations du flux de l'énergie solaire et leur interprétation permet de définir le cycle de l'activité solaire. Le passage d'un groupe de taches sur le disque solaire crée une variation du rayonnement, à l'instar des éruptions. Connaissant la période de rotation des taches, approximativement évaluée à 27 jours, nous pouvons anticiper l'activité du Soleil. Ces éruptions peuvent se répéter tous les mois ou pendant 4 ou 5 rotations solaires, influençant notablement la propagation radio. Ces éruptions dépassant le bruit de fond du Soleil calme de plusieurs décibels, il est aisé de prédire l'apparition des aurores, les éruptions chromosphériques majeures en attendant le "black-out" radio sur 14 MHz.

Sur les fréquences centimétriques (13 cm), le flux solaire peut dépasser 50000 SFU si le nombre de taches dépasse 200, alors qu'un Soleil calme sans tache ne présente à cette fréquence qu'un flux moyen de 200 SFU. Mais ce rayonnement peut-être plus intense encore, mettant en jeu des protons dont l'énergie peut-être multipliée par mille par rapport aux rayons cosmiques, atteignant plus de 10 GeV ! De telles éruptions se comptent heureusement sur les doigts d'une main au cours d'un siècle. Heureusement en effet, car de telles éclats se manifestent par des éruptions ultraviolettes, X et g capables de modifier l'environnement terrestre.

A gauche, les ceintures de Van Allen et le champ magnétique terrestre. A droite, l'anomalie de l'atlantique sud (SAA). Document ISTP et ESTEC

Pour les satellites en orbite - et plus encore pour les cosmonautes - en-dehors de la protection offerte par l'atmosphère, ces particules sont un véritable fléau. Les protons de plus de 400 MeV sont en effet en mesure d'éroder le matériel, comme les panneaux solaires générateurs de courant, de percer les blindages et d'endommager les mémoires des ordinateurs de bord. Il s'ensuit de nombreux incidents, des perte de puissance et des centaines d'erreurs de calculs. La plupart des incidents sont imputés au passage des satellites dans une zone de radiations baptisée "l'anomalie atlantique sud" (SAA). Il s'agit d'une excroissance des ceintures internes de Van Allen qui entoure la Terre, vers 200 km d'altitude[2]. On y reviendra à propos des défaillances des satellites.

De tels phénomènes devront être pris en compte et surveillés de près si on espère un jour voyager à bord des futurs avions hypersoniques ou faire du tourisme spatial. Déjà dans des conditions normales, on reçoit une dose de radiations de 32 μSv/h (cf. la mesure de la radioactivité) lors d'un seul vol en avion à 11000 m d'altitude entre Londres et New York en passant par le pôle Nord. Après 1000 heures de vol entre Londres et New York, l'équipage accumule une dose de 7.5 mSv soit 75 % de la dose maximale tolérée réglementairement dans le secteur civil. C'est la raison pour laquelle les agences spatiales évitent à tout prix d'expédier quoi que ce soit dans l'espace lors des grandes éruptions solaires. Les dommages sur l'homme vont jusqu'à des lésions génétiques qui peuvent développer des cancer au bout de quelques dizaines d'années. On y reviendra à propos du mal de l'espace.

Perturbations magnétiques dans l'ionosphère

Durant les grandes tempêtes géomagnétiques provoquées par les éruptions solaires (CME) et à l'origine des aurores polaires, la propagation en onde moyenne et longue est totalement interrompue via la couche D de l'ionosphère qui se situe entre 50 et 90 km d'altitude ainsi que les communications en VHF et UHF aux latitudes polaires, c'est le backout radio qui peut durer plusieurs jours. Il s'agit des perturbations ionosphériques brusques. En revanche, les communications HF via les couches F1 ou F2 de l'ionosphère situées à plus de 200 km d'altitude sont toujours assurées (cf. cet article en anglais sur la propagation). Documents R.D.Hunsuncker/PFRR/GEDDS et Navy adapté par l'auteur.

Lorsque ces particules rapides sont libérées de l'atmosphère solaire, elles se propagent dans l'espace, créant une onde de choc dont la vitesse oscille entre 300 et 1000 km/s. Tandis que les neutrinos atteignent la Terre 8 minutes après l'éruption chromosphérique, il faut attendre 10 à 12 heures pour assister sur Terre aux orages magnétiques, accompagnés des aurores qui représentent la précipitation des particules chargées vers le sol. Le choc des particules de forte énergie (UV, X) sur les atomes de la haute atmosphère, vers 100 km d'altitude, font basculer ces derniers sur des niveaux excités d'où ils retombent en libérant de l'énergie sous forme de lumière visible.

Le vent solaire arrive sur Terre environ 2 jours plus tard. La pression ainsi crée sur la magnétopause terrestre est considérable et toute sa structure s'en trouve modifiée. Déjà à ce moment, les communications sur ondes-courtes sont interrompues par intermittence. Peu après, des protons rapides chargés de 3 à 100 MeV arrivent sur les calottes polaires, attirés par le champ magnétique terrestre. Les particules de moindre énergie accentuent alors l'ionisation des couches atmosphériques créant le fading, l'évanouissement du signal pendant les télécommunications. 

L'effet Forbush

Tous ces rayonnements et en particulier les rayons cosmiques échauffent la haute atmosphère, accroissent sa densité et produisent une averse de particules secondaires qui se précipitent vers le sol. Cela peut durer quelques jours. Après une forte activité solaire, après l'émergence d'une protubérance éruptive ou d'une éruption chromosphérique, contrairement à l'intuition on observe une décroissance des doses de rayonnement cosmique connu sous le nom d'effet Forbush. Cet effet paradoxal fut découvert par l'Américain Scott E.Forbush qui étudia les rayons cosmiques dans les années 1930 et 1940.

Scott E. Forbush, inventeur de l'effet du même nom, et un exemple de décroissance Forbush observée au cours de la mission ISS en septembre 2005. Suite à l'émission d'une CME et d'un flux de rayons X par le Soleil, la chute du taux de rayons cosmiques atteignit temporairement 21 %. Documents NASA.

Comment expliquer ce phénomène ? La raison est en fait assez simple. Quand une région active explose et forme une CME, elle éjecte dans l'espace d'immenses nuages de plasma chauds. Devant l'ampleur de l'explosion, ces masses emportent non seulement de la matière mais également des noeuds de champs magnétiques. Par nature, ces champs de forces dévient les particules chargées. Lorsqu'une CME se dirige vers la Terre, elle emporte également des particules chargées provenant des rayons cosmiques. Grâce aux effets déflecteur du champ magnétique, ces particules sont déviées et n'atteignent temporairement plus la Terre.

En pratique, Frank Cucinotta, spécialiste des radiations auprès de la NASA constata qu'entre le 11 et le 18 septembre 2005, l'équipage de la Station Spatiale Internationale ISS avait absorbé environ 30 % de rayons cosmiques en moins que durant une journée habituelle; une éruption solaire associée à la région active AR808 avait libéré des rayons X et avait paradoxalement réduit le niveau de radiations à l'intérieur de la station ISS ! En septembre 2005, la décroissance du taux de rayons cosmiques atteignit 21 %.

La décroissance dure jusqu'à 24 heures et la remontée se fait en quelques jours comme on le voit sur le graphique présenté ci-dessus. Cet effet est quelquefois appelé "orage cosmique" et il est associé aux orages géomagnétiques qui précèdent les aurores. Nous y reviendrons lorsque nous discuterons du champ magnétique solaire.

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[1] 1 SFU (Solar Flux Unit) = 100-22 W/m2/Hz. Le record de 55000 SFU fut enregistré le 6 juin 1991. Pour rappel 1 Jansky = 10-26 W/m2/Hz.

[2] En 1989, la NASA enregistra un bombardement solaire de 14 GeV qui toucha le satellite TDRS A. Alors que d'ordinaire le taux d'erreur était d'une erreur par jour, le 29 septembre on enregistra 53 erreurs de calcul. Les protons ont certainement détruit le substrat électronique de certains composants. Lire T.Sherrill, "Orbital Science's "Bermuda Triangle"", Sky & Telescope, Feb 1991, p134.


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