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Le Soleil
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Altitudes critiques
L’atmosphère solaire (la couronne) est constituée d’un gaz très fortement ionisé (plasma) et possède donc la propriété de ne pouvoir propager toutes les ondes radioélectriques.
En l’absence de champ magnétique, seules peuvent se propager les ondes dont la fréquence est supérieure à une certaine fréquence critique dépendant de la densité des électrons au point considéré. Cette fréquence critique, ou fréquence de plasma est donnée par la formule :
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Fc = 9 racine Ne
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La densité électronique (Ne ) décroissant avec l’altitude dans la couronne, à chaque fréquence correspond une altitude critique au-dessous de laquelle l’onde ne pourra se propager. Autrement dit, une onde ne pourra parvenir jusqu’à nous que si elle est émise à une altitude supérieure à l’altitude critique, ainsi mesurer le rayonnement solaire à différentes fréquences revient à étudier des couches d’altitudes différentes dans la couronne
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Il serait possible de dresser un tableau des fréquences critiques en fonction de l’altitude si on connaissait bien la loi de variation de la densité électronique, mais cette loi est mal connue et dépend de l’activité solaire. Certains auteurs ont proposé des modèles qui conduisent approximativement au tableau I.
En présence d’un champ magnétique, la propagation des ondes dans un plasma est plus complexe. Une onde se propageant parallèlement au champ magnétique peut se dédoubler en deux composantes de polarisations opposées et de vitesses différentes correspondant à des altitudes critiques différentes. Ainsi, une onde émise entre les deux altitudes critiques sortira entièrement polarisée.
Altitude
(Km/photosphère)
Distance au Centre
(rayon solaire)
Fréquence critique
(MHz)
500
1,0007
6 800
1 000
1,0014
5 600
2 000
1,0029
3 800
4 000
1,0058
1 800
6 000
1,0086
820
10 000
1,0144
176
21 000
1,0300
160
42 000
1,0600
140
69 500
1,1000
111
139 000
1,2000
74
209 000
1,3000
54
278 000
1,4000
42
348 000
1,5000
34
417 000
1,6000
28
556 000
1,7000
19
695 000
2,0000
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Tableau I - Altitude critique en fonction de la fréquence
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Emission thermique du Soleil calme
Un gaz ionisé émet un rayonnement thermique dû au freinage des électrons libres dans le champ électrique créé par les protons. C’est l’émission dite « free-free » dont l’intensité dépend de la température et de la densité électroniques.
Si le gaz est optiquement épais, sa brillance est exprimée par la formule de Planck qui prend, dans le cas des ondes radio, la forme simplifiée de Rayleigh-Jeans :
B = 2kTe / l2
Pour les ondes inférieures à 1 mètre, on peut considérer que l’épaisseur de gaz traversée sur l’axe Terre-Soleil est grande. De plus, l’épaisseur optique croît très vite au voisinage de l’altitude critique, ce qui fait que la température de brillance est égale à la température électronique à cette altitude. On passe ainsi d’une température de 6 à 7000 K pour les ondes millimétriques à 1 000 000 K pour les ondes métriques. Pour les ondes plus longues, la couronne solaire devient transparente et sa température de brillance devient inférieure à la température électronique. L’intensité de l’émission du Soleil calme va donc décroître aux longueurs d’onde supérieures à 1 mètre.
En ondes centimétriques et décimétriques se produit le phénomène de l’anneau brillant, le pourtour du Soleil étant plus brillant que le centre. Cela est dû au fait que la contribution de la couronne est plus importante, relativement, sur les bords que vers le centre. C’est le phénomène inverse de l’assombrissement centre-bord observé dans le domaine visible.
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Les sursauts solaires
Plusieurs types d’émissions accompagnent les éruptions, ce sont les émissions radio qui se trouve du coté Ouest du soleil, qui parviennent à le Terre. Suivant les caractéristiques de leur spectre et leur évolution dans le temps, on distingue au moins 5 types de sursauts différents :- Type I : émissions très brèves, une fraction de seconde, et de faible largeur de bande (quelques MHz seulement) qui se superposent à une émission continue pour former ce que l’on appelle les orages de bruit.
- Type II : émissions relativement rares observées au début de certaines éruptions. Elles apparaissent d’abord en fréquence élevée et dérivent vers les fréquences basses. Leur durée est d’une dizaine de minutes. Elles peuvent se manifester sur des fréquences harmoniques, a une vitesse de quelque centaine à 2000 Km/s.
- Type III : sursauts très brefs dérivant rapidement vers les fréquences basses. Parfois cette dérive peut s’inverser (sursauts de type U). Ils se manifestent également sur des fréquences harmoniques, a une vitesse de 1/4 de la vitesse de la lumière.
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- Type IV : émissions à large bande spectrale durant entre quelques minutes et plusieurs heures : ce sont des émissions de plasma ou synchrotron.
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- Type V : émissions à large bande rappelant les types IV mais beaucoup plus courtes (1 minute en moyenne). On les observe après certains types III. Leur origine reste encore incertaine.
D’autres types de sursauts ont été identifiés. Un grand travail reste encore à faire pour les classer et expliquer leur origine.
