Le vent solaire
I ) HISTORIQUE ET DEFINITION
Le vent solaire est un flot de particules chargées s’échappant en permanence de la haute atmosphère du Soleil. Ce vent balaye l’ensemble du système solaire, souffle la queue des comètes et provoque sur Terre de gigantesques orages magnétiques et des aurores boréales magnifiques.
Les comètes possèdent une longue queue, faite de gaz et de poussières qui s’échappent de leur noyau solide. En toute logique, son orientation devrait refléter le mouvement de la comète et traîner dans son sillage. Or ce n’est pas le cas : la queue tend à s’orienter dans la direction opposée au Soleil et se dédouble. Ce phénomène intrigua de nombreux astronomes et n’a pu être complètement expliqué qu’en 1951, grâce à l’astrophysicien allemand Ludwig Biermann : la partie dédoublée de la queue, faite de gaz ionisé est sensible à des particules de même type qui s’échappent continuellement du Soleil. Biermann venait ainsi de découvrir le vent solaire.
Le vent solaire est constitué essentiellement de protons, d’électrons et de noyaux d’Hélium avec des traces infimes d’ions d’éléments plus lourds, tels que l’oxygène ou le carbone. Il s’échappe continuellement et dans toutes les directions de la surface du Soleil et baigne l’ensemble du système solaire.
II ) ORIGINE DU VENT SOLAIRE
Le physicien américain Eugène Newman Parker, en 1958 a le premier trouvé une explication possible de l’origine du vent solaire. La haute atmosphère du Soleil (ou couronne), contient un plasma très chaud dont la température dépasse le million de degrés. Par conséquent, les particules de ce plasma sont animées d’une vitesse d’agitation thermique des électrons devient supérieure à leur énergie de liaison gravitationnelle avec le Soleil et ils peuvent donc échapper à son emprise. Du fait de leurs charges électriques négatives, ils attirent les protons et les ions chargés positivement et les entraînent avec eux dans l’espace interplanétaire.
Dans la couronne, l’attraction gravitationnelle du Soleil confinait les particules sous une forte pression, en revanche dans l’espace interplanétaire, la pression est bien moindre. Le Soleil, par suite de cette différence de pression, éjecte son plasma à une vitesse élevée. Le vent solaire acquiert donc une vitesse supersonique dans la couronne. Dans le modèle de Parker, cette vitesse reste ensuite approximativement constante jusqu’au niveau de l’orbite terrestre et au-delà, elle est de l’ordre de 400 km s-1.
Lors de cette expansion dans le système solaire, le plasma du vent se dilue donc et son mouvement d’ensemble ne peut s’interrompre que par interaction avec un obstacle, par exemple, celui que constitue le gaz d’hydrogène interstellaire qui baigne toute la Galaxie. On estime que la frontière entre le vent solaire et le gaz interstellaire baptisée Héliopause se situe environ à 300 UA du Soleil, soit bien au-delà de l’orbite de Pluton. (1 UA = 150.106 km). Alors tout le système solaire baigne le vent solaire.
III) ECOULEMENT DU VENT SOLAIRE
Le Soleil est siège de violentes éruptions qui se signalent sous la forme d’éclairs brillants, quelquefois suivis d’un jet de matière visible. En particulier lorsqu’elles se produisent sur un bord du disque solaire. Lors de telles éruptions, des électrons de haute énergie sont produits qui s’échappent dans le milieu interplanétaire à grande vitesse. Suivant les lois de l’électromagnétisme, ces particules chargées sont guidées par le champ magnétique interplanétaire et se déplacent en hélice le long de ses lignes de forces.
Le modèle de Parker prédisait déjà que l’écoulement du vent dans le plan de l’écliptique devait se structurer en forme de spirale à cause de la rotation du Soleil sur lui-même.
Le plasma héliosphérique est éjecté radialement du Soleil mais à cause de la rotation du Soleil sur lui-même (en 27 jours), un jet de plasma ancré en un point donné paraîtra s'enrouler en une spirale analogue à celle d’un jet d’eau sortant d’un tourniquet en rotation. Les lignes de champ magnétique gelées dans le plasma sont emportées par le jet et adoptent la même structure spirale. Au voisinage de l’orbite de notre planète autour du Soleil l’inclinaison des lignes de champ par rapport à l’axe Soleil - Terre est d’environ 45°. Cette structure spirale du champ magnétique interplanétaire a été confirmée dans ses grandes lignes dès 1962 par les premières sondes américaines Pioneer 10 et Mariner 2.
Les mesures optiques de polarité effectuées, entre autres, par J.M. Wilcox et ses collaborateurs de l’université de Stanford, montrent que le champ magnétique solaire moyen possède une configuration approximativement dipolaire : celle d’un barreau aimanté ; les lignes de forces s’écartent en éventail des pôles. En l’absence de vent solaire, ces lignes de force se refermeraient d’un pôle à l’autre. Mais le vent solaire tend à emporter le champ magnétique avec lui et il y parvient sur ligne de force donnée dans les régions équatoriales où le champ est le plus faible. La pression du plasma héliosphérique en mouvement l’emporte sur la pression magnétique et l’écoulement du vent impose sa structure aux lignes de force du champ.
Au voisinage du plan de l’écliptique, proche de l’équateur solaire, on trouverait donc une fine lame de plasma, appelée lame neutre le long de laquelle courent parallèlement des lignes de force de polarités magnétiques opposées. Celles qui sont issues de l’hémisphère nord solaire délimitent son bord supérieur tandis que celles qui sont dirigées vers l’hémisphère sud se situent en dessous. La traversée de cette lame neutre implique donc une inversion de polarité magnétique, c’est à dire un changement de 180° de l’orientation du champ. Si on plaçait une boussole dans le vent solaire, la direction du nord magnétique qu’elle indiquerait au-dessus du plan de l’écliptique serait grossièrement celle du Soleil (en fit incliner de 45° par rapport à celle-ci au voisinage de la Terre du fait de la structure spirale) alors que, au-dessous de ce plan, la direction du nord magnétique serait inverse.
Mais les mesures des sondes spatiales ont démontré que cette situation théorique idéale ne correspond tout à fait à la réalité : certaines lignes de force traversent en fait l’écliptique ; ceci implique que le modèle du champ magnétique solaire dipolaire est trop simple : le Soleil n’est pas un simple barreau aimanté. Des observations du Soleil en rayons X ont montré qu’il existe des zones nettement délimitées où les lignes de forces sont radiales, ouvertes sur l’espace interplanétaire et n’offrent pas de résistance à l’écoulement du vent solaire. Ces zones sont appelées trous coronaux parce qu’elles apparaissent sombres sur les clichés de la couronne solaire obtenus en rayons X. Les trous coronaux sont en général situé dans les régions proches des pôles du Soleil, mais les observations ont montré qu'ils évoluent dans le temps, même au cours de la rotation de l'astre. Ils peuvent atteindre des latitudes solaires variables de façon différente dans les hémisphères nord et sud et ils déplacent ainsi les lignes de forces fermées susceptibles d'être soufflées par le vent. Celles-ci cessent d'avoir des positions symétriques par rapport au plan équatorial, la partie de ces lignes de force emportée par le vent quitte le plan équatorial : la lame neutre ondule de part et d'autre de celle-ci.
La structure à grande échelle du vent solaire et du champ magnétique interplanétaire commence à être bien comprise, du moins au voisinage de l'écliptique. Mais, à l'intérieur de cette structure, le vent solaire présente des inhomogénéités importantes. Ces fluctuations à bien plus petite échelle jouent un rôle fondamental dans les processus qui régissent son écoulement.
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