La couronne et l’activité solaires : un peu de physique

27/08/2017
OAI : oai:www.see.asso.fr:1301:2014-2:19641
DOI :

Résumé

La couronne et l’activité solaires : un peu de physique

Métriques

18
8
461.39 Ko
 application/pdf
bitcache://4de8c3b730d81178b600dda727fc73647c7f3670

Licence

Creative Commons Aucune (Tous droits réservés)
<resource  xmlns:xsi="http://www.w3.org/2001/XMLSchema-instance"
                xmlns="http://datacite.org/schema/kernel-4"
                xsi:schemaLocation="http://datacite.org/schema/kernel-4 http://schema.datacite.org/meta/kernel-4/metadata.xsd">
        <identifier identifierType="DOI">10.23723/1301:2014-2/19641</identifier><creators><creator><creatorName>Karl-Ludwig Klein</creatorName></creator></creators><titles>
            <title>La couronne et l’activité solaires : un peu de physique</title></titles>
        <publisher>SEE</publisher>
        <publicationYear>2017</publicationYear>
        <resourceType resourceTypeGeneral="Text">Text</resourceType><dates>
	    <date dateType="Created">Sun 27 Aug 2017</date>
	    <date dateType="Updated">Sun 27 Aug 2017</date>
            <date dateType="Submitted">Fri 17 Aug 2018</date>
	</dates>
        <alternateIdentifiers>
	    <alternateIdentifier alternateIdentifierType="bitstream">4de8c3b730d81178b600dda727fc73647c7f3670</alternateIdentifier>
	</alternateIdentifiers>
        <formats>
	    <format>application/pdf</format>
	</formats>
	<version>33392</version>
        <descriptions>
            <description descriptionType="Abstract"></description>
        </descriptions>
    </resource>
.

56 REE N°2/2014 LES GRANDES ÉRUPTIONS SOLAIRES ET LEUR IMPACT Karl-Ludwig Klein Astronome au LESIA, Observatoire de Paris Préambule L’atmosphère externe du Soleil (couronne et vent) et son activité ne constituent pas seulement des labo- ratoires d’astrophysique proches. Elles affectent direc- tement l’environnement spatial, ionisé et magnétisé, de la Terre et des planètes. Tandis que l’atmosphère et le champ magnétique de la Terre empêchent le gros des perturbations solaires d’atteindre le sol, des événements solaires extrêmes peuvent, par exemple, conduire au dysfonctionnement de satellites, à des perturbations des communications et de la géoloca- lisation par ondes hertziennes, ainsi qu’à l’interrup- tion du transport d’électricité par les lignes de haute tension dans des régions exposées de la Terre, aux hautes latitudes. Ils sont également une menace potentielle pour les astronautes. Le terme « météo- rologie de l’espace » désigne les recherches sur les phénomènes et processus de l’activité solaire qui ont un impact sur l’héliosphère et sur l’environnement de la Terre, comprenant la magnétosphère, la haute atmosphère et parfois des effets au sol. Quelques éléments d’histoire La première manifestation du magnétisme solaire sont les taches, régions sombres de la photosphère. Des rapports écrits, surtout en Asie, plus rarement en Europe, témoignent de leur observation à l’œil nu dès l’antiquité. Mais l’appartenance de ces taches au Soleil n’a pu être démontrée qu’au 17e siècle, grâce à la lunette astronomique. Les premiers dessins semblent avoir été faits par T. Harriot en Angleterre, en 1610. J. Fabricius, étudiant de médecine à Leyde et Wittenberg, fut en 1611 le premier à publier un ré- cit systématique dans lequel il démontrait qualitati- vement l’appartenance des taches au Soleil. Galilée à Florence et C. Scheiner à Ingolstadt ont ensuite mené des observations systématiques et se sont livrés à un duel passionné et passionnant sur la na- ture de ces taches – Galilée défendant leur appar- tenance au Soleil, tandis que Scheiner, père jésuite, cherchait à démontrer qu’il s’agissait en fait d’ombres de corps opaques en orbite autour du Soleil. L’enjeu était de taille : il s’agissait de décider si le Soleil était immuable, comme le stipulait l’astronomie tradition- nelle d’Aristote et de Ptolémée, ou s’il était soumis au changement – une idée nouvelle qui mettait l’astro- La couronne et l’activité solaires : un peu de physique The outer atmosphere of the Sun – the corona and the solar wind – are nearby laboratories for astrophysics, but they also affect the ionised and magnetised environment of the Earth and other planets. While the Earth's magnetic field and atmos- phere prevent most solar perturbations from reaching the ground, extreme solar events are still a hazard, conducive to satellite malfunctioning, disturbance of communications and GNSS systems using radio waves, and to the interruption of power lines in the exposed regions of the Earth at high latitudes. Solar disturbances are also a potential risk for astronauts. The term "space weather" describes these hazards. Research in space weather addresses the interaction between solar processes and the Earth's magnetosphere and high atmosphere. This article, together with the article about the “space weather”, gives a brief introduction to the solar corona and wind, describes the space environment of the Earth and illustrates how it is affected by the variable emission of photons and charged particles from the Sun. ABSTRACT Figure 1 : Dessin de taches solaires par Galilée. REE N°2/2014 57 La couronne et l’activité solaires : un peu de physique nomie et la physique établies à l’antiquité grecque tout autant en question que la proposition du système héliocentrique. L’issue de la discussion montra le caractère variable du Soleil. La première éruption, observée en 1859 par les Anglais Carrington et Hodgson, confirma cette nouvelle conception du Soleil. Un jour après cette éruption, un gros orage géoma- gnétique frappa la Terre et ses premières technologies vulné- rables, les télégraphes. Soleil, taches, couronne et vent solaire Quand nous parlons du Soleil, nous pensons d’abord à ses rayonnements, visible et infrarouge. Ils sont émis essentiel- lement par la photosphère, la couche de gaz chaud (environ 6 000° C) qui délimite le Soleil en lumière visible. Lors d’une éclipse solaire, nous nous apercevons que le Soleil ne s’arrête pas à la photosphère : lorsque la photosphère est complè- tement occultée par la Lune, on voit apparaître la couronne, gaz dilué, mais très chaud (1 million de degrés et plus) qui entoure la photosphère. Les clichés des éclipses (figure 3) suscitent immédiate- ment la question de savoir pourquoi cette couronne est si irrégulière, tandis que la photosphère sous-jacente est ronde. La photosphère est ronde parce que la force dominante, la pesanteur, agit de façon isotrope. Dans la couronne, en revanche, la pesanteur ne joue qu’un rôle secondaire. Elle détermine certes la décroissance de la densité du milieu vers l’extérieur, mais une autre force crée les structures qu’on distingue : c’est le champ magnétique du Soleil qui agit sur les particules constituant la couronne. Ce sont des électrons, protons et ions plus lourds, donc des particules électriquement chargées. Là où les lignes de force du champ magnétique sont ancrées des deux côtés dans le Soleil, la matière coronale est retenue au Soleil et forme des struc- tures brillantes dans les clichés d’éclipses. Là où les lignes de force ne sont ancrées que d’un côté dans le Soleil, tandis que l’autre est connecté quelque part dans le milieu interpla- nétaire, par exemple à la Terre, le gaz chaud de la couronne peut s’étendre librement. Il s’échappe du Soleil et les régions correspondantes de la couronne, avec un déficit de matière, apparaissent sombres sur les clichés d’éclipses. Ces régions sont appelées des trous coronaux. Les trous coronaux visibles sur le cliché d’éclipse se situent autour des pôles du Soleil. La structure filamentaire du gaz visible dans ce cliché rappelle effectivement la limaille de fer qu’on utilise pour mettre en évidence les lignes de force d’un aimant ordinaire. La structuration de la couronne résulte donc d’un équilibre entre deux forces, exercées par le champ magnétique d’un côté et par le gaz chaud de l’autre. Il s’avère que, l’intensité du champ magnétique décroissant avec l’altitude, la force qu’il exerce devient incapable de contenir la couronne chaude au-dessus d’une distance de quelques rayons solaires. La Figure 2 : Dessin de taches solaires par Carrington. Figure 3 : Cliché d’une éclipse solaire en lumière visible (cliché C. Viladrich, http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_eclipses-soleil/ types-eclipses_impression.html). 58 REE N°2/2014 LES GRANDES ÉRUPTIONS SOLAIRES ET LEUR IMPACT couronne toute entière s’étend alors dans l’espace interpla- nétaire, sous forme d’un flot de matière qu’on appelle le vent solaire. La vitesse du vent solaire dépend de la région d’ori- gine: elle varie entre 300 km/s et 800 km/s, et l’on distingue les vents solaires « lent » et « rapide ». Le vent solaire rapide s’échappe des trous coronaux mais on ne connaît pas exac- tement les régions d’origine du vent solaire lent. Le champ magnétique qui structure la couronne est ancré dans le corps du Soleil, plus précisément dans le dernier tiers du rayon solaire au-dessous de la photosphère. Dans cette région, l’énergie libérée autour du centre du Soleil est éva- cuée vers l’extérieur par la convection. Le gaz ionisé effectue de forts mouvements et le champ magnétique n’est pas sta- tique. Dans la couronne, Il évolue en fait sur des échelles de temps qui vont de quelques minutes, avec des phénomènes d’instabilité qui se manifestent par les éruptions et éjections de masse, à plusieurs années, comme le montre le cycle de 11 ans (en moyenne) de l’activité solaire, avec l’apparition d’un nombre variable de taches dans la photosphère et la variation morphologique de la couronne. Les taches solaires signalent les régions de très forte concentration du champ magnétique qui émerge de l’intérieur du Soleil et s’étend dans la couronne. La couronne solaire ne peut être observée complètement en lumière visible : puisque la photosphère est si brillante, elle doit être occultée – soit par la Lune, lors d’une éclipse, soit par un disque occulteur dans l’instrument optique. En tout cas, on ne peut observer la couronne que sur le bord du Soleil. Mais la couronne en tant que gaz chaud a aussi une émission propre, sans concurrence de la photosphère : en rayons EUV ou X et en ondes radioélectriques. Une obser- vation de la couronne en rayons EUV et ondes radio déci- métriques est montrée dans la figure 4. Les deux clichés ont été pris le même jour, lors d’une période d’activité faible. Un trou coronal est clairement visible, en face de l’observateur terrestre. Le vent solaire rapide qui en émane s’écoule en direction de la Terre. Figure 4 : Vues de la couronne solaire en EUV (gauche ; imageur EIT sur le satellite SoHO) et en ondes radio (445 MHz, longueur d’onde 67 cm ; Radiohéliographe de Nançay ; cliché C. Mercier, Observatoire de Paris). Karl-Ludwig Klein est chercheur à l’Observatoire de Paris à Meudon (Laboratoire d’études spatiales et d’instrumenta- tion en astrophysique, LESIA, Unité de recherche mixte Ob- servatoire de Paris, CNRS, universités Paris Diderot et Pierre & Marie Curie ; station de radioastronomie de Nançay). Il travaille sur l’activité solaire et sur son lien avec l’accéléra- tion des particules de haute énergie et les perturbations de l’environnement spatial de la Terre. L'AUTEUR