25 Juillet 2011

Depuis 1996 SOHO étudie les éjections coronales de masse

Le Soleil émet en permanence un flux de particules, le vent solaire, constitué essentiellement d'ions et d'électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère du Soleil.
Soho

50 ans de résultats scientifiques

Depuis 1996 SOHO étudie les éjections coronales de masse.

Le Soleil émet en permanence un flux de particules, le vent solaire, constitué essentiellement d'ions et d'électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère du Soleil. Ce flux de plasma varie en vitesse et en température au cours du temps en fonction de l'activité solaire.

Le satellite SOHO a fortement contribué à la connaissance de la structure du Soleil et des relations Soleil - Terre.

Avec SOHO et en particulier l’instrument EIT et le coronographe C2 de l’instrument LASCO, l'observation systématique des CME (en anglais, coronal mass ejection ) et des phénomènes associés dans la basse couronne a fait des progrès significatifs.

Une éjection coronale de masse est une bulle de plasma produite dans la couronne solaire. Elle est souvent liée à une éruption solaire ou à l'apparition d'une protubérance solaire, mais ce n'est pas systématique.

Ce plasma brûlant est ensuite expulsé à une vitesse considérable. La vitesse du vent solaire varie de 400 à 800 km/s (de 1 440 000 à 2 880 000 km/h), la moyenne étant de 450 km/s (1 620 000 km/h).

Les CME sont des phénomènes à grande échelle : leur taille peut atteindre plusieurs dizaines de rayons solaires (le rayon du Soleil est de 700.000 kilomètres). Elles modifient les caractéristiques du vent solaire, se déplaçant à très grande vitesse dans le milieu interplanétaire (entre 100 km/s et 2 500 km/s) et peuvent parcourir la distance Terre-Soleil en quelques jours (typiquement trois jours).

Le champ magnétique des CME est très fort : une CME atteignant la Terre peut donc provoquer des orages magnétiques en interagissant avec le champ magnétique terrestre. On observe alors des phénomènes de reconnexion magnétique et certaines lignes de champs peuvent s'ouvrir, affaiblissant ainsi le « bouclier » magnétique de la Terre. Les CME jouent donc un rôle clef dans la météorologie de l’espace.

Pour détecter les CME, on utilise un coronographe à l'aide duquel on définit la vitesse et la direction de propagation ainsi que l'étendue de la CME.

La fréquence des émissions varie en fonction du cycle solaire. On observe en moyenne une CME par semaine lors du minimum solaire et deux à trois CME par jour lors du maximum solaire. Toutefois, seule une petite partie des CME est dirigée vers la Terre et par conséquent susceptible de provoquer des orages magnétiques.

Dans le système solaire, la composition du plasma solaire est identique à celle de la couronne solaire : 73 % d'hydrogène et 25 % d'hélium. Le Soleil perd environ 1 × 109kg (soit un million de tonnes) de matière par seconde, sous forme de vent solaire. Dans la couronne surchauffée du soleil (1 million de degrés) des atomes d'hydrogène sont ionisés, ce qui leur confère une charge électrique.

Le vent solaire étant un plasma, il subit l'influence du champ magnétique solaire (à proximité du Soleil, là où le champ magnétique est fort) mais, de par son mouvement, déforme aussi les lignes de champ magnétique interplanétaire (là où le champ magnétique est faible). À cause de la combinaison du mouvement radial des particules et de la rotation du Soleil, les lignes de champ magnétique solaires forment une spirale : la spirale de Parker.

La pression du vent solaire crée une « bulle » dans le milieu interstellaire. La limite à laquelle le vent solaire n'est plus capable de repousser le milieu interstellaire est appelé héliopause et est souvent considérée comme la « frontière » du système solaire.

La distance de l'héliopause n'est pas connue avec précision et varie probablement considérablement avec la vitesse courante du vent solaire et la densité locale du milieu interstellaire, mais on sait qu'elle se situe beaucoup plus loin que l'orbite de Pluton.

Les particules du vent solaire piégées dans le champ magnétique terrestre ont tendance à s'accumuler dans les ceintures de radiation et à pénétrer jusque dans l'atmosphère terrestre à proximité des pôles, provoquant les aurores polaires.

D'autres planètes possédant un champ magnétique ont aussi leur propre aurore ; Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune en sont des exemples.

Les rafales de vent solaire particulièrement énergétiques provoquées par des éruptions solaires, des éjections de masse coronale et autres phénomènes sont appelées tempêtes solaires. La magnétosphère terrestre s'oppose au vent solaire comme le fait une culée de pont vis-à-vis du courant de la rivière. Elle nous protège contre le vent solaire et agit comme un bouclier. La magnétosphère, qui devrait ressembler à un dipôle, est déformée par le vent solaire. Elle est compressée du côté diurne alors qu'elle s'étend à de grandes distances du côté nocturne.

Pendant une éruption solaire, le nombre de particules atteignant l'atmosphère terrestre est de 10 000 (à comparer à 10 particules en l'absence d'éruption). Celles-ci peuvent soumettre les sondes spatiales et les satellites à de fortes doses de radiations, accélérant ainsi leur vieillissement et pouvant perturber leur fonctionnement. Il peut également y avoir des perturbations de l’ionosphère terrestre (région ionisée située vers 300 kilomètres d’altitude) atténuant fortement la transmission des signaux électromagnétiques et dégradant les performances des systèmes de positionnement GPS.

Contacts

  • Responsable de la thématique Soleil Héliosphère Magnétosphère : Jean-Yves Prado

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