Vent Solaire et Aurores Polaires

L'existence du vent solaire, un flux de particules originaires du Soleil, est connu et observé depuis de nombreuses années. Mais si l'on en connaît les conséquences esthétiques que sont les aurores polaires, il faut savoir que celles-ci perturbent beaucoup les communications par ondes radio, notamment celles que transmettent nos satellites ; elles nuisent également au bon fonctionnement des réseaux de distribution d'électricité et de certains systèmes de défense. Pour comprendre ces phénomènes il est bon de revenir aux origines même du vent solaire, c'est-à-dire le Soleil. En déterminant les causes de la création d'un tel flux de matière, il sera alors plus aisé d'étudier les différentes phases, notamment sa propagation jusqu'à la Terre et les interactions au niveau de cette dernière. Une telle analyse du problème est nécessaire si nous voulons un jour nous préserver de tous les problèmes liés au vent solaire. Par ailleurs, du point des sciences atmosphériques, comprendre le vent solaire est fondamentale pour percer les secrets des aurores polaires, phénomènes majestueux et mystérieux à la fois.

Le Soleil: l'Origine du Vent Solaire

Le Noyau et les Réactions de Fusion

Le noyau a un rayon égal au quart du rayon solaire, une température très élevée (15 000 000°C) et une pression très intense (340 milliards de bars). C'est dans cette partie la plus chaude du Soleil qu'ont lieu des réactions thermonucléaires. C'est la transformation de l'hydrogène en hélium qui s'accompagne d'une perte de masse de 0,75%, une valeur qui correspond à la différence de masse entre quatre atomes d'hydrogène et un atome d'hélium, qui fournit l'énergie solaire suivant l'équation d'Einstein E=mc2.
Image d�crivant la structure interne du soleil et les divers m�chanismes (d�gagement d'�nergie nucl�aire, diffusion radiative, convection turbulente...) qui contribuent au transport de l'�nergie solaire du noyau � la surface du soleil.

Les Zones Radiative et Convective

Cette énergie est d'abord transportée par rayonnement et donc sous la forme de photons. Ces derniers sont émis, absorbés, réémis, réabsorbés lors de leur trajet en interagissant avec les atomes du gaz solaire. C'est ce processus que l'on appelle transfert du rayonnement ou transfert radiatif. Dans cette zone radiative, le milieu est transparent car les atomes ont perdu leurs électrons. Près de la surface, la pression et la température chutent de sorte que l'hydrogène et l'hélium retrouvent leurs électrons et le milieu redevient opaque. L'énergie a alors du mal à se frayer un chemin. Le milieu devient instable et des mouvements turbulents s'amorcent. C'est le phénomène bien connu de la convection. La matière énergétique est alors brassée jusqu'au niveau de la photosphère. Dans cette dernière, on observe un maximum de rayonnement et une forte décroissance de la densité et de la température.

L'Atmosphère Solaire et les Émissions

Cependant, au-delà de la photosphère, la pression magnétique devient plus forte que la pression gazeuse. On observe alors 3 phénomènes dans l'atmosphère solaire qui, combinés, aboutissent à une forte hausse de la température : (Graphique montrant l'augmentation de la temp�rature de l'atmosph�re du soleil, de la photosph�re � la couronne.)

  • le champ magnétique crée des ondes magnéto-hydrodynamiques, aussi appelées ondes d'Alfvén, qui se dissipent dans la haute atmosphère en la chauffant par viscosité électrique, c'est-à-dire par effet Joule
  • l'énergie s'échappe des boucles magnétiques lorsqu'elles interagissent, ce qui produit des courts-circuits électriques et magnétiques de très forte intensité,
  • dès que la température augmente, l'émission de photons due au rayonnement de la photosphère cesse, car l'hydrogène perd son unique électron. Ainsi, ne pouvant se refroidir par émission de lumière, l'atmosphère solaire va s'échauffer.

Il en résulte que, dans la couronne, à grande distance, la température et la pression (composée à la fois des pressions gazeuse et magnétique) sont très élevées et supérieures à celles du milieu interstellaire. En l'absence de contre-pression venue de l'extérieur, la couronne doit donc s'échapper continuellement. Ainsi, le Soleil n'est pas en équilibre hydrodynamique mais en expansion radiale. Ce flux de matière est appelé le vent solaire.

Le Vent Solaire : Une Action du Soleil sur la Terre

La Propagation du Vent Solaire

Au voisinage de la Terre, la vitesse du vent solaire est de 400 à 700 km/s, sa température très élevée (de 50 000 à 500 000°C) et sa densité incroyablement faible (à peine une dizaine d'atomes d'hydrogène par centimètre cube) : le vent solaire est à l'état de plasma supersonique.
Sous l'effet des charges électriques, les particules du vent solaire s'échappent vers le milieu interplanétaire selon une trajectoire en spirale autour des lignes du champ magnétique. Il s'ensuit, lorsque le champ magnétique solaire vibre à une fréquence égale à celle de la particule, un transfert de l'énergie du champ magnétique à la particule qui explique l'accélération du vent solaire.
À l'approche de la Terre, ce champ magnétique interagit avec le champ magnétique terrestre. Dans l'étude du mouvement d'un plasma dans le cadre de la Magnéto-Hydro-Dynamique, on observe deux types de discontinuité : une onde de choc liée au caractère sonore de l'onde et une discontinuité tangentielle due au caractère magnétique de l'onde.

Les Interactions avec la Terre

Sous l'action du vent solaire, le champ magnétique terrestre se trouve confiné dans une vaste cavité, la magnétosphère. La limite de la magnétosphère est appelée la magnétopause. Les champs magnétiques terrestre et solaire y sont parallèles et créent ainsi une discontinuité tangentielle. Celle-ci n'est pas idéale et l'on observe une reconnexion des deux champs magnétiques qui est facilitée lorsque le champ magnétique induit du vent solaire est orienté vers le Sud (en sens inverse du champ magnétique terrestre).
De plus, du fait de sa vitesse élevée, le vent solaire, à l'approche de la magnétosphère, qui constitue un obstacle à son écoulement, engendre une onde de choc. Entre la magnétopause et le front de l'onde de choc existe ainsi une zone turbulente, appelée magnétogaine, où règne un champ magnétique extrêmement variable en intensité et en direction. L'écoulement du vent solaire y est infrasonique et chaotique.

Les Conséquences sur la Magnétosphère Terrestre

Dans la magnétosphère, sous la poussée du vent solaire, les lignes du champ magnétique terrestre se trouvent violemment comprimées dans la direction du Soleil, alors qu'elles s'étirent démesurément (jusqu'à 6 millions de kilomètres) dans la direction opposée en formant une longue queue magnétique. Au sein de cette structure, certaines lignes de champ sont tellement étirées que les régions de polarité opposée sont parallèles et très proches. Cette zone est appelée feuillet neutre.
De plus, lorsque les particules du vent solaire longent la magnétopause, elles traversent le champ magnétique dans la zone de reconnexion. Les ions positifs et les électrons, de charges électriques opposées, sont déviés dans des directions opposées par ce que l'on appelle la force de Lorentz, perpendiculairement à la direction du déplacement des particules et à la direction du champ magnétique. Il en résulte des courants électriques qui parcourent la magnétosphère.

Le Devenir Terrestre des Particules du Vent Solaire : les Aurores Polaires

La Pénétration dans l'Atmosphère Terrestre

Nous allons étudier l'origine de ces courants électriques. Suite à la force de Lorentz, les particules positivement et négativement chargées s'accumulent respectivement au niveau de pôles positifs et négatifs fictifs et créent une différence de potentiels conséquente. Il y a alors apparition d'un champ électrique entre ces pôles et de courants alignés le long des lignes de champ magnétique qui balayent la magnétosphère terrestre. Le circuit est fermé au niveau des ovales auroraux par les électrojets. Ceci est le premier des deux mécanismes d'introduction des particules chargées dans la magnétosphère. Le deuxième résulte de l'existence des cornets polaires qui sont l'imperfection de la discontinuité tangentielle de la magnétopause et par lesquels les particules s'enfoncent.
Ces particules qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre joueront un rôle de premier dans la création des aurores polaires.

Les Ceintures de Van Allen

Il existe dans la magnétosphère terrestre une zone de piégeage stable de particules chargées, appelée Ceintures de Van Allen, en forme de croissant. Ce piégeage se fait sous certaines conditions de vitesse et d'angle d'introduction. En effet, le mouvement d'une particule chargée autour d'une ligne de champ est hélicoïdal, le pas de l'hélice pouvant s'inverser suivant l'intensité du champ. Les particules oscillent alors d'un pôle magnétique à l'autre.

Les Aurores Polaires

Les électrons échappant au piégeage des Ceintures de Van Allen peuvent pénétrer dans la basse atmosphère. En heurtant l'ionosphère, ils excitent ou ionisent les atomes et dissocient des molécules en atomes excités. Lorsque les électrons des atomes excités retombent à des niveaux énergétiques inférieurs et que les ions se recombinent avec des électrons libres, des rayonnements sont émis sur une large bande spectrale (de l'ultraviolet lointain à l'infrarouge), et donnent naissance aux aurores polaires.
La longueur d'onde la plus commune du rayonnement auroral est égale à 557.7 nanomètres : elle correspond à lumière verte émise par les atomes d'oxygène. Parfois on observe une lueur rose due à l'excitation des atomes d'azote. Comme la nature des atomes présents dans l'atmosphère terrestre dépend de l'altitude, la couleur émise par les aurores polaires dépend également de l'altitude. C'est pour cette raison que les aurores polaires apparaissent souvent comme des variations de teintes ou des draperies... qui se d�ploient dans le ciel à des altitudes comprises entre 60 et 1000 km, avec un grand nombre d'aurores polaires à une altitude moyenne de 100 km.


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