Phénomènes solaires

Les phénomènes solaires sont des phénomènes naturels qui se produisent dans l' atmosphère du Soleil . Ils prennent de nombreuses formes, notamment le vent solaire , le flux d'ondes radio , les éruptions solaires , les tornades solaires, les éjections de masse coronale , le réchauffement coronal et les taches solaires .

On pense que ces phénomènes sont générés par une dynamo hélicoïdale , située près du centre de la masse du Soleil, qui génère des champs magnétiques puissants, ainsi qu'une dynamo chaotique, située près de la surface, qui génère des fluctuations de champ magnétique plus faibles. Toutes les fluctuations solaires ensemble sont appelées variations solaires, produisant une météo spatiale dans le champ gravitationnel du Soleil.

L'activité solaire et les événements associés sont enregistrés depuis le VIIIe siècle avant notre ère. Au fil de l'histoire, les techniques et les méthodes d'observation ont évolué et, au XXe siècle, l'intérêt pour l'astrophysique a augmenté et de nombreux télescopes solaires ont été construits. L'invention du coronographe en 1931 a permis d'étudier la couronne en plein jour.

Le Soleil est une étoile située au centre du système solaire . Il est presque parfaitement sphérique et se compose de plasma chaud et de champs magnétiques . Il a un diamètre d'environ 1 392 684 kilomètres (865 374 mi), environ 109 fois celui de la Terre , et sa masse (1,989 × 10^{Le Soleil pèse 30} kilogrammes, soit environ 330 000 fois la masse de la Terre, ce qui représente environ 99,86 % de la masse totale du système solaire. Chimiquement, environ les trois quarts de la masse du Soleil sont constitués d' hydrogène , tandis que le reste est principalement constitué d'hélium . Les 1,69 % restants (soit 5 600 fois la masse de la Terre) sont constitués d'éléments plus lourds, notamment l'oxygène , le carbone , le néon et le fer .

Le Soleil s'est formé il y a environ 4,567 milliards ans à partir de l'effondrement gravitationnel d'une région au sein d'un grand nuage moléculaire . La majeure partie de la matière s'est rassemblée au centre, tandis que le reste s'est aplati pour former un disque en orbite qui est devenu l'équilibre du système solaire . La masse centrale est devenue de plus en plus chaude et dense, ce qui a finalement déclenché la fusion thermonucléaire dans son noyau.

Le Soleil est une étoile de la séquence principale de type G (G2V) selon sa classe spectrale , et il est désigné de manière informelle comme une naine jaune car son rayonnement visible est plus intense dans la partie jaune-vert du spectre . Il est en fait blanc, mais depuis la surface de la Terre, il apparaît jaune en raison de la diffusion atmosphérique de la lumière bleue. Dans l'étiquette de classe spectrale, G2 indique sa température de surface , d'environ 5770 K [3] (l'UAI acceptera en 2014 5772 K) et V indique que le Soleil, comme la plupart des étoiles, est une étoile de la séquence principale , et génère donc son énergie via la fusion de l'hydrogène en hélium. Dans son noyau, le Soleil fusionne environ 620 millions de tonnes métriques d'hydrogène chaque seconde.

La distance moyenne de la Terre au Soleil est d'environ 1 unité astronomique (environ 150 000 000 km), bien que la distance varie lorsque la Terre passe du périhélie en janvier à l'aphélie en juillet. À cette distance moyenne, la lumière se déplace du Soleil vers la Terre en environ 8 minutes et 19 secondes. L' énergie de cette lumière solaire soutient presque toute la vie sur Terre par photosynthèse , et détermine le climat et la météo de la Terre. Jusqu'au XIXe siècle, les scientifiques avaient peu de connaissances sur la composition physique du Soleil et sa source d'énergie. Cette compréhension est encore en développement ; un certain nombre d' anomalies actuelles dans le comportement du Soleil restent inexpliquées.

De nombreux phénomènes solaires changent périodiquement sur un intervalle moyen d'environ 11 ans. Ce cycle solaire affecte l'irradiation solaire et influence la météo spatiale, la météo terrestre et le climat .

Le cycle solaire module également le flux de rayonnement solaire à courte longueur d’onde, de l’ultraviolet aux rayons X , et influence la fréquence des éruptions solaires , des éjections de masse coronale et d’autres phénomènes éruptifs solaires.

Une éjection de masse coronale (CME) est une explosion massive de vent solaire et de champs magnétiques s'élevant au-dessus de la couronne solaire . Près des maxima solaires , le Soleil produit environ trois CME par jour, tandis que les minima solaires en produisent environ un tous les cinq jours. Les CME, ainsi que les éruptions solaires d'autres origines, peuvent perturber les transmissions radio et endommager les satellites et les installations de lignes de transmission électrique , entraînant des pannes de courant potentiellement massives et durables .

Les éjections de masse coronale apparaissent souvent avec d'autres formes d'activité solaire, notamment les éruptions solaires , mais aucune relation de cause à effet n'a été établie. La plupart des éruptions faibles n'ont pas d'éjection de masse coronale, mais la plupart des éruptions puissantes en ont. La plupart des éjections proviennent de régions actives à la surface du Soleil, comme les groupes de taches solaires associés à des éruptions fréquentes. D'autres formes d'activité solaire fréquemment associées aux éjections de masse coronale sont les protubérances éruptives, l'atténuation de la luminosité coronale, les ondes coronales et les ondes de Moreton , également appelées tsunami solaire.

La reconnexion magnétique est responsable des CME et des éruptions solaires . La reconnexion magnétique est le nom donné au réarrangement des lignes de champ magnétique lorsque deux champs magnétiques de direction opposée se rapprochent. Ce réarrangement s'accompagne d'une libération soudaine de l'énergie stockée dans les champs de direction opposée d'origine.

Lorsqu'une CME impacte la magnétosphère terrestre, elle déforme temporairement le champ magnétique terrestre , changeant la direction des aiguilles de la boussole et induisant d'importants courants électriques terrestres dans la Terre elle-même ; c'est ce qu'on appelle une tempête géomagnétique , et c'est un phénomène mondial. Les impacts de CME peuvent induire une reconnexion magnétique dans la queue magnétique de la Terre (le côté nocturne de la magnétosphère) ; cela lance des protons et des électrons vers le bas en direction de l'atmosphère terrestre, où ils forment l' aurore .

Une éruption solaire est un éclair soudain de luminosité observé à la surface du Soleil ou du limbe solaire , qui est interprété comme une libération d'énergie allant jusqu'à 6 × 10 ²⁵ joules (environ un sixième de la production totale d'énergie du Soleil chaque seconde ou 160 milliards de mégatonnes d' équivalent TNT , plus de 25 000 fois plus d'énergie que celle libérée par l'impact de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter). Elle peut être suivie d'une éjection de masse coronale . L'éruption éjecte des nuages ​​d'électrons, d'ions et d'atomes à travers la couronne dans l'espace. Ces nuages ​​atteignent généralement la Terre un jour ou deux après l'événement. Des phénomènes similaires dans d'autres étoiles sont connus sous le nom d'éruptions stellaires.

Les éruptions solaires ont une forte influence sur la météo spatiale à proximité de la Terre. Elles peuvent produire des flux de particules hautement énergétiques dans le vent solaire, appelés « événements protoniques solaires » . Ces particules peuvent impacter la magnétosphère terrestre sous la forme d'une tempête géomagnétique et présenter des risques de radiation pour les engins spatiaux et les astronautes.

• Une éruption solaire
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  Le 31 août 2012, une longue proéminence/filament de matière solaire qui flottait dans l'atmosphère du Soleil, la couronne, a éclaté dans l'espace à 16h36 HAE.
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  Schéma de la structure du champ magnétique d'une éruption solaire et de son origine, supposée résulter de la déformation d'une telle structure magnétique reliant l'intérieur solaire à l'atmosphère solaire jusqu'à la couronne .
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  Une image 2D complète prise par STEREO (haute résolution)

Un événement solaire à protons (SPE), ou « tempête de protons », se produit lorsque des particules (principalement des protons) émises par le Soleil sont accélérées soit à proximité du Soleil lors d'une éruption, soit dans l'espace interplanétaire par des chocs CME. Les événements peuvent inclure d'autres noyaux tels que des ions hélium et des ions HZE . Ces particules provoquent de multiples effets. Elles peuvent pénétrer le champ magnétique terrestre et provoquer une ionisation dans l' ionosphère . L'effet est similaire aux événements auroraux, sauf que ce sont des protons plutôt que des électrons qui sont impliqués. Les protons énergétiques constituent un risque de rayonnement important pour les engins spatiaux et les astronautes. Les protons énergétiques peuvent atteindre la Terre dans les 30 minutes suivant le pic d'une éruption majeure.

Une protubérance est une structure gazeuse de grande taille et brillante qui s'étend vers l'extérieur à partir de la surface du Soleil , souvent sous la forme d'une boucle . Les protubérances sont ancrées à la surface du Soleil dans la photosphère et s'étendent vers l'extérieur dans la couronne. Alors que la couronne est constituée de plasma à haute température , qui n'émet pas beaucoup de lumière visible , les protubérances contiennent un plasma beaucoup plus froid, de composition similaire à celui de la chromosphère .

Le plasma des protubérances est généralement cent fois plus froid et plus dense que le plasma coronal. Une protubérance se forme sur une échelle de temps correspondant à environ un jour terrestre et peut persister pendant des semaines ou des mois. Certaines protubérances se désagrègent et forment des CME.

Une proéminence typique s'étend sur plusieurs milliers de kilomètres ; la plus grande jamais enregistrée a été estimée à plus de 800 000 kilomètres (500 000 miles) de long , soit à peu près le rayon solaire.

Lorsqu'une protubérance est observée par rapport au Soleil plutôt qu'à l'espace, elle apparaît plus sombre que l'arrière-plan. Cette formation est appelée filament solaire. Il est possible qu'une projection soit à la fois un filament et une protubérance. Certaines protubérances sont si puissantes qu'elles éjectent de la matière à des vitesses allant de 600 km/s à plus de 1 000 km/s. D'autres protubérances forment d'énormes boucles ou des colonnes arquées de gaz incandescents au-dessus de taches solaires qui peuvent atteindre des centaines de milliers de kilomètres de hauteur.

Les taches solaires sont des zones relativement sombres sur la surface rayonnante du Soleil ( photosphère ) où une activité magnétique intense inhibe la convection et refroidit la photosphère . Les facules sont des zones légèrement plus claires qui se forment autour des groupes de taches solaires lorsque le flux d'énergie vers la photosphère est rétabli et que le flux normal et l'énergie bloquée par les taches solaires élèvent la température de la surface rayonnante. Les scientifiques ont commencé à spéculer sur les relations possibles entre les taches solaires et la luminosité solaire au 17e siècle. Les diminutions de luminosité causées par les taches solaires (généralement < - 0,3 %) sont corrélées aux augmentations (généralement < + 0,05 %) causées à la fois par les facules associées aux régions actives ainsi que par le « réseau brillant » magnétiquement actif.

L'effet net des périodes d'activité magnétique solaire accrue est une augmentation du rendement solaire radiatif, car les facules sont plus grandes et persistent plus longtemps que les taches solaires. Inversement, les périodes d'activité magnétique solaire plus faible et de moins de taches solaires (comme le minimum de Maunder ) peuvent être corrélées à des périodes d'irradiance plus faible.

L'activité des taches solaires est mesurée depuis environ 300 ans à l'aide du nombre de Wolf . Cet indice (également connu sous le nom de nombre de Zürich) utilise à la fois le nombre de taches solaires et le nombre de groupes de taches solaires pour compenser les variations de mesure. Une étude de 2003 a révélé que les taches solaires étaient plus fréquentes depuis les années 1940 qu'au cours des 1150 années précédentes.

Les taches solaires apparaissent généralement par paires avec une polarité magnétique opposée. Des observations détaillées révèlent des schémas, en termes de minima et de maxima annuels et de localisation relative. Au fur et à mesure que chaque cycle se déroule, la latitude des taches diminue, de 30 à 45° à environ 7° après le maximum solaire . Ce changement de latitude suit la loi de Spörer .

Pour qu'une tache solaire soit visible à l'œil nu, elle doit mesurer environ 50 000 km de diamètre et couvrir 2 000 000 000 km² (770 000 000 milles carrés), soit 700 millionièmes de la surface visible. Au cours des cycles récents, environ 100 taches solaires ou groupes compacts de taches solaires sont visibles depuis la Terre.

Les taches solaires se dilatent et se contractent lorsqu'elles se déplacent et peuvent voyager à quelques centaines de mètres par seconde lorsqu'elles apparaissent pour la première fois.

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  La loi de Spörer a noté qu'au début d'un cycle de taches solaires de 11 ans, les taches apparaissaient d'abord à des latitudes plus élevées, puis à des latitudes progressivement plus basses.
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  Un rapport du Daily Mail a qualifié la tache solaire 1302 de « mastodonte » déclenchant d'énormes éruptions solaires.
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  Détail de la surface du Soleil, photographie analogique avec un réfracteur de 4 pouces, un filtre en verre jaune et un filtre en feuille ND 4, Observatoire Großhadern , Munich
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  Vue détaillée d'une tache solaire, 13 décembre 2006

Le vent solaire est un flux de plasma libéré par la haute atmosphère du Soleil . Il est principalement composé d'électrons et de protons dont l'énergie se situe généralement entre 1,5 et 10 keV . Le flux de particules varie en densité, en température et en vitesse au fil du temps et de la longitude solaire. Ces particules peuvent échapper à la gravité du Soleil en raison de leur énergie élevée.

Le vent solaire est divisé en vent solaire lent et vent solaire rapide. Le vent solaire lent a une vitesse d'environ 400 kilomètres par seconde (250 mi/s), une température de 2 × 10⁵ K et une composition qui correspond à peu près à celle de la couronne. Le vent solaire rapide a une vitesse typique de 750 km/s, une température de 8 × 10⁵ K et correspond presque à celle de la photosphère. Le vent solaire lent est deux fois plus dense et plus variable en intensité que le vent solaire rapide. Le vent lent a une structure plus complexe, avec des régions turbulentes et une organisation à grande échelle.

Les vents solaires rapides et lents peuvent être interrompus par de grandes explosions de plasma rapides appelées CME interplanétaires, ou ICME. Elles provoquent des ondes de choc dans le plasma mince de l' héliosphère , générant des ondes électromagnétiques et accélérant les particules (principalement des protons et des électrons) pour former des pluies de rayonnement ionisant qui précèdent la CME.

La météorologie spatiale désigne les conditions environnementales du système solaire, notamment le vent solaire . Elle est étudiée en particulier autour de la Terre, notamment les conditions de la magnétosphère à l'ionosphère et à la thermosphère . La météorologie spatiale est distincte de la météorologie terrestre de la troposphère et de la stratosphère . Le terme n'a été utilisé que dans les années 1990. Avant cette époque, ces phénomènes étaient considérés comme faisant partie de la physique ou de l'aéronomie .

Les tempêtes solaires sont provoquées par des perturbations sur le Soleil, le plus souvent des nuages ​​coronaux associés à des éjections coronales de masse émanant de régions actives de taches solaires, ou moins souvent de trous coronaux . Le Soleil peut produire d'intenses tempêtes géomagnétiques et protoniques capables de provoquer des pannes de courant , des perturbations ou des coupures de communication (y compris des systèmes GPS ) et la désactivation temporaire ou permanente de satellites et d'autres technologies spatiales. Les tempêtes solaires peuvent être dangereuses pour l'aviation à haute latitude et à haute altitude et pour les vols spatiaux habités . Les tempêtes géomagnétiques provoquent des aurores.

La tempête solaire la plus importante connue s'est produite en septembre 1859 et est connue sous le nom d' événement Carrington .

Une aurore est un phénomène naturel de lumière dans le ciel, en particulier dans les régions de haute latitude ( Arctique et Antarctique ), sous la forme d'un grand cercle autour du pôle. Elle est provoquée par la collision du vent solaire et des particules magnétosphériques chargées avec l'atmosphère de haute altitude ( thermosphère ).

La plupart des aurores boréales se produisent dans une bande appelée zone aurorale qui mesure généralement entre 3° et 6° de large en latitude et est observée à 10° à 20° des pôles géomagnétiques à toutes les longitudes, mais souvent plus particulièrement autour des équinoxes de printemps et d'automne . Les particules chargées et le vent solaire sont dirigés vers l'atmosphère par la magnétosphère terrestre. Une tempête géomagnétique étend la zone aurorale vers des latitudes plus basses.

Les aurores boréales sont associées au vent solaire. Le champ magnétique terrestre piège ses particules, dont beaucoup se dirigent vers les pôles où elles sont accélérées vers la Terre. Les collisions entre ces ions et l'atmosphère libèrent de l'énergie sous forme d'aurores boréales apparaissant en grands cercles autour des pôles. Les aurores boréales sont plus fréquentes et plus brillantes pendant la phase intense du cycle solaire, lorsque les CME augmentent l'intensité du vent solaire.

Une tempête géomagnétique est une perturbation temporaire de la magnétosphère terrestre provoquée par une onde de choc du vent solaire et/ou un nuage de champ magnétique qui interagit avec le champ magnétique terrestre . L'augmentation de la pression du vent solaire comprime la magnétosphère et le champ magnétique du vent solaire interagit avec le champ magnétique terrestre pour transférer une énergie accrue dans la magnétosphère. Ces deux interactions augmentent le mouvement du plasma à travers la magnétosphère (entraîné par des champs électriques accrus) et augmentent le courant électrique dans la magnétosphère et l'ionosphère.

La perturbation du milieu interplanétaire qui provoque une tempête peut être due à une CME ou à un flux à grande vitesse (région d'interaction corotative ou CIR) du vent solaire provenant d'une région de faible champ magnétique à la surface solaire. La fréquence des tempêtes géomagnétiques augmente et diminue avec le cycle des taches solaires . Les tempêtes provoquées par une CME sont plus courantes pendant le maximum solaire du cycle solaire, tandis que les tempêtes provoquées par une CIR sont plus courantes pendant le minimum solaire.

Plusieurs phénomènes météorologiques spatiaux sont associés aux tempêtes géomagnétiques. Il s'agit notamment des événements de particules énergétiques solaires (SEP), des courants induits géomagnétiquement (GIC), des perturbations ionosphériques qui provoquent une scintillation radio et radar , une perturbation de la navigation au compas et des aurores boréales à des latitudes beaucoup plus basses que la normale. Une tempête géomagnétique de 1989 a alimenté des courants induits au sol qui ont perturbé la distribution d'électricité dans la majeure partie de la province de Québec et provoqué des aurores boréales aussi loin au sud que le Texas .

Une perturbation ionosphérique soudaine (SID) est une densité d'ionisation/plasma anormalement élevée dans la région D de l'ionosphère provoquée par une éruption solaire. La SID entraîne une augmentation soudaine de l'absorption des ondes radioélectriques, plus grave dans les gammes de fréquences moyennes supérieures (MF) et de fréquences hautes inférieures (HF), et interrompt ou interfère souvent avec les systèmes de télécommunications .

Les courants induits géomagnétiquement sont une manifestation au niveau du sol de la météo spatiale, qui affecte le fonctionnement normal des systèmes conducteurs électriques de longue durée. Lors d'événements météorologiques spatiaux, les courants électriques dans la magnétosphère et l'ionosphère subissent de fortes variations, qui se manifestent également dans le champ magnétique terrestre. Ces variations induisent des courants (GIC) dans les conducteurs terrestres. Les réseaux de transport électrique et les pipelines enterrés sont des exemples courants de tels systèmes conducteurs. Les GIC peuvent causer des problèmes tels qu'une corrosion accrue de l'acier des pipelines et des transformateurs de puissance haute tension endommagés.

La production de carbone 14 (radiocarbone : ¹⁴ C) est liée à l'activité solaire. Le carbone 14 est produit dans la haute atmosphère lorsque le bombardement de l'azote atmosphérique ( ¹⁴ N) par les rayons cosmiques induit une désintégration β+ de l'azote , le transformant ainsi en un isotope inhabituel du carbone avec un poids atomique de 14 plutôt que de 12, plus courant. Comme les rayons cosmiques galactiques sont partiellement exclus du système solaire par le balayage vers l'extérieur des champs magnétiques du vent solaire, l'augmentation de l'activité solaire réduit la production de ¹⁴ C.

La concentration atmosphérique ^{de 14} C est plus faible pendant les maxima solaires et plus élevée pendant les minima solaires. En mesurant le ¹⁴ C capturé dans le bois et en comptant les cernes des arbres, la production de radiocarbone par rapport au bois récent peut être mesurée et datée. Une reconstitution des 10 000 dernières années montre que la production de ¹⁴ C était beaucoup plus élevée au milieu de l' Holocène , il y a 7 000 ans, et a diminué jusqu'à il y a 1 000 ans. En plus des variations de l'activité solaire, les tendances à long terme de la production de carbone 14 sont influencées par les changements du champ géomagnétique de la Terre et par les changements du cycle du carbone dans la biosphère (en particulier ceux associés aux changements de l'étendue de la végétation entre les périodes glaciaires ).

L'activité solaire et les événements associés sont régulièrement enregistrés depuis l'époque des Babyloniens . Les premiers documents décrivent les éclipses solaires, la couronne et les taches solaires.

Peu après l'invention des télescopes, au début des années 1600, les astronomes ont commencé à observer le Soleil. Thomas Harriot a été le premier à observer des taches solaires, en 1610. Les observateurs ont confirmé la fréquence moindre des taches solaires et des aurores boréales pendant le minimum de Maunder. L'un de ces observateurs était le célèbre astronome Johannes Hevelius qui a enregistré un certain nombre de taches solaires de 1653 à 1679 au début du minimum de Maunder, répertoriées dans le livre Machina Coelestis (1679).

La spectrométrie solaire a débuté en 1817. Rudolf Wolf a recueilli des observations de taches solaires dès le cycle 1755-1766. Il a établi une formulation relative du nombre de taches solaires (le nombre de taches solaires de Wolf ou de Zürich ) qui est devenue la mesure standard. Vers 1852, Sabine, Wolf, Gautier et von Lamont ont indépendamment trouvé un lien entre le cycle solaire et l'activité géomagnétique.

Le 2 avril 1845, Fizeau et Foucault photographient pour la première fois le Soleil. La photographie a contribué à l'étude des protubérances solaires, de la granulation , de la spectroscopie et des éclipses solaires.

Le 1er septembre 1859, Richard C. Carrington et séparément R. Hodgson ont observé pour la première fois une éruption solaire. Carrington et Gustav Spörer ont découvert que le Soleil présente une rotation différentielle et que la couche externe doit être fluide.

En 1907-1908, George Ellery Hale a découvert le cycle magnétique du Soleil et la nature magnétique des taches solaires. Hale et ses collègues ont ensuite déduit les lois de polarité de Hale qui décrivaient son champ magnétique.

L'invention du coronographe par Bernard Lyot en 1931 a permis d'étudier la couronne en plein jour.

Jusqu'aux années 1990, le Soleil était la seule étoile dont la surface avait été résolue. D'autres réalisations majeures comprenaient la compréhension de :

• Boucles émettant des rayons X ( par exemple , par Yohkoh )
• Couronne et vent solaire ( par exemple , par SoHO )
• Variance de la luminosité solaire en fonction du niveau d'activité et vérification de cet effet dans d'autres étoiles de type solaire ( par exemple , par ACRIM )
• L'état fibrillaire intense des champs magnétiques à la surface visible d'une étoile comme le Soleil ( par exemple , par Hinode )
• La présence de champs magnétiques de 0,5×10 ⁵ à 1×10 ⁵ gauss à la base de la zone conductrice, vraisemblablement sous forme de fibrilles, déduite de la dynamique des faisceaux de flux azimutaux ascendants.
• Émission de neutrinos électroniques de faible intensité provenant du noyau solaire.

À la fin du XXe siècle, les satellites ont commencé à observer le Soleil, ce qui a permis d'obtenir de nombreuses informations. Par exemple, la modulation de la luminosité solaire par les régions magnétiquement actives a été confirmée par des mesures satellitaires de l'irradiance solaire totale (TSI) par l'expérience ACRIM1 de la mission Solar Maximum (lancée en 1980).