Site des observateurs solaires

Eruption solaire et activité géomagnétique

2018-04-06T14:50:42Z

Les éruptions solaires

Les éruptions solaires sont les principaux phénomènes constitutifs de l'activité du Soleil. Ces événements sont parmi les plus violents des phénomènes ayant lieu dans le Système solaire, avec des énergies typiques de l'ordre de 10²⁵ Joules, soit près d'un milliard de fois l'énergie d'un grosse bombe thermonucléaire. En quelques heures le Soleil dégage ainsi près de 10 000 fois la consommation mondiale d'énergie annuelle de l'humanité.

Les éruptions sont provoquée par une accumulation d'énergie magnétique dans des zones de champs magnétiques intenses, soit au niveau des taches solaires observées sur la surface visible du Soleil, soit au niveau des filaments et protubérances solaires, observées à partir des raies chromosphériques. Les éruptions solaires font intervenir une reconfiguration brutale et soudaine du champ magnétique, permise par le mécanisme de reconnexion magnétique.

Rubans d'éruptions

Spectrohéliogramme du 25 juillet 1946 au centre de la raie Hα. Cette observation présente une éruption et les rubans d'émissions. Cette éruption fut celle dont les rubans couvrirent la plus grande portion de la surface du Soleil, en 110 ans depuis le début des observations systématiques en 1908.

Les éruptions solaires se produisent périodiquement dans l'atmosphère solaire. La fréquence de leur apparition est liée et constitue le cycle d'activité du Soleil. Lors des années de maximum, plus d'une dizaine d'éruptions peuvent avoir lieu chaque jour. Les éruptions présentent différents niveaux d'intensité et elles sont ainsi classifiées en fonction du flux lumineux émis dans une bande particulière dans le domaine X-mou.

Eruption solaire du 25/07/1946 observée par le spectrohéliographe.

L'éruption du 25/07/1946 se déroule au niveau d'un groupe de taches observé dans la raie du Ca II (image centrale). Les rubans d'éruptions lumineux observés en Hα (vignettes de coin) se développent au sein de la région active en éruption.

Lors d'un éruption solaire plusieurs phénomènes peuvent avoir lieu, tel que :

une augmentation soudaine du flux lumineux : il s'agit du flash lumineux ou "flare". Cette augmentation, bien que présente dans l'ensemble du spectre - électromagnétique, est plus particulièrement marqué en dehors du domaine visible, notamment dans les domaine radio, ultraviolet et X ;
l'éjection de grande quantité de plasma solaire vers l'espace interplanétaire : les éjections de masse coronale qui sont d'immenses structures magnétisées se déplaçant à des vitesses de l'ordre du millier de kilomètre et transportant en moyenne près de 10¹² kg de plasma solaire en direction de l'espace interplanétaire ;
l'accélération de faisceaux de particules à des vitesses élevées, parfois proches de celle de la lumière. Ces particules (électrons et protons essentiellement), qui émettent des ondes radio au cours de leur propagation dans le milieu interplanétaire, possèdent une énergie propre particulièrement élevée.

Chacun de ces phénomènes peut être plus ou moins marqué d'une éruption à l'autre. Dans les cas où la Terre est impacté par l'éruption, ces phénomènes constituent des vecteurs d'interaction entre le Soleil et la Terre, avec des conséquences spécifiques à chacun.

Impact sur la Terre : modification de l'activité géomagnétique

Du fait de ces émissions de plasma, certaines éruptions solaires qui atteignent la Terre peuvent perturber le champ magnétique terrestre. Un orage magnétique, aussi appelé tempête magnétique, ou encore tempête géomagnétique, correspond à des fluctuations brusques et intenses du magnétisme terrestre faisant suite aux éruptions solaires. Les couches électriques dans l'ionosphère feraient varier l'intensité du champ magnétique terrestre entraînant de nombreux orages magnétiques.

Cette variation du champ magnétique s'accompagne de l'apparition des aurores polaires qui sont des phénomènes naturels liées à l'activité solaire.

Météorologie et climatologie de l'espace

L'impact de l'environnement magnétique de la Terre implique des conséquences de plus en plus importantes pour la société humaine, qui se repose de plus en plus sur des technologie spatiales (télécommunication, GPS, ...) et sur des réseaux tissés à l'échelle mondiale (câbles électriques, oléoducs, ...).

Schéma résumant les principaux systèmes sensibles à l'activité solaire

UFE Observatoire de Paris/PSL, Adapté de Bell Laboratories, Lucent Technol

Afin de prévoir l'impact de l'activité solaire sur notre environnement terrestre, une discipline appliquée, la météorologie de l'espace, est en plein développement. Elle vise plusieurs objectifs : d'une part, comprendre et prévoir l'état du Soleil et des environnements interplanétaire ou terrestre, ainsi que les perturbations qui les affectent, qu'elles soient d'origine solaire ou non ; d'autre part, analyser en temps réel ou prévoir d'éventuels effets sur les systèmes biologiques et technologiques.

Si la météorologie de l'espace s'intéresse à la prévision à relativement court terme de l'impact de l'activité solaire, la climatologie de l'espace s'inscrit dans l'étude et la prévision à long terme, au cours d'un cycle ou de plusieurs cycles, de l'activité de notre astre. De part sa longévité, le service du Spectrohéliographe de Meudon possède des données et une collection unique au monde pour comprendre l'évolution de notre astre sur ce type d'échelle de temps.

Le vent solaire

2018-04-06T14:48:03Z

Seules les radiations visibles et une partie du rayonnement radioélectrique peuvent atteindre la surface de la Terre.

Le vent solaire est observé et mesuré depuis une trentaine d'années. Au niveau de l'orbite terrestre, sa vitesse moyenne est de l'ordre de 400 km/s, mais il existe en fait deux régimes de vent : le vent rapide (> 700 km/s) peu dense, et le vent lent (environ 300 km/s) dense.

Le champ magnétique terrestre nous protège des particules ionisées du vent solaire. Sous l'effet de la pression du vent solaire, le champ magnétique terrestre est déformé.
Le vent solaire et ses variations de pression liées aux perturbations engendrées par les ondes de choc des éruptions solaires ou par les éjections de masse coronale ont des effets sur l'environnement magnétise terrestre. Ceci est illustré pour l'éruption solaire du 2 mai 1998 et l'éjection de masse coronale.

Les variations de pression du vent observées le 4 mai déclenchent des perturbations du champ magnétique terrestre (orages géomagnétiques). Le nombre de particules chargées au voisinage de la Terre augmente et des particules sont précipitées près des pôles terrestres dans la basse atmosphère et sont à l'origine des "aurores boréales".

Éruption solaire du 2 mai 1998

Le champ magnétique

2018-04-06T14:45:40Z

C'est le champ magnétique qui est à l'origine des taches dans la photosphère, et des régions actives dans l'atmosphère solaire.

Comme aux pôles de la Terre, un champ magnétique est présent aux pôles du Soleil et avec une intensité très proche. Cependant, dans certaines régions de l'atmosphère solaire, des champs magnétiques 5000 fois plus grands sont présents. Ces régions ont une température plus faible que les régions voisines sur le Soleil et en conséquence apparaissent sur une image du disque solaire comme des taches sombres. Ce sont les "taches solaires".

Le champ magnétique se manifeste sous la forme de petits aimants parallèles à l'équateur. Les taches représentent de fortes concentrations de champ magnétique, mais les facules montrent son étendue. À l'aide d'un magnétographe, on peut connaître la polarité des taches, des facules et l'intensité du champ.

La rotation solaire

2018-04-06T14:40:38Z

Grace à la célèbre lunette qu'il a mise au point, Galilée a découvert que les planètes ne sont pas des points, mais des sphères comme la Terre ; que Vénus a des phases comme la Lune ; que le Soleil a des taches et que Jupiter apparaît entourée de satellites. Mais surtout, il soutient la théorie de Copernic selon laquelle la Terre n'est pas immobile et tourne autour du Soleil.
(Galilée, le messager des étoiles. Découvertes Gallimard)

Passage d'une tache à la surface du Soleil entre le 11 et le 23 Mai 1625

Les taches solaires ont permis à Galilée (1613) de montrer que le Soleil tourne sur lui-même en moyenne en 27 jours. Le Soleil ne tourne pas comme une sphère solide mais comme un fluide. Ses couches superficielles tournent plus rapidement à l'équateur (25,4 jours) qu'aux pôles (33 jours) et plus rapidement qu'en profondeur : c'est la rotation différentielle.

Le champ magnétique Solaire est produit par le déplacement collectif de particules chargées électriquement (électrons et atomes ayant perdu des électrons).

La rotation du Soleil est donc intimement liée à la production du champ magnétique. La rotation différentielle induit des déformations complexes du champ magnétique qui sont à l'origine de l'activité solaire et de son évolution au cours du temps.

Spectrohéliogramme H alpha

Passage d'un filament sur le disque solaire

Spectrohéliogramme K 1v

Passage de taches sur le disque solaire

L'atmosphère du Soleil

2018-04-06T14:34:33Z

L'atmosphère du Soleil, comme celle des étoiles, est un milieu stratifié : la température, la pression et la densité du plasma solaire n'y sont pas uniformes. Des variations importantes des propriétés du plasma sont ainsi présentes, parfois sur des hauteurs relativement réduites. L'atmosphère du Soleil est ainsi divisée en couches présentant différentes propriétés et observables dans différents domaines du spectre électromagnétique.

Les différentes couches de l'atmosphère solaire

**La photosphère

La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible des étoiles, en particulier du Soleil, et où se forment la plupart des raies spectrales depuis l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge.

La photosphère solaire a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et permet de définir une température dite effective de 5 780 kelvins. Elle présente un aspect irrégulier causé par le réseau de granules liées aux mouvements convectifs du gaz et devient parsemée de taches solaires, régions localement plus froides et abritant un champ magnétique intense (de l'ordre de 0,3 teslas) d'autant plus nombreuses que l'on est proche d'un maximum du cycle solaire de 11 ans.

**La chromosphère

Au dessus de la photosphère se situe la chromosphère. Son épaisseur est de l'ordre du millier de km. Elle tire son nom de sa couleur rouge lorsque elle est observée à l'œil nu lors des éclipses de Soleil.

Au niveau de la chromosphère, se situe le minimum de température du plasma solaire. Contrairement à l'intérieur du Soleil, la température dans la chromosphère augmente au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue. Du fait de sa relativement faible température, contrairement aux autres couches de l'atmosphère, le plasma de la chromosphère est faiblement ionisé.

La chromosphère est aussi une zone de transition magnétique : alors que le plasma domine le champ magnétique dans l'intérieur solaire, c'est le champ magnétique qui structure la haute atmosphère solaire. Champ magnétique et plasma ayant une importance relative équivalente dans la chromosphère, cette couche est extrêmement dynamique et de nombreux phénomènes impulsifs s'y déroulent, tels que les jets, les spicules, ...etc.

**La région de transition

Au-dessus de la chromosphère, le gaz de l'atmosphère solaire devient de moins en moins dense, mais sa température augmente à nouveau et passe de 10 000 K à la base de la zone de transition à 2 000 000 K dans la couronne. Ce phénomène surprenant de "chauffage" de la couronne est encore à l'heure actuelle un des grands sujets de recherche en physique solaire.

**La couronne

La couronne est la couche la plus externe de l'atmosphère solaire et est formée de plasma particulièrement chaud. Observable à l'œil nu uniquement lors des éclipses de Soleil, cette couche émet des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites.

Températures du Soleil

Aspects multi-longueur d'onde du Soleil

Du fait de leurs différentes propriétés, les différentes couches émettent de la lumière de manières distinctes dans les différents domaines du spectre électromagnétique.
Alors que l'émission dans le continue visible provient de la photosphère, l'émission dans le domaine ultraviolet est dominé par la couronne solaire très chaude.

Les raies en absorption dues à certains éléments chimiques permettent enfin d'étudier la chromosphère et les protubérance solaires, le plasma froid qui s'y trouve absorbant la lumière émise au niveau de la photosphère. Grâce à la méthode de spectroscopie, sur laquelle se repose le spectrohéliographe de Meudon, il devient ainsi possible de sonder et d'étudier la basse atmosphère du Soleil.

Observer le Soleil dans différentes longueurs d'ondes du spectre permet ainsi d'étudier les différentes strates de notre astre et leur propriétés. Chaque observation apporte une information complémentaire, telle des pièces de puzzles, qui permettent aux physiciens solaires de reconstituer et comprendre le fonctionnement de l'atmosphère de notre astre et de ses variations lors des éruptions solaires.

**L'exemple du 28 octobre 2003

Ci-dessous les différentes images correspondant à des observations complémentaires, dans différents domaines de longueur d'onde du spectre électromagnétique, de l'atmosphère du Soleil, obtenues au même moment, le 28 octobre 2003, par différents instruments au sol et dans l'espace.

La photosphère dans le continu visible et une carte du champ magnétique :

SOHO/MDI intensité raie NiI 6768 A

(592 KO)
1024 x 1024

SOHO/MDI magnétogramme raie NiI 6768 A

(570 KO)
1024 x 1024

La chromosphère observée par le service du Spectrohéliographe de Meudon :

Meudon raie HI 6563 A

(194 KO)
1024 x 1024

Meudon raie CaII K1v 3933 A

(224 KO)
1024 x 1024

La couronne solaire observée dans le domaine radio par le radiohéliographe de Nancay :

Nançay Radiohéliographe 169 MHz

(23 KO)
256 x 256

Nançay Radiohéliographe 327 MHz

(21 KO)
256 x 256

La couronne solaire observée en ultraviolet par l'instrument EIT sur le satellite SoHO :

SOHO/EIT raie FeIX/X 171 A

(745 KO)
1024 x 1024

SOHO/EIT raie FeXII 195 A

(783 KO)
1024 x 1024

SOHO/EIT raie FeXV 284 A

(796 KO)
1024 x 1024

SOHO/EIT raie HeII 304 A

(829 KO)
1024 x 1024

La couronne lointaine et l'environnement du Soleil, observés grâce à la technique de la coronographie (permettant de masquer le disque solaire) par l'instrument COR sur le satellite SoHO :

SOHO/LASCO coronographe voie C2

(690 KO)
1024 x 1024

SOHO/LASCO coronographe voie C3

(742 KO)
1024 x 1024

Présentation du Soleil

2018-04-06T14:28:40Z

Le Soleil est une étoile, ce qui veut dire qu'il émet sa propre lumière.

Le Soleil en chiffres

Masse : 2.10³⁰kg = 300 000 fois celle de la Terre.
Diamétre : 1,4 millions de km ; environ 109 fois celui de la Terre .
Densité moyenne : 1,4 (eau = 1)
Age : 4,5 milliards d'années.
Luminosité (ou puissance rayonnée) : 4. 10²³kW
Température de surface : 5 800 K
Température au centre : 14 millions K (0 K = 0 Kelvin = -273,15°C)
Composition : hydrogène : 94%, hélium : 6% et des traces de tous les autres éléments comme, l'oxygène, le carbone, l'azote.

Image interactive du Soleil

Cliquez sur les points d'intérêt et le texte apparaîtra à côté du schéma.

Noyau

Occupant environ 15% du diamètre solaire, se densité est de 160 et sa température de 15 millions de Kelvin. C'est là que se déroulent les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium qui fournissent l'énergie du Soleil.

Zone radiative

Elle s'étend jusqu'à environ 70% du diamètre du Soleil. Sa densité varie avec l'altitude de plus de 100 à 1 environ.

Zone convective

Cette zone occupe environ 30% du diamètre solaire. Elle est beaucoup moins dense que la zone radiative, ce qui fait que des mouvements locaux de la matière y sont possibles. L'énergie qui pénètre de l'intérieur ne va mettre "que" deux mois à en émerger.

Photosphère ou surface solaire

Observable en lumière blanche ou dans la raie du calcium ionisé (K1V), son épaisseur moyenne est de 300 km. Son observation montre une structure de petits grains brillants d'environ 1000 km de diamètre qui évoluent constamment et se renouvellent en quelques minutes. C'est la granulation.

Chromosphère

La chromosphère est une couche très inhomogène dont l'épaisseur moyenne est de 2000 à 3000 km. Sa température est environ 10000 K. Elle est observable en lumière monochromatique dans la raie de l'hydrogène (H Alpha).

Couronne

La couronne est l'atmosphère externe du Soleil. Elle s'étend jusqu'à plusieurs rayons solaires. En dehors des éclipses, la couronne n'est observable en rayonnement visible qu'à l'aide de coronographes. Sa température est de 1 à 2 millions de K.