AUTOUR DU SOLEIL

Une étoile parmi tant d’autres

Le Soleil, condition nécessaire à l’apparition de la vie sur Terre, est l'élément fondateur du système solaire tel qu’on le connaît aujourd’hui. Apparaissant dans de nombreux récits et œuvres historiques provenant de diverses civilisations, le Soleil a une place unique dans l’histoire de l’Humanité. Le Soleil est pourtant une étoile “banale” parmi tant d’autres, ses propriétés étant similaires à la plupart des 234 milliards d’étoiles de notre galaxie, la Voie Lactée.

Un ballet cosmique

Situé dans un des bras de notre galaxie spiralée, le Soleil orbite lentement autour du centre de la galaxie, complétant ainsi une révolution en ~220 millions d’années. Il entraîne avec lui toutes les planètes et autres corps massifs du système solaire. Distant d’environ 25 000 années lumières du centre de la galaxie, notre vision est obstruée par bon nombres d’étoiles ainsi que de nuages de gaz et de poussière. Ce n’est qu’en observant sous un autre angle d’autres galaxies spirales telles que la galaxie d’Andromède qu’on a pu dresser un premier aperçu de notre situation au sein de notre propre galaxie.

Une étoile encore jeune

Agé seulement de 4.6 milliards d’années, le Soleil n’en est encore qu’à la moitié de sa durée de vie estimée. Ce qui laisse bien assez de temps à l’Humanité de continuer à se développer, avant que le Soleil qui deviendra alors une géante rouge, englobe Mercure, Vénus et brûle la Terre. Une phase transitoire après laquelle le Soleil terminera sa vie en tant que naine blanche. Il sera alors à peu près de la taille de la Terre, mais sera ~10 fois plus chaud que le Soleil actuel en surface ce qui générera une lumière bien plus blanche. Enfin, il refroidira lentement et s’éteindra jusqu’à ne devenir qu’un corps dense et froid sans aucune lumière.

Une atmosphère solaire?

Eh oui! Si vous faites partie des chanceux à avoir déjà regardé une éclipse totale de Soleil, peut-être que vous avez déjà observé ces grandes structures qui émanent du Soleil. Les éclipses totales sont des moments privilégiés où la Lune cache la totalité du disque solaire, ainsi révélant des formes habituellement imperceptibles. Ce sont des événements aussi très convoités par les scientifiques, pour analyser en détail l’atmosphère du Soleil et en particulier la couronne solaire.

Mais alors quèsaco?

Tout comme la Terre, le Soleil a bel et bien une atmosphère, bien qu’étant ~250 milliards de fois moins dense que l’atmosphère terrestre. Toutefois à l’opposé de la Terre, la matière ne reste pas totalement confinée autour de l’étoile. En effet, une très grande partie est continuellement éjectée dans l’espace interplanétaire pour former le vent solaire. Ce vent solaire se propage jusqu’aux confins du système solaire en interagissant avec les planètes qu’il croise sur sa route. Il n’y a pas vraiment de limite haute définissant la fin de l’atmosphère solaire, certains scientifiques incluant même la Terre dedans. On la découpe généralement en quatres grandes régions, la chromosphère, et la basse, moyenne et haute couronne car la physique présente y est souvent différente. Sa composition est un sujet délicat, encore largement étudié au sein de la communauté scientifique. La couronne solaire est principalement composée d’espèces électriquement chargées, c’est-à-dire de protons (H+) et d’électrons (e-). Il y a aussi une population minoritaire d’ions (espèces chargées positivement auxquelles plusieurs électrons sont manquants) bien plus lourds que les protons. On peut citer par exemple les ions des éléments suivants (ordonnés en masse atomique décroissante): fer (Fe), calcium (Ca), argon (Ar), soufre (S), silicium (Si), magnésium (Mg), néon (Ne), oxygène (O), azote (N), carbone (C), hélium (He).

Un mystère vieux de 50 ans et encore non résolu

Si on vous dit qu’il fait de plus en plus chaud au fur et à mesure qu’on s'éloigne d’un feu de camp, vous nous considériez sûrement comme des savants fous. Pourtant il se produit exactement ce phénomène dans la couronne solaire. Alors que la surface du Soleil est à ~5500°C, plus haut dans la couronne solaire les températures culminent à plusieurs millions de degrés celsius. C’est un mystère soulevé il y a près de 50 ans qui n’est toujours pas complètement résolu. On sait qu’une quantité gigantesque d’énergie doit provenir de la surface du Soleil et se dissiper plus haut dans l'atmosphère solaire, mais on ne sait pas encore exactement son origine. Plusieurs origines possibles de cette énergie sont étudiées comme par exemple les ondes Alfvén (oscillations du champ magnétique), les nombreuses micro éruptions à la surface, les mouvements à grande échelle du plasma à la surface, ou alors une combinaison de toutes ces origines à la fois.

Une fine couche…

La chromosphère est la première couche de l’atmosphère solaire. Elle est très fine, d’une épaisseur de seulement ~0.005 fois le rayon du Soleil. Elle reste toutefois visible, par exemple lors d’éclipses totales du Soleil (voir image ci-contre). Elle est aussi régulièrement observée par la communauté scientifique dans les longueurs d’ondes des ultraviolets extrêmes (EUV). De telles images sont gratuitement accessibles sur ce site hébergé par la NASA, pour différentes longueurs d’ondes révélant différentes parties de l'atmosphère solaire. La chromosphère sera notamment visible dans l’image nommée “AIA 304 Å”, 304 Å étant la longueur d’onde de capture de l’image mesurée en angström (Å).

Une grande complexité

La chromosphère est certainement l’une des régions les plus complexes de l’atmosphère solaire. Un grand nombre de domaines distincts de la physique interviennent dans cette région, ce qui la rend très délicate à comprendre et à étudier. La topologie du champ magnétique y est d’une telle complexité qu’il est difficile de se la représenter en 3-D (voir l’illustration ci-contre d’une simulation numérique1). Qui plus est, le champ magnétique y est très dynamique et bouge au gré du plasma en surface en perpétuel mouvement. Une illustration imagée serait celle de l’eau en ébullition dans une casserole. Les bulles remontant à la surface seraient similaires aux bulles de plasma remontant à la surface du Soleil. Le champ magnétique émerge aux interfaces de ces bulles, il est donc contraint d’évoluer au gré de ces dernières.

Une frontière nette avec la couronne

La chromosphère possède des températures proches de la surface solaire, autour de 5500°C avec une progressive augmentation vers ~10000°C. Cependant la couronne, elle, est le siège de températures extrêmes montant à plusieurs millions de degrés celsius (comme présenté dans la section “La Couronne Solaire”). Cela représente donc une grande variation de température entre ces deux régions. En fait, cette frontière entre ces deux régions a une certaine épaisseur (bien que très fine), et elle est appelée région de transition. Ce nom vient du fait qu’en passant de la chromosphère à la couronne on change drastiquement de régime, c’est-à-dire que les propriétés du plasma sont drastiquement différentes voire opposées. On passe d’un plasma “froid” où le champ magnétique est contrôlé par les mouvements du plasma, à un plasma “chaud” où c’est le champ magnétique qui contrôle les mouvements du plasma. Pour savoir ce qu’est un plasma, le lecteur est invité à se référer au paragraphe “Le vent solaire est un plasma” de la section “Le vent solaire”.

Un peu d’histoire…

Il y a soixante-deux ans exactement, un américain de l’Université de Chicago, Eugene Parker, identifie pour la première fois le vent solaire. Il surnomme ainsi un phénomène que l’on soupçonne depuis les années 1850 de peindre les aurores polaires ou de perturber le télégraphe en attaquant le champ magnétique terrestre. A l’époque, on imagine des paquets de particules chargées émis de temps à autre par le Soleil qui se propagent dans le vide. Au début du XXème siècle, le physicien norvégien Kristian Birkeland étudie sous toutes les coutures les aurores, concluant à l’existence de particules chargées émises en permanence du Soleil, et non de manière sporadique. Un demi-siècle plus tard, ce ne sont pas les aurores mais les comètes qui amènent l’allemand Ludwig Biermann à postuler qu’un flot continu de particules chargées venant de notre étoile pourrait expliquer la direction de la queue ionique des comètes et, peu de temps après, l’anglais Sydney Chapman avance que l’atmosphère du Soleil pourrait s’étendre bien au delà de l’orbite terrestre, et que notre planète baignerait dedans. Quand Eugène Parker publie en 1958 que tous ces Européens doivent parler d’une seule et même chose, un “gaz interplanétaire” qu’il appelle à l’oral “vent solaire”, le débat scientifique s’enflamme et des campagnes d’observations voient le jour. Dès 1959, les premiers satellites confirment les résultats de Parker.

Le vent solaire est un plasma

En 1928, Irving Langmuir (1881-1957) a introduit le mot “plasma” pour désigner un gaz partiellement ou totalement ionisé. En 1963, David A. Frank-Kamenezki désigne pour la première fois le plasma comme le “quatrième état de la matière”. Le vent solaire est un plasma. C’est-à-dire que le vent solaire est un gaz qui, au niveau de l’orbite terrestre, est dix milliards de milliards de fois moins dense que l’air au niveau de la mer sur Terre. Sa température dépasse les cent mille degrés et sa vitesse moyenne est de plus d’un million de kilomètres par heure. Dans ces conditions extrêmes, on ne parle plus de gaz mais de plasma, car la matière est dans un état où la majorité des atomes sont ionisés. Un plasma est donc un ensemble de particules chargées, des ions et des électrons, globalement neutre du point de vue électrique et qui présente néanmoins un comportement collectif. Ce dernier point signifie que lorsqu’on applique au plasma une perturbation, un grand nombre de particules de celui-ci sont impliquées dans la réponse macroscopique à la perturbation. Le plasma conduit l’électricité et interagit avec le champ magnétique. Le champ magnétique guide le plasma, mais celui-ci peut à son tour modifier le champ magnétique. De par sa nature de plasma, le vent solaire est étudié à des échelles diverses par différentes théories.

Principales caractéristiques du vent solaire

Le vent solaire s’échappe en permanence de la couronne solaire, l’atmosphère principalement composée d’hydrogène chaud ionisé qui entoure le Soleil et résulte des réactions nucléaires qui ont lieu au sein de notre étoile. En effet, une petite fraction des ions contenus dans la couronne solaire a une vitesse thermique supérieure à la vitesse de libération du Soleil (qui est d’environ 618 km/s [Russell et al., 2016]), et échappe donc à l’attraction gravitationnelle du Soleil pour se propager radialement depuis le Soleil jusqu’aux confins de l’héliosphère, qui délimite la sphère d’influence du Soleil. Le vent solaire présente deux composantes principales : aux hautes latitudes, on observe essentiellement le vent solaire rapide tandis que dans le plan de l’écliptique, où se trouvent les planètes, on mesure le vent solaire lent et le vent solaire rapide en proportions variables selon l’activité solaire.

Texte adapté de la thèse de doctorat de Léa Griton (chapitre 1)