Le Soleil est une source permanente de rayonnement électromagnétique. Elle prend sa source dans l’existence d’un gradient de pression important entre la couronne solaire et l’espace interstellaire. Cette différence de pression “entraîne” les particules vers l’extérieur en dépit de l’attraction gravitationnelle du Soleil.
Dans un premier temps, l’existence de ce vent solaire a été imaginée sous forme sporadique au vu des mesures du champ magnétique terrestre qui montrait de petites variations (activité géomagnétique) qui était corrélées à des phénomènes observables à la surface du Soleil (activité solaire). Les travaux décisifs montrant la nature essentiellement permanente d’un flux de particules sont dus à Hoffmeister, puis à Biermann entre 1940 et 1955.
Ils sont basés sur l’étude des queues des comètes. En effet, leur orientation anti-solaire (après correction de l’aberration due au mouvement propre de la comète) ne peut être expliqué par la seule action de la pression de radiation et l’on doit alors invoquer l’existence d’un flux de particules permanent venant du soleil.
Le Soleil, comme toute autre étoile, subit en permanence cette perte de masse s’échappant des couches externes de l’atmosphère vers le milieu interplanétaire. Chaque seconde, 10⁹ kg de matière (électrons, protons et particules alpha) sont expulsés formant ainsi le vent solaire.
Classification de Richardson et Can du vent solaire proche de la Terre.
Des études, menées par certains auteurs Richardson et al. ,ont classé le vent solaire proche de la Terre en trois types de flux, sur la base de l'inspection des paramètres de plasma et de champ magnétique du vent solaire dans la base de données OMNI et de données supplémentaires (par exemple, indices géomagnétiques, observations de particules énergétiques et de rayons cosmiques). Ces types de flux sont :
(1) des flux à grande vitesse associés aux trous coronaux au Soleil,
(2) des vents solaires inter-flux lents, et
(3) des flux transitoires provenant d'éjections de masse coronales au Soleil, y compris des éjections de masse coronales interplanétaires et les chocs en amont associés et les régions post-choc.
La classification du vent solaire dans des études précédentes a commencé avec des observations en 1972.
Caractéristiques du vent solaire
Les observations in-situ par les premières sondes spatiales soviétiques Lunik 2 et Lunik 3 en 1960, suivies en 1962 par les mesures détaillées de la sonde Mariner 2 confirmèrent sans le moindre doute l’existence d’un vent solaire permanent de vitesse moyenne ≈ 500km/s dont les valeurs typiques observées à une distance de 1UA ont été reportées dans le tableau:
Le vent solaire, le milieu interplanétaire et la composante Bz
Le plasma chaud de la couronne solaire n’est pas gravitationnellement lié et un flot de matières ionisée, le vent solaire, s’échappe continuellement de l’atmosphère solaire (Parker,1958, 1959). La perte de masse du Soleil due au vent solaire et l’énergie emportée par celui-ci (respectivement 1.6 × 10⁹ kg/s et
1.8 × 10²⁰ J/s) sont négligeables devant la masse du Soleil. Le vent solaire emporte également un faible champ magnétique orienté dans une direction presque parallèle au plan de l’écliptique mais faisant un angle moyen de 45°avec la direction Soleil–Terre au niveau de l’orbite terrestre.
Le vent solaire (cf. Figure 3) est un maillon essentiel des relations Soleil–Terre. C’est pourtant celui dont le rôle est le plus difficile à appréhender et à modéliser, car les observations sont difficiles et, le plus souvent, indirectes. Il comprend deux types d’´ecoulement : le vent lent à 400 km/s, généralement issu de l’équateur, et le vent rapide, à 800 km/s en provenance des trous coronaux. Ces régimes de vent solaire rapide ont tendance à être récurrents sur des périodes de 27 jours, liées à la période de rotation du champ magn´etique à grande échelle, et sont la source d’orages géomagnétiques récurrents. Les structures et régions présentes dans le vent solaire sont principalement :
– les régions d’interaction entre les écoulements lents et les écoulements rapides (CIR pour Co-rotating Interaction Regions) dont la formation est dominante dans les latitudes comprises entre 0 et 20°;
– la nappe de courant interplanétaire (HCS pour Heliospheric Current Sheet) ;
– la signature du milieu interplanétaire des CMEs, associés ou non aux ondes de choc interplanétaires, et à des nuages magnétiques (ICMEs).
Le vent solaire agit à la fois par sa structure mêmes et par son rôle de support de propagation des perturbations solaires, telles que les particules énergétique produites dans les éruptions solaires ou dans les chocs interplanétaires et les CMEs. La topologie et la structure des lignes du champ mamagnétique interplanétaire (IMF pour Interplanetary Magnetic Field), qui gouvernent la propagation des particules, peuvent dans certains cas affecter cette propagation et donc les effets terrestres qui en résultent. Ce rôle ambigu du milieu interplanétaire peut être illustré par des exemples précis d’événements transitoires qui paraissent majeurs au niveau du Soleil et dont l’impact terrestre est mineur, ou d'événements mineurs au niveau du Soleil ayant un impact terrestre important.
Les nuages magnétiques (Burlaga et al., 1981; Burlaga, 1988; Klein & Burlaga, 1986;
Webb et al., 2000b), ou ICMEs, correspondent à des structures particulières du milieu interplanétaire liées à des tubes de flux torsadés avec un champ magnétique supérieur à la moyenne et hélicoïdal. Gopalswamy & Thompson (2000a) ont évalué leur vitesse de propagation : de 100 à 1 000 km/s près du Soleil à 350 à 550 km/s à 1 UA. Si une association statistique entre ces ICMEs et les CMEs a été rapportée dans la littérature, le lien détaillé entre les
phénomène est loin d’êtres établi. Il semble cependant que les ICMEs sont souvent associées à la production d’un halo-CME.
Enfin, il y a une corrélation entre l’activité géomagnétique et l’existence d’une composante orientée vers le Sud du champ interplanétaire ; dans ce cas, l’´energie magnétique du vent solaire peut être éjectée directement dans la magnétosphère, où elle est essentiellement reconvertie en énergie cinétique. Lors du passage d’une ICME où le champ magnétique serait pendant une assez longue durée, dirigé vers le Sud, une augmentation de l’activité gééeomaétique (Gosling et al., 1990, 1991; Vennerstroem, 2001) est g´en´eralement obobsée.
L’inintensé de l’orage géomagnétique varie en fonction de l’intensité de la composante Bz orientée vers le Sud du champ interplanétaire. Entre 1972 et 1982, il a ainsi été prouvé que 59 % des orages géomagnétiques les plus intenses étaient liés à des ICMEs.
Les différents processus d’accélération pour les deux composantes du vent solaire sont encore mal compris. Néanmoins il est probable que des ondes magnéto-sonores apportent une ccontribution à l’accéleration du vent solaire, et que des instabilités magnétohydrodynamiques, cconduisent à la formation de plasmoïdes observés dans les “streamers”, soient responsables du vent solaire.
Les facteurs d’influence sur l’environnement terrestre
Les interactions (Lilensten & Blelly, 1999) entre le Soleil et la Terre (cf. Figure A.3) sont essentiellement de quatre types :
– l’interaction gravitationnelle : la masse du Soleil commande le mouvement de la Terre dans l’espace. La pr´esence des autres plan`etes du Syst`eme Solaire perturbe ce mouvement et entraîne des variations de l’orbite de la Terre, et donc du flux de rayonnement reçu par la Terre ;
– l’interaction électromagnétique (rayonnement) : le rayonnement du Soleil maintenant notre planète à bonne température est la source quasi-unique de toutes les chaînes énergétiques de l’atmosphère, des océans et de la biosphère ;
– l’interaction magnétique : le champ magnétique du Soleil s’étend loin dans le système solaire, et interagit fortement avec celui de la Terre ;
le vent solaire ou l’interaction particulaire : le flux de particules en provenance du Soleil interagit violemment avec les hautes couches de l’atmosphère et le champ magnétique de la Terre. Ses variations, souvent violentes, peuvent induire des phénomènes importants dans l’environnement terrestre.
Les deux premières interactions (interaction gravitationnelle et le rayonnement visible) peuvent être considéerées comme “constantes” sur les échelles de temps “humaines” ; le rayonnement non-visible (UV notamment) varie considérablement dans certaines gammes de longueurs d’onde. La diminution de la masse solaire provoquée au centre par la combustion de l’hydrogène, et en surface par le vent solaire, même si elle se chiffre en millions de tonnes par seconde, n’est pas significative par rapport `a la masse totale de notre étoile.
Les fluctuations du rayonnement total sont relativement faibles. Par contre, l’activité magnétique, le vent solaire et les rayonnements UV et X sont très fluctuants, et leur étude débouche sur une véritable “météorologie de l’espace” (Lilensten & Blelly, 1999; Lilensten &Bornarel, 2000).
Les conséquences de ces phénomènes solaires sont en effet très nombreuses pour notre environnement terrestre et spatial : irradiation des satellites en orbite, transport de l’´energie, perturbations radio, ... sans compter sur le climat global encore discutées.
