trouvé sur suivi-soleil.com
Les relations Soleil - Terre
La chaîne des relations
Soleil-Terre a ses racines dans le Soleil et influence l'environnement
de la Terre. Elle peut se schématiser suivant les deux
principales régions de l'héliosphère.
Le Soleil
En 1962, la sonde Mariner 2
confirmait les soupçons des astronomes du XIXème siècle : un "vent
solaire" souffle du Soleil en permanence jusqu'aux confins du
système solaire et délimite sa "zone d'influence",
l'héliosphère. Il est constitué d'un plasma (gaz ionisé) qui contient
principalement des protons et des électrons. Bien que
correspondant à une perte de masse de un million de tonnes
par seconde, ce plasma est très peu dense. Il véhicule néanmoins le
champ magnétique du Soleil, qui parvient ainsi jusqu'à la
Terre. La sonde ULYSSES
a révélé qu'il en existe en fait deux sortes : un vent "rapide" (700
km/s) qui s'échappe
surtout des pôles par les trous coronaux, régions où le
champ magnétique du Soleil est moins intense, et un vent "lent" (400
km/s), plutôt aux basses latitudes héliographiques, où la
contrainte du champ magnétique est plus forte.
Notre étoile a une autre
particularité : n'étant pas rigide, ses différentes parties ne tournent
pas à la même vitesse aux pôles et à l'équateur. Cette
rotation différentielle fait que les lignes de champ
magnétique se tordent, se brisent et se reconnectent, formant des
boucles. Parfois, celles-ci, remplies de plasma, se rompent dans une
brutale libération d'énergie sous forme de rayonnement (,
X, UV) et de particules. Le gaz chaud est expulsé dans
l'héliosphère. C'est alors l'éruption. Si elle se produit
sur la face du Soleil tournée vers la Terre, le flot de particules très
rapides (plus de 30 000 km/s ) met à peine 30 à 60
minutes pour parcourir les quelque 150 millions de
kilomètres qui nous séparent du Soleil.
Plus haut, dans la couronne -
une région très étendue constituant l'atmosphère externe du Soleil
(c'est le voile argenté très ténu que l'on voit lors des
éclipses) -, des phénomènes similaires peuvent se produire:
les éjections coronales de matière, communément appelées CME (Coronal
Mass Ejections). Ces perturbations du vent solaire
(probablement dues elles aussi à des phénomènes de
magnétisme) s'accompagnent d'une expulsion de plasma et d'une onde de
choc qui se propage dans l'héliosphère. Les particules éjectées,
bien que moins rapides que celles des éruptions, parviennent
à la Terre en deux ou trois jours.
Pour suivre l'activité
solaire, les scientifiques s'appuient sur un indicateur fondamental :
les taches solaires. Remarquées par les Chinois il y a plus de
2 000 ans, observées notamment par Galilée vers 1610, ces
taches noires se trouvent entre 10° et 40° de latitude. Leur diamètre
varie entre 50 et 50 000 km pour les plus grandes. Elles
résultent du confinement du plasma solaire par des lignes de
champ magnétique. Ainsi isolé, il se refroidit et forme une région plus
sombre. Le premier à avoir remarqué une périodicité
dans l'apparition des taches est un astronome amateur
allemand, pharmacien de profession, Samuel Heinrich Schwabe, en 1843.
Celui-ci a observé le Soleil 17 ans durant. Il a pu ainsi
constater que les taches suivent un cycle de 11 ans avec une
phase ascendante (4 ans environ), durant lequel leur abondance croît,
en même temps qu'elles migrent vers les régions
équatoriales, un maximum puis une phase descendante,
généralement plus longue (7 ans environ). Les pics du cycle des taches
correspondent à une augmentation de l'énergie magnétique du
Soleil. La cause en est encore mal comprise. Mais on
constate que plus il y a de taches, plus les phénomènes violents du
Soleil - éruptions et CME - sont fréquents.
Du point de vue des
astronomes, le minimum du 23ème cycle a eu lieu en 2008-2009. Le début
du 24ème cycle est prévu en 2010 avec un maximum en
2012-2013.
Face aux sautes d'humeur du
Soleil, notre planète dispose de deux protections naturelles : la
magnétosphère, écran apporté par le magnétisme interne, et
l'ionosphère, couche supérieure de l'atmosphère.
La magnétosphère
Heureusement, notre planète
possède une protection contre les particules provenant du Soleil : son
champ magnétique naturel. S'il n'existait pas, les doses
de radiations la rendraient parfaitement inhabitable. La
Terre est à l'intérieur d'une cavité, la magnétosphère, qui dévie les
flots de particules du vent solaire et des éruptions. Par
ailleurs, l'atmosphère terrestre absorbe plus de la moitié
du rayonnement solaire, ultraviolets et rayonnement X compris.
La protection de la Terre
contre les humeurs du Soleil, assurée par son champ magnétique naturel,
n'est pas efficace à 100 %. Lors des éruptions et CME, les
particules chargées qui arrivent au voisinage de la Terre
sont déviées par la magnétosphère. Mais celle-ci possède un point faible
: les hautes latitudes, tout particulièrement les pôles.
Là, les lignes du champ magnétique convergent et forment une
sorte d'entonnoir. Les protons peuvent s'y engouffrer.
Les CME, lorsqu'elles
atteignent la Terre, s'accompagnent d'une onde de choc qui comprime la
magnétosphère. Celle-ci peut être ramenée à 20 000 km à peine
de la surface de la Terre. Par ailleurs, le champ magnétique
du Soleil, qu'elles transportent, perturbe la magnétosphère terrestre.
La
magnétosphère terrestre est une région
facilement accessible aux satellites, qui peuvent mesurer in
situ les caractéristiques du plasma : densité, degré d'ionisation,
composition, distribution en énergie des particules, ondes,
etc...
Le plasma dans le système solaire est caractérisé par une
structure cellulaire avec des zones frontières fixes séparant des
régions aux caractéristiques variées. Des transferts de masse
et d'énergie sont observables entre ces régions.
Trois régions sont particulièrement intéressantes à
étudier :
les régions
d'interface avec le vent solaire chaud (onde de choc, magnétogaine,
magnétopause) où celui-ci est brusquement ralenti chauffé et
dévié de sa trajectoire par le champ magnétique terrestre,
les "réservoirs" de plasma froid que constituent l'ionosphère et la magnétosphère interne (plasmasphère)
les régions d'accélération de particules, c'est à dire la queue magnétosphèrique et surtout les régions aurorales.
Les
régions aurorales situées dans les deux hémisphères
jouent un rôle particulier dans le fonctionnement de la
"machine" magnétosphèrique, c'est à dire dans la formation et
l'écoulement des courants qui connectent les différentes régions de
la magnétosphère.
On a pu ainsi vérifier que les courants les plus importants
se trouvaient au niveau de l'ionosphère, c'est à dire là où les
particules chargées sont entraînées par l'atmosphère neutre.
Cependant il existe aussi des courants dans la magnétosphère
externe et entre celle-ci et l'ionosphère. Leur connaissance est
indispensable pour bien comprendre la dynamique des
particules dans ces régions.
Par ailleurs la magnétosphère se caractérise par la présence
de champs électriques et magnétiques, statiques et dynamiques. Les
ondes électromagnétiques peuvent être extrêmement intenses
comme par exemple, le rayonnement kilométrique auroral (AKR)
: sa puissance est maximale vers 300 KHz et il constitue la source
radio naturelle la plus intense émise par la Terre.
Tous ces champs interagissent entre eux ainsi qu'avec le
milieu ambiant. Ils jouent donc un rôle clé dans le transport et le
chauffage du plasma.
En définitive, l'environnement ionisé de la Terre est
extrêmement complexe et sa compréhension nécessite la mise en place de
différents programmes spatiaux mettant en œuvre plusieurs
techniques de mesures et cela à différentes échelles.
Quelques découvertes et résultats récents
Physique solaire : intérieur et basse couronne
Le satellite SOHO a fortement contribué à la connaissance de la structure du Soleil et
à la reconnaissance de la physique des relations Soleil - Terre.
La rotation rigide du Soleil
le plus interne apparaît plus lente que celle des régions externes à
certaines latitudes. Le rôle de la tachocline est reconnu
dans les processus dynamo et la régulation des cycles. La
circulation convective méridienne est montrée. L'image d'un intérieur
solaire extrêmement structuré, où la dynamique de fines
couches s'avère fondamentale, s'impose aujourd'hui (Figure
ci-dessous). En combinant la physique solaire et la physique des
particules, on aboutit à la validation du modèle de la
machinerie solaire interne et on met en évidence des
oscillations du neutrino et, donc, de sa masse éventuelle.
Vue tridimensionnelle
des écarts de vitesse dans les couches internes du Soleil et à sa
surface. Des "jets" dans les régions polaires, la présence
d'une couche de fort cisaillement (tachocline, vers
0,7 Rs) et la structuration en latitude de la rotation sont bien
apparentes. Ces mesures sont obtenues par les techniques
d'héliosismologie et les instruments de Soho.
Les différents modes du vent
solaire (rapide et lent) et leur lien avec l'activité solaire et des
structures photosphériques particulières est décrit.
L'importance de la reconnexion aux différentes échelles dans
le chauffage coronal est soulignée. Les ondes de Moreton, précurseur
des CMEs, sont décrites. La structuration magnétique de
la photosphère, de la chromosphère et de la basse couronne
est aujourd'hui reconnue comme cruciale dans les phénomènes de pertes de
masse. De plus, les processus à très petites échelles
s'avèrent fondamentaux pour le chauffage.
La mission STEREO
a permis pour la première fois de reconstruire non seulement la
troisième dimension, mais aussi la dynamique de structures
observées dans la couronne solaire (voir ci-dessous). L'observation des
régions polaires de notre étoile obtenue par ces sondes
lève en partie le voile sur des formations appelées "plumes
polaires", dont la structure reste encore mal connue, mais qui
pourraient jouer un rôle important dans l'accélération du vent
solaire. Jusqu'à présent, une controverse existait quand à
la nature même de ces objets : les plumes sont-elles des tubes de champ
magnétique ou des effets d'alignement sur la ligne de
visée ? Les résultats obtenus montrent qu'en fait les deux
types de structures peuvent coexister.
Reconstructions tridimensionnelles obtenues grâce à la mission STEREO
Physique solaire (zone externe) et héliosphère
Des écarts de la couronne par
rapport au modèle magnéto-hydrodynamique traditionnel ont été mis en
évidence. Les températures anisotropes et dépendant de
l'espèce des particules, indiquent un rôle des ondes
cyclotroniques dans le chauffage de la couronne. Des écoulements
systématiques vers le haut ont été identifiés dès la basse couronne
dans les trous coronaux, suggérant que le vent est accéléré
dès la base de la couronne. Ces mesures des paramètres détaillés du
plasma coronal montrent l'importance des processus
cinétiques dans le chauffage et le rôle fondamental de la
très basse couronne pour l'accélération du vent.
L'observation systématique
des CMEs (Coronal Mass Ejection) et des phénomènes associés dans la
basse couronne a fait des progrès significatifs, notamment en
ce qui concerne les perturbations à grande échelle (ondes
EIT) émanant des régions actives. Les couplages entre instabilité à
grande échelle et structuration magnétique à petite échelle
sont pour la première fois accessibles aux observations.
La présence systématique de
populations non thermiques de particules dans le vent solaire et de
processus explosifs d'accélération de particules dans la
couronne a été observée, parfois à des énergies relativistes
(atteinte du GeV en quelques secondes au maximum !). La notion
d'atmosphère solaire "calme" a perdu sa signification au profit
d'une vision dynamique à toutes les échelles observables.
Les mécanismes d'accélération
du Soleil éruptif sont très divers et extraordinairement efficaces. Or
cette efficacité n'est pas comprise (Figure
ci-dessous). L'étude in situ de l'interaction
héliosphère/milieu interstellaire/galaxie commence.
Images obtenues par
les instruments de Soho montrant la complexité topologique des champs
magnétiques coronaux ainsi qu'un exemple d'éjection de
masse coronale. Dans ce dernier cas, l'organisation
hélicoïdale du champ est très visible.
Magnétosphères terrestre et planétaires
Les missions CLUSTER et DOUBLE STAR sont une contribution majeure à l'étude de la magnétosphère terrestre.
Les échelles physiques des chocs dans les plasmas sans collision ont été identifiées.
Structuration 3D systématique des couches de courants magnétosphériques et caractères 3D de la reconnexion.
Physique de l'accélération : rôle relatif des ondes d'Alfvèn, des champs électrostatiques de grandes échelles, des structures
microscopiques.
Caractérisation
de la turbulence et évolution non linéaire des ondes d'Alfvèn ; avec
CLUSTER : mesure des courants (curlometer) et
décomposition spectrale (k-filtering).
La dernière génération de
satellites magnétosphériques ouvre effectivement des perspectives
entièrement nouvelles d'analyses de la dynamique des plasmas
spatiaux. Topologie 3D et structuration microscopique en
sont des éléments fondamentaux (Figure ci-dessous).
Exemple de relation
"micro/macro" physique étudiées grâce à Cluster. Seule la présence
simultanée des quatre satellites de Cluster permet de
reconstruire la configuration magnétique
"entrelacée", résultant vraisemblablement d'une reconnexion, montrée au
centre de la figure. Dans le même temps, les fonctions de
distribution des particules sont mesurées (ici les
ions) et permettent d'identifier au niveau microscopique les
modifications les plus fines de l'état local du plasma. Ici, un
très net chauffage (distribution 3) et une entrée
directe du plasma solaire dans l'environnement terrestre (distribution
4).
Les premières applications de
l'imagerie neutre ont vu le jour. GALILEO a permis de découvrir de
nouveaux cycles d'activité concernant Jupiter, liés à des
relaxations rapides d'énergie de rotation dans la
magnétosphère.
Interactions entre magnétosphère/satellites.
La première
magnétosphère propre d'un satellite. Ganymède a été découverte. Les
environnements planétaires sont des terrains privilégiés
d'études de phénomènes et de processus nouveaux.
Le microsatellite DEMETER,
lancé en Juin 2004 est toujours opérationnel en 2010 avec un
fonctionnement nominal des instruments. Les données recueillies tout
autour de la Terre ont mis en évidence les effets de
l'activité humaine sur la magnétosphère : influence des émetteurs TBF
utilisés pour les communications sur les particules des
ceintures de radiation et influence du rayonnement émis par
les harmoniques du 50 ou du 60 Hz. La Figure ci-dessous montre la
distribution géographique du flux des électrons de 200 keV
quasi piégés.
Distribution géographique du
flux des électrons de 200 keV quasi piégés. On note une large
augmentation du flux au niveau de l'anomalie de l'Atlantique Sud
et sa contrepartie dans l'hémisphère Nord où l'on observe
une décroissance, ainsi qu'une structure associée à l'émetteur NWC en
Australie. Cette dernière est détectée seulement à partir
de la côte ouest et suit la ligne L =1.7 (pointillé) comme
il est prévu pour la dérive des électrons.
Ionosphère, thermosphère et exosphère :
Les éruptions solaires
intenses de novembre 2003 ont été propices à des observations
remarquables : formation de "bulles" de plasma à basses altitudes (60
km), génération de molécules NOx, diminutions fortes de
l'ozone (70 %) lors des événements à proton. Que de tels phénomènes
puissent encore être découverts dans notre proche
environnement, que des processus aussi intenses que les
sprites soient juste décrits, sont de remarquables exemples de la
vitalité et du potentiel de ces domaines (Figure
ci-dessous).
Vue recomposée des
phénomènes se développant aux interfaces atmosphère / thermosphère /
Ionosphère, au-dessus des systèmes orageux (sprites,
elfes).
La décennie a été aussi celle
de la mise au point des modèles de couplages globaux
(atmosphère/thermosphère/ionosphère/magnétosphère) et du début de leurs
tests expérimentaux. Ces domaines recouvrent également les
thématiques "météorologie spatiale".
Au chapitre planétaire, avec GALILEO, les premiers résultats MARS EXPRESS et
CASSINI, de nouveaux chapitres sont en train de s'ouvrir concernant l'aéronomie, la physico-chimie exosphérique et
les processus de sputtering, processus qui se produisent sur Mercure et qui seront étudiés par la mission BEPICOLOMBO.
Par exemple, avec les mesures de MARS EXPRESS et VENUS EXPRESS, il a
été possible de préciser la configuration générale de
l'obstacle magnétique induit par l'interaction du vent
solaire avec l'ionosphère de Mars et de Vénus. Les premières mesures du
taux d'échappement de certains ions ont été réalisées,
prouvant la réalité du phénomène d'érosion atmosphérique.
|
Les grands axes SHM
De l'analyse de ces résultats découlent trois axes majeurs :
Axe 1 : interactions "inter-échelles", turbulence et non-linéarités
Cet axe relève de
problématiques générales de la physique. Rappelons cependant que les
plasmas ne peuvent pas être assimilés aux fluides classiques,
liquides et gaz. Une difficulté essentielle provient de
l'absence d'équations "constitutives" raisonnablement générales et
adéquates pour relier la physique des petites échelles à celles
des évolutions macroscopiques. Ces milieux sont souvent sans
collision et des notions relevant par exemple de la diffusivité,
compressibilité, viscosité, adiabaticité n'ont pas de raison
d'être a priori. Aujourd'hui, quelques énoncés généraux
s'imposent concernant la physique des milieux du système solaire
représentatifs des environnements ionisés et/ou peu denses
existant partout dans l'Univers :
La
structuration spatiale des milieux ionisés et magnétisés est l'élément
primordial de leur dynamique et de leur activité. Cette
structuration, 3D dans la plupart des cas, régit par exemple
les processus de création et d'annihilation des champs magnétiques.
Cette structuration est évolutive, avec des échelles
temporelles s'étalant sur de nombreux ordres de grandeurs,
des temps "électroniques" aux temps d'émergences "MHD". Avec la
propagation des "chocs", les processus d'annihilation
apparaissent de plus en plus centraux dans tous les
mécanismes d'accélération et de chauffage des particules.
L'activité de
ces milieux met systématiquement en œuvre des modifications
microscopiques de l'état du plasma. Que la structuration spatiale ne
rende pas compte seule des phénomènes observés est une des
leçons récentes de l'exploration in situ. Les bases de ces modifications
microscopiques peuvent être : la génération de
structures spatio-temporelle cohérentes, le développement
d'une turbulence et/ou d'interactions ondes/particules plus ou moins
cohérentes. Ces modifications microscopiques régulent très
vraisemblablement le développement de l'activité et fixent
la part relative du chauffage, de l'accélération et du rayonnement
résultant du transfert énergétique.
On ne peut
comprendre la dynamique de ces milieux en isolant les structures (arche
coronale, queue magnétique, disque en rotation, jet, etc.)
de leur contexte et en négligeant les conditions de leur
formation. Le rôle des conditions aux limites et des interactions entre
les différentes régions d'un environnement paraît
maintenant fondamental. L'examen des instabilités propres de
structures isolées et idéalisées ne peut donner la clef de la
compréhension de la dynamique de ces milieux.
Axe
1 :Conceptualisation des interactions "multi-échelles" et des liens
entre "micro" et "macro-physique", formation et
annihilation des structures 3D, turbulence et dynamique des
systèmes complexes sont des thèmes scientifiques majeurs des disciplines
SHM qui relèvent tous de la physique
fondamentale.
Tout progrès dans ces
domaines aura un impact direct sur la résolution des problèmes SHM
classiques : dynamo solaire, structuration de l'intérieur solaire,
chauffage de la couronne, génération des différents vents,
accélération et chauffage des ions et des électrons, équilibres
magnétiques et reconnexion (THEMIS),
sous-orages et dissipations explosives d'énergies, chocs, interactions
avec les populations neutres. Les applications à d'autres
domaines astrophysiques sont évidentes. On doit également
noter que les problématiques traitées sous cet angle sont souvent
connectées à celles de la physique des plasmas de laboratoire
et de fusion.
La difficulté de ces
thématiques justifie une approche expérimentale ambitieuse qui allie (1)
l'analyse 3D multi-échelles et (2) la haute résolution
temporelle. Cette approche concerne tout autant l'analyse in
situ du milieu spatial que l'observation "à distance" de
l'environnement et de la surface solaire.
Axe 2 : Exploration et connaissance des environnements
L'étude et l'analyse des
environnements des objets du système solaire restent complètement
d'actualité. L'existence d'un potentiel de découvertes, posant de
réelles questions relevant de la compréhension des processus
physico/chimiques sous-jacents, est démontrée à chaque nouvelle
exploration. Ceci concerne aussi un milieu pourtant bien
étudié : l'environnement terrestre. La raison principale en
est la complexité des relations inter-régions ou inter-couches de ces
environnements et leur rôle primordial dans la
dynamique.
Axe
2 : L'analyse et la compréhension des interactions inter-couches des
environnements du système solaire, en premier chef de
la Terre et du Soleil mais aussi des planètes, est un axe
fondamental de la prospective SHM. Cet axe rejoint les préoccupations de
"météo de l'espace".
L'exploration des objets et
des environnements du système solaire est un élément essentiel de la
stratégie expérimentale de "SHM". Aujourd'hui, cet axe
concerne en premier chef des missions comme Mars Express,
Cassini et STEREO. Dans chaque cas, l'effort expérimental
s'accompagne d'un travail de mise au point de modèles numériques et de simulations spécifiques.
Axe 3 : Histoire des relations Soleil/planètes, climatologie et cycles solaires longs
Pour des raisons évidentes,
ce domaine est actuellement en pleine explosion. L'existence de
variations de l'irradiance solaire sur des cycles longs et de
leurs possibles effets climatiques est le cœur d'un débat à
fortes incidences sociétales. Ces sujets offrent une problématique de
type "historique" aux domaines SHM. Ils sont à rapprocher
de certains domaines de l'aéronomie des planètes, comme par
exemple la transformation lente, sur des temps cosmogoniques, des
atmosphères planétaires en raison de leurs interactions avec
le vent solaire et les populations solaires énergétiques.
Ces questions rejoignent aussi des interrogations fondamentales portant
sur la vie dans l'Univers. D'un certain point de vue,
l'apparition, le développement et le maintien de la vie
peuvent être perçus comme les résultats d'une relation privilégiée entre
une source d'énergie (une étoile) et un substrat (une
planète et sa chimie intrinsèque). L'étude de ces relations a
un lien avec les thématiques SHM, même si à l'évidence les effets
solaires ne sont qu'un des nombreux facteurs affectant les
environnements.
La mission PICARD
doit permettre d'établir la relation entre le diamètre du Soleil et
le flux reçu par la Terre et aussi d'assurer la continuité
des mesures d'irradiation en recouvrement avec la mission SOHO.
Axe
3 : Les évolutions à long terme des environnements ont une dimension
relevant des interactions Soleil/Terre et
Soleil/planète. L'étude et la compréhension des processus
régulateurs de ces interactions, permettant le développement et le
maintien de la vie, sont des axes prospectifs forts pour les
disciplines SHM.
La stratégie expérimentale
SHM doit prendre en compte la dimension à long terme des interactions
Soleil/Terre et Soleil/planètes. Cela justifie un aspect
"surveillance" des expériences.
Les contributions du CNES
pour le thème Soleil - Héliosphère - Magnétosphère (SHM) résident
essentiellement dans le soutien technique et financier des
équipes scientifiques françaises retenues sur les missions
européennes ou internationales, excepté pour la mission PICARD.
Source : Cnes