Le Vent Solaire et les Relations Soleil-Terre

Le Vent Solaire

Vitesse du vent solaire selon le modèle de Parker

La couronne n'a pas de frontière précise et se fond dans le milieu interplanétaire. L'expansion de la couronne se manifeste par un flot de matière ionisée qui baigne tout le système planétaire : le vent solaire.

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^-1, mais il existe en fait deux régimes de vent : le vent rapide (> 700 km·s^-1) peu dense et le vent lent ( 300 km·s^-1) et dense.

Le vent solaire rapide provient des trous coronaux. " L'accélération " du vent solaire, et en particulier du vent solaire rapide, est tout comme le " chauffage " de la couronne un des grands sujets de recherche en physique solaire.

Magnétosphère terrestre — modèle des lignes de force du champ magnétique au voisinage de la Terre —

En passant au voisinage de la Terre, le vent solaire modifie la forme et la structure du champ magnétique autour de la Terre. Le vent solaire est en effet dévié par le bouclier magnétique terrestre.

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. L'environnement magnétique de la Terre constitue la magnétosphère. Autour de la Terre, existe une frontière très nette : la magnétopause au-delà de laquelle s'écoule le vent solaire.

Structure en spirale d'Archimède du champ magnétique interplanétaire selon le modèle de Parker

Le vent solaire emporte avec lui une infime partie du champ magnétique solaire. Ceci est à l'origine de l'existence du champ magnétique interplanétaire dont les lignes dessinent une spirale d'Archimède (dite de Parker). Au niveau de l'orbite terrestre, le champ magnétique interplanétaire fait un angle d'à peu près 45° avec la direction Soleil-Terre.

Représentation schématique du lien entre structure de la couronne solaire et types de vent solaire
© YOHKOH & ULYSSE

Le Soleil et l'Environnement Terrestre

Le Soleil influence l'environnement terrestre de trois façons différentes :

L'absorption du rayonnement X et UV solaire chauffe l'atmosphère terrestre et la fait se dilater. Les satellites en orbite sont freinés plus fortement quand ce rayonnement est élevé. Ceci se produit lorsque de nombreuses régions actives sont présentes sur le Soleil ou lors d'éruptions solaires.
Des particules chargées (électrons et ions) accélérées lors des éruptions solaires pénètrent dans les régions polaires du bouclier magnétique terrestre. Elles accélèrent l'érosion des panneaux solaires des satellites et peuvent perturber les électroniques de bord.
Le vent solaire et ses variations de pression liées à l'alternance des vents solaires lent et rapide ou aux perturbations engendrées par les ondes de choc des éruptions solaires ou par les éjections de masse coronale ont des effets plus indirects. Ceci est illustré pour l'éruption solaire du 2 mai 1998 et ses effets sur le champ magnétique terrestre. Les variations de pression du vent solaire déclenchent des perturbations du champ magnétique terrestre appelées " orages géomagnétiques ". Le nombre de particules chargées au voisinage de la Terre contenues dans les " ceintures de radiation " – dites de Van Allen – augmente, des particules sont précipitées près des pôles terrestres dans la basse atmosphère et sont à l'origine des " aurores polaires ". Ces dernières peuvent également endommager les satellites et entraîner au niveau du sol des problèmes de liaisons par câbles, voire des coupures de l'alimentation électrique sur de grandes régions.

Le Vent Solaire et les Relations Soleil-Terre en Equations

La couronne solaire et son extension dans le milieu interplanétaire ont été modélisées en 1958 par Parker dans le cadre de la théorie de la mécanique des fluides.

Les équations suivantes sont résolues en supposant que la couronne est isotherme (partout à une même température), à symétrie sphérique, en l'absence de champ magnétique. Elles expriment la conservation de la masse et de la quantité de mouvement dans un fluide :

pour un élément de fluide de densité animé d'une vitesse d'expansion , où est la pression dans le fluide et où est l'attraction gravitationnelle du Soleil.

avec constante d'attraction universelle et masse du Soleil.

Plusieurs solutions au problème existent dont une solution de type " vent " qui prévoit les vitesses d'expansion du vent suivantes :

Figure sur le modèle de vent

Ce modèle ne permet pas d'expliquer toutes les propriétés du vent solaire qui sont observées, et en particulier la vitesse du vent solaire rapide originaire des trous coronaux . D'autres sources d'énergie doivent être dissipées dans la couronne et fournies au vent (par exemple, énergie contenue dans les ondes). Ces processus ne peuvent être décrits dans le cadre de la théorie de la mécanique des fluides. L'accélération du vent solaire est un sujet de recherche important en physique solaire. Les observations des satellites SOHO et ULYSSES fournissent à l'heure actuelle de nombreuses contraintes aux modèles de vent solaire qui ont été développés depuis trente ans et continuent encore à l'être.

Dernière mise à jour le 8 décembre 1999.