Structure de " vortex " régie par les lignes de force du champ magnétique du Soleil 3, 4 & 5 septembre 1994 © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Les champs magnétiques solaires ne se limitent pas aux couches basses de l'atmosphère solaire émettant la lumière visible. Ils sont aussi présents plus haut, dans la chromosphère, la couronne et l'espace interplanétaire. L'ensemble des directions des champs magnétiques dans ces différentes régions de l'espace définit des lignes de force, comme celles que la limaille de fer met en évidence près d'un aimant. Ces lignes de force " façonnent " la couronne solaire.

Dans les couches élevées de l'atmosphère solaire, les atomes présents ont perdu un ou plusieurs des électrons qui les constituent. Ils sont devenus des ions porteurs de charges électriques, sensibles comme les électrons au champ magnétique et au champ électrique. L'ensemble de ces ions et électrons constituent un fluide appelé plasma. Les lignes de force du champ magnétique peuvent confiner ce plasma, en imposant leurs directions comme directions de propagation des particules qui composent ce dernier.

Les champs magnétiques solaires et les courants électriques qui leur sont associés créent, au cours de leur évolution, des forces électromagnétiques gigantesques. Cette évolution concerne généralement des régions étendues. Ces forces électromagnétiques peuvent s'opposer à la gravité, maintenant en altitude des quantités importantes de plasma dans les protubérances solaires ou les éjectant vers l'extérieur dans les éjections de masse coronale, et accélérer à de très hautes énergies ions et électrons lors des éruptions solaires.

 

Protubérances et filaments

Protubérances

Protubérances vues au limbe du disque solaire dans la raie K3 du calcium © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Lors des éclipses de Soleil, une mince enveloppe sphérique ayant une extension radiale de quelques milliers de kilomètres apparaît autour du Soleil. Elle est rouge, d'où le nom de chromosphère qui lui est donnée, du fait de la contribution dominante du rayonnement rouge de l'hydrogène. Les photons rouges observés, dits photons , résultent d'un des changements d'énergie les plus probables des atomes d'hydrogène, les autres changements d'énergie conduisant à l'émission de photons dans l'ultraviolet qui ne peuvent être observés que de l'espace.

L'usage d'un filtre rouge ne laissant passer que les photons  permet d'observer la chromosphère en dehors des éclipses. Elle apparaît alors comme un disque imparfait. On peut distinguer en certaines régions de son bord des structures brillantes protubérantes, gigantesques bobinages – des structures spiralées peuvent y être observées – constitués essentiellement d'hydrogène, à des températures de l'ordre de dix à vingt mille degrés. Ce sont les " protubérances " solaires.

Protubérance observée par l'instrument EIT du satellite SOHO le 13 mars 1999 — remarquer la Terre représentée à l'échelle qui donne une idée de l'ampleur du phénomène — © SOHO/EIT

Des champs magnétiques d'intensité comparable au champ magnétique terrestre y sont présents. Ils freinent la chute de l'hydrogène et des autres éléments de l'atmosphère et forment ainsi des protubérances. Ce freinage se produit lors de collisions avec les ions et électrons de l'atmosphère solaire, qui tournent autour des lignes de force du champ magnétique. Il est particulièrement efficace là où le champ magnétique est horizontal.

Protubérances remarquables de 1998
© Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Protubérances remarquables de 1999
© Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Carte synoptique des protubérances pour la rotation N° 1937
© Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Filaments

Filaments vus en projection sur le disque solaire dans la raie H alpha de l'hydrogène © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Le champ magnétique, lorsqu'il est horizontal, freine plus efficacement la matière. Les protubérances apparaissent donc aux frontières entre régions de polarités magnétiques opposées, sud et nord (les pôles magnétiques terrestres dits nord et sud attirent ou repoussent l'extrémité marquée nord de la boussole) au dessus desquelles le champ magnétique est horizontal. Les protubérances vues sur le disque solaire apparaissent donc allongées le long de ces frontières, d'où leur nom de " filaments ".

L'hydrogène non ionisé que contiennent les protubérances absorbe une partie des photons venus du Soleil. Aussi les filaments qui résultent de l'interposition des protubérances entre le Soleil et l'observateur sont-ils plus sombres que le disque solaire environnant.

Carte synoptique des taches, facules et filaments pour la rotation N° 1937
© Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

 

Eruptions solaires

Séquence temporelle de l'éruption solaire du 20 juin 1989 enregistrée à l'héliographe de l'Observatoire de Meudon © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Les éruptions solaires traduisent l'accélération, dans les champs magnétiques qui avoisinent les taches solaires, d'ions et d'électrons jusqu'à des énergies considérables. Les français et les anglo-saxons ont donné à ce phénomène des noms, " éruptions solaires " et " solar flares ", qui reflètent deux de ses aspects. Le terme " éruption " décrit la montée dans la haute atmosphère de plasma chromosphérique, telle qu'on peut l'observer au bord du disque solaire ; le terme " solar flare " provient de la forte augmentation de la brillance de la chromosphère observée sur le disque solaire.

L'augmentation de brillance et la montée du plasma chromosphérique observées résultent du bombardement de la chromosphère par des ions et des électrons accélérés plus haut dans l'atmosphère. Ce bombardement est limité dans l'espace et dans le temps. La surface solaire concernée par le phénomène n'est qu'un dix millième de la surface du disque solaire, ce qui représente cependant une étendue proche de celle de la surface du globe terrestre.

Les éruptions solaires sont brèves ; elles ne durent généralement que quelques minutes, mais les énergies mises en jeu sont considérables. Elles peuvent atteindre des milliards de fois celles mise en jeu dans une explosion nucléaire, c'est à dire des millions de fois la consommation annuelle d'énergie électrique de la France.

Eruption solaire du 23 septembre 1998 — noter la rapide augmentation de brillance entre les deux clichés pris à un jour d'intervalle — © Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

Chacune des particules accélérées peut atteindre des énergies que seuls les plus puissants accélérateurs pourraient leur communiquer au sol. Elles, et en particulier les particules légères que sont les électrons, peuvent atteindre des vitesses proches de la limite supérieure fixée par la théorie de la relativité, c'est à dire la vitesse de la lumière. L'énergie de ces particules est si élevée qu'elles peuvent produire par freinage, lors de collisions avec le plasma dans lequel elles se déplacent, des photons de très haute énergie, susceptibles de traverser la matière, comme des photons X – similaires à ceux utilisés en radioscopie – ou des photons encore plus énergétiques appelés photons  qui peuvent interagir avec les noyaux des atomes.

Film d'une éruption solaire observée en ultraviolet par le satellite TRACE © TRACE [MPEG 1294 ko]

Une des questions ainsi posée par le Soleil est de comprendre comment certaines régions de son atmosphère peuvent fonctionner comme des accélérateurs de particules. L'hypothèse la plus vraisemblable est que l'énergie gagnée par les particules est prise aux champs magnétiques de la région d'accélération, cette dissipation d'énergie magnétique se faisant là où des champs magnétiques de même direction mais de sens opposés sont proches l'un de l'autre et peuvent s'annihiler. Ce type de configuration se rencontre dès que la direction du champ magnétique change sur de courtes distances.

 

Ejections de matière

Film d'une éjection de masse coronale engegistrée par le coronographe LASCO C3 du satellite SOHO © SOHO/LASCO [MPEG 631 ko]

L'orientation et l'intensité des champs magnétiques qui soutiennent la matière des protubérances peuvent évoluer en moins d'une minute. Le plasma ionisé des protubérances, et par collision le gaz neutre qu'elles contiennent, peuvent alors être soumis à des forces verticales dirigées vers le haut " défiant l'imposante gravité du Soleil ", qui éjectent l'ensemble dans la couronne et l'espace interplanétaire. Le résultat est une éjection de masse coronale, appelée aussi CME (Coronal Mass Ejection).

Les éjections de masse coronale transportent des milliards de tonnes de matière. La détente, dans l'espace interplanétaire peu dense, du plasma initialement comprimé par les fortes pressions existant à la surface du Soleil, augmente son volume jusqu'à des tailles comparables à celle du Soleil. Une gigantesque bulle de plasma s'éloigne à vitesse supersonique du Soleil, à plus de 300 000 km/h, en ouvrant les lignes de force du champ magnétique solaire.

Le déplacement des éjections de masse coronale dans l'espace interplanétaire peut être observé au moyen de coronographes embarqués sur satellite. L'absence d'atmosphère permet d'observer la lumière solaire diffusée par la couronne solaire très lointaine et par les CME's lorsqu'elles se produisent. Actuellement sur le satellite SOHO un coronographe observe sans discontinuer le Soleil.

Arrivée au voisinage de la Terre après trois à quatre jours, l'éjection de masse coronale perturbe les champs magnétiques les plus externes de l'atmosphère terrestre, la magnétosphère, dont le rôle est de nous en protéger en déviant les particules. Les lignes de force du champ magnétique solaire écartées par l'éjection de masse coronale vont interagir avec les lignes de force du champ magnétique terrestre. Cette interaction est à l'origine d'aurores boréales et australes, d'orages géomagnétiques et d'autres effets induits comme la corrosion des pipelines.

 

Trous coronaux

Toutes les lignes de force partant de la surface solaire ne retournent pas sur la surface. Au delà d'une certaine distance on n'observe plus de structures fermées matérialisant l'existence de boucles de lignes de force du champ magnétique refermées sur le Soleil. Les lignes de force deviennent radiales. Elles laissent alors aux particules la possibilité de s'éloigner du Soleil le long d'elles-mêmes.

Trous coronaux — observations simultanées en rayonnement extrême ultraviolet et radio — © SOHO/EIT & Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

En tout point de la couronne solaire, une particule donnée est soumise à des collisions avec les particules présentes, ions et électrons. A température constante, la densité volumique des particules (nombre de particules par unité de volume) diminue lorsque l'on s'élève dans l'atmosphère. Une particule est alors soumise à plus de collisions avec des particules ascendantes qu'avec des particules descendantes. Elle s'élèverait dans l'atmosphère, dans la mesure où l'orientation des lignes de force du champ magnétique le permet, si l'attraction de la gravité ne l'attirait pas vers le bas.

Bas dans la couronne, la gravité est suffisante pour compenser l'effet de la diminution radiale de densité et de pression ; haut dans la couronne, les forces de gravité deviennent insuffisantes et le plasma s'éloigne du Soleil. C'est le " vent solaire ".

Au delà d'une certaine distance, les lignes de force issues de la surface solaire ne retournent pas sur cette surface mais s'ouvrent radialement permettant le départ du vent solaire. Cette géométrie est favorable à la propagation de particules vers l'espace interplanétaire. Il est même des régions où des lignes de force radiales sont présentes dès le bas de l'atmosphère. Le vent solaire issu de ces régions est le plus rapide.

La plus faible densité et température, dues sans doute à l'échappement du plasma, font des régions dites de " champ ouvert " (par opposition à celles où les lignes de forces se referment sur le Soleil) des parties de la couronne dont l'émission en rayons X est très réduite. C'est pourquoi elles ont été appelées " trous coronaux " après avoir été détectées – par leur faible émission ! – sur des images en rayons X obtenues depuis Skylab (vols habités américains de 1973).

 

Mesure des Champs Magnétiques