#18.     Le vent solaire

Le premier indice qui a permis de soupçoner qu'un vent émane du soleil est venu de l'observation des comètes : qu'une comète s'approche ou s'éloigne du Soleil, sa queue pointe toujours en direction opposée au soleil. En 1600, Kepler avance l'idée selon laquelle la lumière solaire exerce une pression sur les queues des comètes, pression qui leur donne leur orientation. Cela est vrai pour de nombreuses comètes, celles dont la queue est formée de poussière. .

  Comète de Halley, avec la
  queue de plasma courbée
    Toutefois, les comètes possèdent également une queue formée d'ions qui émet une lumière dont le spectre est propre à la queue, et qui n'est donc pas due à une diffusion de la lumière solaire. Ces queues peuvent pointer dans une direction légèrement différente. Elles peuvent parfois accélérer et changer brutalement de direction, ce qui leur vaut alors une forme tordue ou courbée. La comète Hale-Bopp , une remarquable comète qui a brillé à son maximum en mars-avril 1997, exhibait très nettement les deux queues. Tandis que la queue de poussière était bien plus brillante, la queue de plasma avait une couleur différente, virant vers le bleu.

La pression de la lumière solaire ne peut rendre compte de cela. Mais en 1943 Cuno Hoffmeister en Allemagne, et plus tard Ludwig Biermann, proposent que mise à part la lumière, le Soleil émet un flux continu de particules, un "rayonnement corpusculaire solaire", lequel pousse les ions. Les variations de la vitesse de ces corpuscules pouvaient rendre compte des accélérations et des changements de direction des queues, lesquelles n'étaient pas dans l'exact prolongement de la direction solaire en raison de la vitesse des corpuscules qui n'était pas très supérieure à celle de la comète elle-même.

La Théorie de Parker

Personne n'avance une raison satisfaisante pour rendre compte de l'origine de ce "rayonnement corpusculaire", jusqu'au jour où en 1958, Eugene Parker de l'université de Chicago étudie la structure et l'équilibre de la couronne solaire. On pourrait s'attendre qu'à grande distance la densité et la pression de la couronne chute à zéro. Or, Parker montre qu'en raison de la conduction de la chaleur cela ne devrait en fait pas se produire. Une autre solution s'impose : les couches les plus supérieures de la couronne devraient "s'évaporer" et fuire le Soleil avec une vitesse comparable à celle du "rayonnement corpusculaire" de Biermann. On a baptisé ce flux de particules "vent solaire" ; son existence a été confirmée par la suite à l'aide d'instruments embarqués à bord de vaisseaux spatiaux.

Le vent solaire donne sa forme à la magnétosphère terrestre et lui fournit l'énergie nécessaire aux processus dont elle est le siège. Sa densité au niveau de l'orbite terrestre est d'enviorn 6 ions par centimètre cube, beaucoup plus faible que les "meilleurs vides" obtenus en laboratoire. La composition des ions présents dans le vent solaire est similaire à celle des éléments présents dans le soleil : principalement des protons, avec 5% d'hélium et des pourcentages encore plus faibles d'oxygène et d'autres éléments. (Il y a bien sûr également des électrons dont la charge négative compense celle positive des ions, maintenant ainsi le plasma électriquement neutre). Toutes ces particules fuient le Soleil avec une vitesse moyenne d'environ 400 km/s. Comme l'a montré la sonde Voyager 2, ce flux de particules s'étend jusqu'aux planètes les plus lointaines du système solaire, plus de 30 fois la distance Terre-Soleil, et probablement encore beaucoup plus loin que cela.

Le champ magnétique interplanétaire

Les régions où le vent solaire commence sont immergées dans le champ magnétique du Soleil (bien que sans doute dans des régions où le champ est relativement faible). Cependant, le vent de plasma originaire de zones baigant dans un champ magnétique peut transporter ce champ avec le vent. Cela se produit en raison de "la conservation des lignes de champ", une propriété qui résulte des équations qui gouvernent un plasma idéal. Selon ces équations, dans un plasma idéal, les ions et les électrons qui partagent à un instant une ligne de champ magnétique continuent de la partager pour toujours, comme si la ligne était un fil déformable auquel les particules étaient attachées.

Si l'énergie du champ magnétique domine sur celle des particules, les lignes de champ conservent leur forme et les particules du vent n'ont pas d'influence sur cette forme et sont obligées de suivre les lignes. C'est ce qui se passe dans les ceintures de radiations. En revanche, si c'est l'énergie des particules qui domine, c'est à dire si le champ magnétique est faible et la densité des particules élevée, alors le mouvement des particules n'est que légèrement affecté, mais les lignes de champ se déforment, se plient et sont "draînées" par les particules. C'est ce qui se passe avec le "vent solaire".

Imaginez une ligne de champ s'étendant du coeur du Soleil à la partie supérieure de la couronne. Les particules à la base restent avec le Soleil, mais celles de la couronne s'échappent avec le vent solaire jusqu'à l'orbite terrestre et bien plus loin. Pendant tout ce temps, (dans le cas idéal, une approximation acceptable) la même ligne de champ continue de lier les deux groupes de particules. Aussi, certaines lignes de champ magnétique solaire s'étendent jusqu'à la Terre et plus loin, donnant le champ magnétique interplanétaire (CMI). C'est le CMI qui permet au vent solaire de "prélever" des ions dans la queue ionisée d'une comète, de même qu'il l'a fait avec une "comète artificielle" réalisée au cours d'une expérience en 1985 (voir ions positifs, "nuages d'ions baryum"). Comme nous le verrons, le CMI joue un rôle majeur dans la liaison magnétosphère-vent solaire.

Autre Exploration

Le site frère "From Stargazers to Starships" dans lequel on parle également du Soleil et du vent solaire, contient une section qui permet de desiner la forme des lignes du champ magnétique interplanétaire en utilisant le concept de conservation des lignes de champ. Cette section a été ajoutée à "Exploration" ; on peut trouver un lien ici.

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Dernière mise à jour : 20 Février 2000