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Le Soleil

L'héliosphère et ses composantes (VII)

C. L’héliopause

A la frontière du système solaire, à hauteur de l’héliopause, le vent solaire rencontre les rayons cosmiques provenant principalement de l’onde de choc émise par l’explosion des supernovae. Ce rayonnement est constitué d’électrons, de protons de la plupart des noyaux lourds et d’antiparticules. Il se propage à une vitesse relativiste, la plupart se manifestant par l’émission de raies gamma et d’ondes radios. L’interaction de ces particules chargées avec le champ magnétique provoque la dispersion des plus légères et module leur intensité. Mais en général l’énergie de ces particules est tellement élevée qu’elles parviennent sans encombres dans l’atmosphère terrestre.

A gauche, les premières cartes du ciel réalisées en 2013 montrent les interactions à la limite de l'héliosphère, à l'endroit où l'influence du Soleil diminue et interagit avec le milieu interstellaire. Les cartes en projection de Mollweide montrent l'existence d'un ruban d'atomes neutres de forte énergie (ENA) appelé le ruban IBEX alimenté par l'héliopause. Les cartes montrent le niveau d'énergie du ruban IBEX à trois héliolatitudes. A droite, emplacement du ruban IBEX dans le ciel. Documents Nathan A.Schwadsron/David J.McComas (2013) et NASA/Goddard/Scientific Visualization Studio.

Les rayons cosmiques véhiculent également des particules de plus faibles énergies (5 à 30 MeV) constituées de protons, d’hélions et de noyaux un peu plus lourds (azote, oxygène, néon, argon). Pour expliquer cette composante inhabituelle des rayons cosmiques, Lennard A. Fisk et ses collaborateurs du centre GSFC de la NASA ont suggéré que certaines particules neutres s’ionisaient en s’approchant du Soleil. Cette composante étant insensible au champ magnétique, elle se faufilerait jusqu’au niveau de l’héliosphère interne où les particules seraient finalement ionisées par le rayonnement ou directement par le vent solaire. Transformées en ions, chargées électriquement, elles seraient à nouveau entraînées par les lignes de force du champ magnétique interplanétaire jusqu’à la limite de l’héliosphère. Au contact de l’héliopause, les ondes de chocs provoqueraient une accélération des ions qui gagneraient encore de l’énergie. Cette hypothèse qui avait la faveur des physiciens à la fin des années 1990 fut confirmée quelques années plus tard avec la découverte du "ruban IBEX".

D. Le ruban IBEX

En 2008, la NASA lança le satellite IBEX (Interstellar Boundary Explorer) afin de cartographier l'héliopause. Comme on le voit ci-dessus et ci-dessous à gauche, en 2013 Nathan A.Schwadsron et David J.McComas ont pu dresser la première carte du flux solaire à différentes héliolatitudes et montré l'existence d'un ruban géant d'atomes neutres de haute énergie (0.5 à 4.3 keV) appelé le ruban IBEX provenant de cette limite située à environ 120 UA devant le Soleil.

Comme le montre la carte présentée ci-dessous à droite, en 2016 Eric J.Zirnstein et ses collègues du SwRI ont pour la première fois pu mesurer l'intensité et la direction du champ magnétique à l'extérieur de l'héliosphère et donc avoir une première idée des forces magnétiques locales. Les mesures confirment qu'en dehors de l'héliosphère le milieu interstellaire local (acronyme LSIM en anglais) contient un plasma ayant des énergies, vitesses, températures et densités différentes du plasma transporté par le vent solaire ou les gaz neutres.

Ces matériaux interagissent à la limite de l'héliosphère pour former une région appelée l'héliograine interne (ou héliosheath interne), limitée à l'intérieur par l'onde de choc terminale et à l'extérieur par l'héliopause qui sépare le vent solaire du milieu interstellaire local.

A gauche, géométrie générale du ruban IBEX qui encercle l'héliosphère. A droite, simulation du ruban IBEX constitué de particules de différentes énergies ou vitesses qui encercle l'héliopause (HP). Ces particules interagissent avec le champ magnétique interstellaire local (ISMF) et se dirigent vers la Terre, donnant globalement l'impression qu'un ruban magnétique se propage à travers le ciel (voir la carte du ciel en haut de page). Documents NASA/IBEX/UNH et E.J.Zirnstein et al./SwRI (2016).

On sait aujourd'hui que le ruban IBEX dépend du niveau d'énergie des protons neutres situés en dehors de l'héliosphère et se couple uniquement avec le champ magnétique interstellaire local (ISMF) proche de l'héliopause. Son intensité est d'environ 2.93 μG et est orienté vers ce qu'on appelle le "Nord Vrai", correspondant à une région magnétique du milieu interstellaire située à environ 1000 UA ou 150 milliards de kilomètres du Soleil (aux coordonnées 227.28° de longitude et 32.52° de latitude par rapport à l'écliptique).

Selon Zirnstein et ses collègues, une partie des protons du vent solaire qui parviennent dans la région de l'héliosheath gagnent des électrons, les rendant neutres ce qui leur permet de traverser l'héliopause. Parvenus dans le milieu interstellaire local, ils peuvent à nouveau perdre cet électron, provoquant leur giration autour des lignes de force du champ magnétique interstellaire local (ISMF). Si ces particules capturent un nouvel électron, elles sont réattirées par l'héliosphère et traverseront tout l'espace jusqu'à la Terre où elles pourront éventuellement percuter le détecteur de la sonde IBEX et être enregistrées, ce qui a permis de construire ces différentes cartes.

L'épopée de Voyager 1 et 2

Rappelons qu'en 1983, la sonde spatiale Voyager 1 qui avait été lancée en 1977 quelques mois avant Voyager 2 enregistra les premiers échos de l’onde de choc de l’héliopause à la fréquence de 2 ou 3 kHz. Le signal persista plusieurs mois avant de s’affaiblir. En 1992-93 un signal similaire mais plus puissant fut à nouveau enregistré, cette fois par les deux sondes Voyager.

Comme prévu, le 1 août 2002 Voyager 1 franchit l'onde de choc terminale de la magnétosphère à environ 85 UA soit 13 milliards de kilomètres du Soleil. A cette occasion les astrophysiciens récoltèrent une manne de données sur ces fameux rayons cosmiques peu ordinaires et sur la composition générale de cette vaste région inexplorée. Après avoir traversé un nouveau flux intense de vent solaire à 87 UA Voyager 1 poursuivit sa route vers l'héliopause.

A gauche, la position des sondes spatiales Pioneer et Voyager en l'an 2000 par rapport aux composantes du champ magnétique terrestre. Notez la forme quasi sphérique de l'héliosphère contrairement aux anciennes représentations, une forme confirmée en 2017 grâce notamment à la sonde spatiale Cassini. Aujourd'hui, les sondes Pioneer et Voyager ont traversé l'héliopause. A droite, orientation du champ magnétique interstellaire. Document T.Lombry inspiré de NASA/JPL et Kristi Donahue/UNH-EOS adapté par l'auteur.

Finalement, entre mai et juillet 2012, à 120 UA de la Terre Voyager 1 franchit l'héliopause dont l'épaisseur est de 0.6 UA et pénétra dans une zone constituée de particules neutres interstellaires d'une énergie de plusieurs MeV. La sonde spatiale venait de sortir du système solaire, le vent ne soufflait plus et pour la première fois une invention humaine faisait l’expérience du milieu interstellaire. C'est à cette occasion que Voyager 1 mesura l'intensité et la direction du champ magnétique interstellaire local et constata qu'il était décalé de 40° par rapport au "nord magnétique vrai" déterminé par le champ magnétique interstellaire. Hommage soit rendu à ces sondes d'exploration.

Des modèles astrophysiques

Grâce aux observations détaillées de notre étoile, les astrophysiciens peuvent élaborer des modèles d'évolution pour les milliards d'autres étoiles similaires qui peuplent toutes les galaxies de l'univers. La compréhension des mécanismes physico-chimiques qui se développent dans l'enceinte du Soleil, les caractéristiques de sa structure et de sa composition sont les bases mêmes de l'astrophysique. Si l'une de ces lois était infirmée, toutes nos connaissances concernant le rayonnement des étoiles et des galaxies ainsi que l'évolution stellaire seraient ébranlées. Loin de comprendre tous les mécanismes qui régissent son évolution, comme on le voit avec les simulations ci-dessous les astronomes disposent déjà de lois et de modèles précis mais certaines hypothèses restent à confirmer.

Solar models (request a run), NASA/GFSC/CCMC

Modèles de prédiction de l'activité solaire et des effets géomagnétiques

Modelling the solar and stellar physics, Sven Wedemeyer/ITA

Ci-dessus à gauche, une éruption solaire observée le 14 octobre 2012 par le satellite SDO (voici la photo agrandie) et juste à droite la simulation très similaire réalisée par Tahar Amari du CNRS par un ensemble de cordes magnétiques émanant de l'intérieur du Soleil et associées à la formation d'une tache sombre. A droite du centre, simulation par Sven Wedemeyer d'une tornade magnétique qui prend ses racines dans la zone de convection (la surface tachée rouge et blanche) et qui s'étend en spiralant jusque dans la couronne (en vert). A l'extrême droite, la simulation d'un groupe complexe de taches solaires bipolaires. Ci-dessous à gauche, une photographie de la couronne solaire obtenue en rayons X à ~30 nm par le satellite Yohkoh le 4 Janvier 1994. On distingue un système de boucles coronales chaudes reliant deux régions actives situées de part et d'autre de l'équateur solaire. A sa droite, une simulation de la même région réalisée par Allen Gary de la NASA-MSFC montrant des tubes de plasma de densité variable enveloppant chaque ligne de force du champ magnétique solaire. A droite, un modèle de la couronne établit par Zoran Mikic du SAIC. Ces simulations corrélées avec les observations montrent qu'il est possible de prédire les activités solaires de surface, chromosphérique et de la couronne ainsi que leurs conséquences sur Terre.

Plusieurs lois ont été établies de façon empiriques pour expliquer son comportement et rares sont les études qui peuvent confirmer les subtilités des modèles existants. La relation qui semble exister entre le champ magnétique et les structures de la chromosphère n'est pas encore acceptée par tous les professionnels. Malgré tout Scott McIntosh du HAO qui travaille sur le sujet depuis près de 20 ans obtient des cartes synoptiques dont la corrélation est vérifiée à 90 % pour la "zone royale" tandis que les "protubérances magnétiques" de Tahar Amari épousent parfaitement les phénomènes réels (cf. T.Amari et al., Nature, 2014).

De même en ce qui concerne la corrélation de l'indice RI (le nombre de Wolf) avec la surface des taches solaires; les courbes se superposent avec une corrélation de 97 %, celles de l'indice RI avec la densité de flux à 10.7 cm atteint même 99 %.

Modélisation des lignes de force du champ magnétique au-dessus d'un groupe de taches bipolaires.

Aujourd'hui grâce aux mesures effectuées par les instruments GONG et MDI, l'héliosismologie explique bien le comportement de notre étoile. Les modèles sont corroborés à 99 %. Les astronomes parviennent à simuler la convexion chromosphérique et la propagation des ondes MHD et autre ondes MAG. Ceci dit, pour expliquer les ondes acoustiques, l'héliosismologie doit modifier les valeurs de densité, de température et la vitesse de rotation de l'atmosphère solaire. La variation de l’intensité des rayons cosmiques en fonction de la distance (le gradient) est inférieure au taux théorique, laissant supposer que l’héliosphère est plus étendue que prévue.

C'est la raison pour laquelle les astrophysiciens attendent beaucoup des modèles élaborés à partir des nouvelles données recueillies sur les cellules convectives géantes et celle du champ magnétique interstellaire local en interaction avec l'héliopause et le ruban IBEX.

Notons que le comportement de la surface solaire peut également être modélisé par des ondes MHD (magnétohydrodynamique) ou des ondes MAG (magnéto-acoustique de gravité, cf. M.Carlsson et al., 2006) tandis que l'étude du flux de neutrinos solaires vient apporter des données sur l'intérieur du Soleil qui viennent complétées les autres modèles. En complétant ces modèles avec les magnétogrammes et les données acquises par les satellites ultraviolet et X, l'astronome est en mesure aujourd'hui d'élaborer des modèles plus précis de notre étoile qu'au début des années 2000.

Une des questions ouvertes depuis les années 1960 était ce qu'on appelait le "mystère des neutrinos manquants" sur lequel nous reviendrons. Les neutrinos émis par le Soleil semblaient deux-tiers ou à moitié moins nombreux que les calculs le prédisaient. Pendant 40 ans les physiciens ont cherché la réponse à ce mystère. Nous verrons dans l'article ci-dessus qu'il fallut finalement revoir la physique des neutrinos et découvrir qu'ils avaient une masse, ne fut-ce que légère, et pouvaient se transformer en différenst types de neutrinos au cours de leur propagation. Cette découverte faite 2001 grâce à l'observatoire de Sudbury allait afin reconcilier les physiciens et les astrophysiciens et confirmer l'exactitude du modèle théorique du Soleil.

Ceci dit, les théories pêchant toujours par approximation, espérons que les résultats des futurs missions d’exploration permettront d'affiner les modèles solaires actuels. En contrepartie ils entraîneront, à n'en pas douter, une refonte sensible de nos connaissances du Soleil et des étoiles en général.

La mission Parker Solar Probe

La sonde spatiale Parker Solar Probe approchant du Soleil. Document T.Lombry.

Rappelons qu'en 2018 la NASA enverra la sonde spatiale Parker Solar Probe explorer le Soleil. Elle devrait s'approcher jusqu'à 6.2 millions de kilomètres de la "surface" de la photosphère. Au total, la sonde Parker effectuera au moins 7 révolutions autour du Soleil jusqu'en 2024 à la vitesse de 724000 km/h soit 201 km/s. Elle devra supporter une température supérieure à 1400°C (plus de 800000 K mais dans un milieu raréfié contenant 1 million d'atomes/cm3) et résister à un niveau d'énergie de 649 kW/m2, un vent solaire constitué de protons animés d'une vitesse pouvant atteindre 600 km/s et des éjections de matière coronale (CME) atteignant 1000 km/s !

La sonde spatiale qui a coûté 1.5 milliard de dollars étudiera la couronne solaire, un milieu instable et méconnu mais très important car il est à l'origine du vent solaire et des CME qu'il est nécessaire d'étudier à la source. En effet, les astronomes ont besoin de données pour affiner les modèles de l'atmosphère solaire et des réactions qui s'y produisent afin d'améliorer les prévisions du temps spatial dont les effets peuvent avoir des conséquences sur Terre, y compris sur la santé des astronautes et de façon générale sur tous les organismes vivants.

La sonde spatiale devrait d'abord survoler Vénus le 28 septembre 2018 grâce à laquelle elle recevra une assistance gravitationnelle avant de passer à 35.7 R soit 24.8 millions de kilomètres du Soleil le 1 novembre 2018 et au périhélie à 9.86 R soit 6.86 millions de kilomètres du centre du Soleil le 19 décembre 2024.

Pour plus d'informations

Sur ce site

Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha

Les phases préstellaire et protostellaire, y compris T Tauri

La phase d'étoile géante

Le crépuscule de la vie des étoiles

Le mystère des neutrinos manquants résolu

Articles et thèses

Introduction à la physique du Soleil (PDF, Cours L2/M1), Jean-Marie Malherbe, Obs.Paris

Notions d'astrophysique (PDF, Cours M1), Bruno Sicardy, Université Pierre et Marie Curie

Living Reviews in Solar Physics (webzine en ligne), Springer

Modelling the solar and stellar physics, Sven Wedemeyer/ITA

Theory and Modelling of Coronal Wave Heating (PDF), Ineke De Moortel, 2012

Coupling from the Photosphere to the Chromosphere and the Corona (PDF), S.Wedemeyer-Böhm et al., Space Science Review, 2009

Investigating jets in the lower-to-mid solar atmosphere. Observations & Numerical Simulations (PDF, Thèse), Eamon Scullion, Armagh Obs., 2010

Stars, Galaxies, and Beyond (PDF), Michael C.McGoodwin/U.Washington, 2012

Physics of the Solar Corona (PDF), Markus J. Ashwanden, LPL/U.Az, 2004

The Origin of Elements, Arno A Penzias, Nobel Lecture, 1978

Synthesis of the elements in stars (B2FH), 1957

Energy production in stars, Hans Bethe, Phys. Rev., 55, pp.434-456, 1939

Livres

Le Soleil, notre étoile, Pal Brekke, CNRS Editions, 2013

Histoire solaire et climatique, Elisabeth Nesme-Ribes, Belin/Pour la Science, 2000

Sous l'étoile Soleil, Jean-Claude Pecker, Fayard, 1985

Solar Astrophysics, Peter V.Foukal, Wiley Interscience, 2004/2013

Illustrated Glossary for Solar and Solar-Terrestrial Physics, s/dir A. Bruzek et C.J.Durrant, Springer/Reidel, 1977/2011

Heliophysics: Space Storms Radiation: Causes Effects, Carolus J. Schrijver, Cambridge University Press, 2010

Solar and Stellar Magnetic Activity, Reissue Edition, Carolus J. Schrijver et Cornelis Zwaan, Cambridge Astrophysics, 2008

Solar Astronomy Handbook, R.Beck, Hilbrecht et al., Willmann-Bell, 1995

Astrophysics of the Sun, Harold Zirin, Cambridge University Press, 1988

The internal constitution of the stars, Arthur S. Eddington, Cambridge University Press, 1926/1988.

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