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Le Soleil L'héliosphère et ses composantes (VII) C. L’héliopause A l'endroit où le vent solaire qui exerce une pression vers l'extérieur rencontre les particules provenant de l'espace interstellaire et les rayons cosmiques provenant principalement des supernovae se forme un front de choc connu sous le nom d’héliopause. Cette région épaisse de 0.6 UA marque la limite du système solaire. Sous l'héliopause se trouve l'héliogaine (heliosheath), une zone où les atomes d’hydrogène neutres provenant de l'espace interstellaire sont ralentis et comprimés, créant localement une accumulation d'hydrogène neutre. Devant l'héliopause se trouve l'arc de choc comme illustré ci-dessous. En 2012, la sonde spatiale Voyager 1 traversa l'héliopause et pour la première fois un objet fabriqué par l'homme quitta le système solaire et pénétra dans le milieu interstellaire. La sonde Voyager 2 se trouve dans l'héliogaine depuis 2012. New Horizons qui visita Pluton et qui suit à peu près la même trajectoire que Voyager 2 parcourt actuellement 3.1 UA par an à la vitesse héliocentrique de 14 km/s soit 50400 km/h. Elle atteindra l'héliopause en 2043.
Entre 2007 et 2017, l'imageur/spectromètre UV ALICE de la sonde spatiale New Horizons détecta à hauteur de le Ceinture de Kuiper une lueur ultraviolette distinctive appelée la "forêt Lyman-alpha" (cf. G.R.Gladstone et al., 2018). Cette émission est produite lorsque des photons (dans ce cas-ci émis par le Soleil) frappent des atomes d'hydrogène et se diffusent. Cette lueur serait émise par le "mur d’hydrogène" formé par l'héliopause. Pour en être certain, grâce à New Horizons les chercheurs vont collecter de nouvelles données deux fois par an afin de ressembler de nouvelles preuves et affiner leur modèle. Les rayons cosmiques sont constitués d'électrons, de protons de la plupart des noyaux lourds et d’antiparticules. Ils se propagent à une vitesse relativiste, la plupart se manifestant par l’émission de rayons gamma et d'ondes radio. Après avoir traversé l'héliopause décrite précédemment, les rayons cosmiques parviennent sur Terre. L'interaction de ces particules chargées avec le champ géomagnétique 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.
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 Goddard 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 forces 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'héliogaine interne (ou heliosheath 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.
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'héliogaine (heliosheath) gagne 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 forces 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.
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. A
voir : From emergence to eruption: A comprehensive simulation of a solar flare,
NCAR/UCAR Solar models (request a run), NASA/GFSC/CCMC Modèles de prédiction de l'activité solaire et des effets géomagnétiques
Plusieurs lois ont été établies de façon empiriques pour expliquer l'actrivité du Soleil et rares sont les études qui peuvent confirmer les subtilités des modèles existants. Ainsi, la relation qui semble exister entre le champ magnétique et les structures de la chromosphère n'est pas encore acceptée par tous les professionnels. Ceci dit, les théories pêchant toujours par approximation, les scientifiques espèrent d'ici 2025-2030 comprendre suffisamment bien le Soleil pour établir des prévisions fiables en s'aidant de la modélisation mathématique appuyée sur les dernières découvertes des satellites d'observation dont la sonde spatiale Parker qui a déja permis de répondre à partir de 2019 à plusieurs questions longtemps restées ouvertes. En contrepartie les découvertes entraîneront, à n'en pas douter, une refonte sensible de nos connaissances du Soleil et des étoiles en général. On reviendra sur la modélisation des éruptions solaires et la précision des prédictions. Les missions Parker Solar Probe et Solar Orbiter
Rappelons qu'en 2018 la NASA envoya 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 une vitesse variant entre 150 et 201 km/s soit entre 540000 et 724000 km/h, en faisant la sonde spatiale la plus rapide. La sonde spatiale 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 coûta 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 survola d'abord Vénus le 28 septembre 2018 grâce
à laquelle elle reçut une assistance gravitationnelle avant
de passer à 35.7 R Enfin, le 10 février 2020 l'ESA lança la sonde spatiale Solar Orbiter pour une mission qui devrait durer entre 7 et 10 ans. La sonde Solar Orbiter a pour objectif de déterminer in situ les propriétés du plasma, d'étudier les régions polaires et la couronne équatoriale et identifier les corrélations entre l'activité solaire en surface et l'évolution de la couronne et de l'héliosphère interne. Gravitant sur une orbite très elliptique, au périhélie la sonde spatiale sera à 42 millions de km de la surface du Soleil et endura des températures jusque 520°C. Sur ce site Le Soleil en lumière de l'hydrogène alpha Les phases préstellaire et protostellaire, y compris T Tauri 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 Sur Internet iSolSearch (base de données) Spaceweather archives (taches solaires, Kp, éruptions, tempêtes, etc) The International Solar Database (photographies du Soleil prises par des amateurs) Hydrogen Alpha Solar Observing Program, The Astronomical League Space Weather JHelioviewer (logiciel du SIDC)
Solar models (request a run), NASA/GFSC/CCMC High Powered Solar Observing: Hydrogen-Alpha, ICSTARS Basic Atomic Spectroscopic Data Magazine, articles, cours, thèses et encyclopédie Living Reviews in Solar Physics (webzine), Springer Solar Astrophysics, Scholarpedia Introduction à la physique du Soleil (ou sur HAL, PDF, Cours L3/M1), Jean-Marie Malherbe, Obs.Paris The Solar Cycle (PDF), David H. Hathaway, Dec 2015 The Shape of the Sunspot Cycle (PDF), David H.Hathaway et al., 1994, NASA Solar Surface Convection, Åke Nordlund et al, 2009 Coupling from the Photosphere to the Chromosphere and the Corona (PDF), S.Wedemeyer-Böhm et al., Space Science Review, 2009 Stars, Galaxies, and Beyond (PDF), Michael C.McGoodwin/U.Washington, 2012 Investigating jets in the lower-to-mid solar atmosphere. Observations & Numerical Simulations (PDF, Thèse), Eamon Scullion, Armagh Obs., 2010 Physics of the Solar Corona (PDF), Markus J. Ashwanden, LPL/U.Az, 2004 Temporal Evolution of Fine Structures in and around Solar Pores (PDF, txt), Michal Sobotka et al., The Astrophysical Journal, 511, 1, 1999 The classification of sunspot groups, Patrick Siler McIntosh, Solar Physics, 125, 1990 The Physics of Sunspots (Sacramento Peak Observatory Conference Proceedings), 1981 A phenomenological model for disparitions brusques followed by flarelike chromospheric brightenings, Charles Hyder, Solar Physics, 2, 1, 1967 Livres (cf. détails dans ma bibliothèque dont la rubrique Astronomie)
Vulgarisation 15 Million Degrees: A Journey to the Centre of the Sun, Lucie Green, Viking, 2016; Penguin Books Ltd, 2017 Le Soleil, notre étoile, Pal Brekke, CNRS Editions, 2013 Observing the Sun, Peter Taylor, Cambridge University Press, 1991/2008 Histoire solaire et climatique, Elisabeth Nesme-Ribes, Belin/Pour la Science, 2000 Amateur Telescope Making (Book III, pp.507-593), Albert Ingals, Willmann-Bell, 1996 Le Soleil en face, Pierre Lantos, Masson, 1997 Le Soleil, Pierre Lantos, PUF-Que sais-je ?, 230, 1994 Soleil, Hubert Reeves, Ed. De la Nacelle, 1991 Sous l'étoile Soleil, Jean-Claude Pecker, Fayard, 1984 Description approfondie Magnetohydrodynamics of the Sun, Eric Priest, Cambridge University Press, 2014 Identifying Solar Features (PDF), ch.2 du livre "Observing the Sun" de J.Jenkins Observing the Sun: A Pocket Field Guide, Jamey L. Jenkins, Springer-Verlag, 2013 Illustrated Glossary for Solar and Solar-Terrestrial Physics, s/dir A. Bruzek et C.J.Durrant, 1977/2011, Reidel 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 Astrophysics, Peter V.Foukal, Wiley Interscience, 2004/2013 The Cambridge Encyclopedia of the Sun, Kenneth R. Lang, Cambridge University Press, 2001 The Sun from Space, Kenneth Lang, Springer, 2000/2016 Solar Astronomy Handbook, R.Beck, Hilbrecht et al., Willmann-Bell, 1995 Guide to the Sun, Kenneth J.H. Phillips, Cambridge University Press, 1992 (reprint 2008) Astrophysics of the Sun, Harold Zirin, Cambridge University Press, 1988 The internal constitution of the stars, Arthur S. Eddington, Cambridge University Press, 1926/1988. The Sun, Charles Young, 1881. |
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soit 24.8 millions de kilomètres du Soleil le 1 novembre 2018 et au périhélie à
9.86 R
