L’atmosphère solaire

L’atmosphère solaire

Les sursauts solaires se produisent dans l’atmosphère du Soleil, milieu singulier qui mérite que l’on s’y intéresse un instant avant d’aborder pleinement la questiondes sursauts radio de type III. Ce premier chapitre, qui n’a pas la prétention d’être exhaustif, va nous permettre d’introduire la complexité de la dynamique solaire en surface, afin de replacer l’étude des sursauts solaires dans leur contexte. Après une première partie consacrée à la couronne et au vent solaires, nous présenterons briève- ment les régions actives, zones où se concentrent préférentiellement l’activité solaire, et principaux sièges d’émission des sursauts. Enfin nous donnerons plus de détails sur certaines catégories de sursauts solaires dont les caractéristiques sont fortementen effet suffisamment faible pour permettre aux photons visibles de s’échapper. Au dessus de la photosphère vient ensuite la chromosphère. Cette dernière s’observe gé- néralement aux longueurs d’onde d’émission des raies H. Elle est le berceau de nom-breuses manifestations de l’activité solaire qui s’étendent le plus souvent jusque .

La couronne solaire

La couronne solaire constitue la couche externe de l’atmosphère solaire. Elle dé- bute vers 10000 km d’altitude au dessus de la photosphère, et s’étend dans le milieu interplanétaire pour former le vent solaire. Le milieu coronal constitue un plasma (c.-à-d.K dans une région de transition d’une centaine de kilomètres seulement, située entre la chromosphère et la base de la couronne. Il est généralement admis que le champ magnétique solaire joue un rôle essentiel dans le chauffage de la couronne. Plusieurs processus physiques sont susceptibles de convertir l’énergie magnétique en énergie thermique ; en faisant intervenir des couplages ondes (Alfveniques)-plasma, ou bien encore les nombreuses reconnections magnétiques prenant place dans la couronne. La question reste encore discutée aujourd’hui.

Dans le domaine visible, les conditions physiques régnant dans la couronne rendent celle-ci un million de fois moins intense que la photosphère. L’observation de la couronne en lumière blanche nécessite donc une occultation naturelle (éclipse totale de soleil) ou artificielle (coronographe) de la photosphère. Et c’est la diffusion des photons visibles par le plasma coronal, et la poussière, qui permet alors de faire apparaître la structure de la couronne aux limbes. C’est principalement dans les do- maines X, ultra-violet (UV) et radio, où elle est bien plus brillante, que l’observation directe de la couronne est permise. Ces rayonnements continus sont principalement produits par des raies en émission, ou bien par le freinage des électrons dans le plasma (Bremsstrahlung). Ils témoignent des propriétés du plasma et du champ magnétique, ainsi que des effets de l’activité solaire observables à ces longueurs d’onde.Comme l’illustrent les figures (1.1a) et (1.1b), le recoupement des observations de lacouronne à différentes longueurs révèle une architecture très inhomogène et variable dans le temps. Les nombreuses structures visibles à toutes les échelles témoignent du couplage important entre plasma et champ magnétique, et ce principalement dans la basse couronne et dans les régions de forte densité magnétique (c.-à-d. les régions ac- tives) où la pression magnétique devient supérieure à la pression cinétique du plasma. La dynamique coronale subit ainsi l’influence du champ magnétique qui connaît des variations cycliques d’activité sur une période de l’ordre de onze ans : on parle decycle solaire. Ces variations se traduisent à l’échelle de l’astre par une inversion de po- larité de la composante dipolaire probablement initiée sous l’effet de la rotation dif- férentielle de l’étoile. La configuration magnétique, et par extension la structure coro- nale, vont ainsi connaître de profondes modifications. Et ces modifications à grandes échelles entraînent une intensification des phénomènes de reconnections magnétiques aux plus petites échelles, coïncidant avec une augmentation de l’activité solaire.

Le vent solaire

La température élevée de la couronne a pour conséquence l’évaporation du plasma coronal dans le milieu interplanétaire. Et c’est près d’un milliard de tonnes de matière que le soleil perd ainsi chaque seconde. Cette température confère aux électronsambiants une vitesse thermique suffisante pour s’extraire des importantes forces de gravité de l’astre (vitesse d’agitation thermique supérieure à la vitesse de libération). La libération des électrons va avoir pour conséquence de modifier la neutralité du plasma coronal qui va se charger positivement. Un champ électrique induit dirigé vers le milieu interplanétaire va alors être généré, permettant aux particules chargées positivement, plus massives, de s’échapper. Le flot de particules ionisées qui en ré-interplanétaire. Le vent solaire remplit ainsi tout l’espace pour former l’héliosphère qui s’étend depuis la couronne jusqu’à l’héliopause, située entre ∼ 100 et 200 unités astro-interplanétaire, étude de l’interaction avec des faisceaux de particules ou des chocs (sursauts radio de type III, de type II, particules cosmiques, etc.), interactions avec des corps célestes (planètes, comètes, etc.).Les mesures du champ magnétique interplanétaire ont par ailleurs permis de confir- mer les prédictions d’E. Parker concernant la structure particulière des lignes de force magnétique engendrée par le vent solaire. En effet, dans le milieu interplanétaire la pression magnétique devient inférieure à la pression cinétique du plasma. Les lignes de champ magnétique, dites gelées, vont donc êtres contraintes de suivre les éléments de plasma s’éloignant du Soleil de manière radiale. Du fait de la rotation du l’étoile, il en résulte une structure caractéristique des lignes de champ interplanétaires en forme de spirale d’Archimède (également appelée spirale de Parker en hommage au scientifique). Ce modèle géométrique du champ magnétique interplanétaire est glo- balement bien vérifié par les observations, en particulier pour les régions proches de l’équateur solaire. Ces lignes en spirale vont constituées des trajectoires pré-définies pour les particules chargées éjectées du Soleil.