Les relations Soleil - Terre


La chaîne des relations Soleil-Terre a ses racines dans le Soleil et influence l'environnement de la Terre.
Elle peut se schématiser suivant les deux principales régions de l'héliosphère.



Le Soleil



En 1962, la sonde Mariner 2 confirmait les soupçons des astronomes du XIXème siècle :
un "vent solaire" souffle du Soleil en permanence jusqu'aux confins du système solaire
et délimite sa "zone d'influence", l'héliosphère. Il est constitué d'un plasma (gaz ionisé)
qui contient principalement des protons et des électrons. Bien que correspondant à une perte de masse
de un million de tonnes par seconde, ce plasma est très peu dense.
Il véhicule néanmoins le champ magnétique du Soleil, qui parvient ainsi jusqu'à la Terre.
La sonde ULYSSES a révélé qu'il en existe en fait deux sortes : un vent "rapide" (700 km/s)
qui s'échappe surtout des pôles par les trous coronaux, régions où le champ magnétique du Soleil
est moins intense, et un vent "lent" (400 km/s), plutôt aux basses latitudes héliographiques,
où la contrainte du champ magnétique est plus forte.



Notre étoile a une autre particularité : n'étant pas rigide,
ses différentes parties ne tournent pas à la même vitesse aux pôles et à l'équateur.
Cette rotation différentielle fait que les lignes de champ magnétique se tordent,
se brisent et se reconnectent, formant des boucles. Parfois, celles-ci, remplies de plasma,
se rompent dans une brutale libération d'énergie sous forme de rayonnement (, X, UV) et de particules.
Le gaz chaud est expulsé dans l'héliosphère. C'est alors l'éruption.
Si elle se produit sur la face du Soleil tournée vers la Terre,
le flot de particules très rapides (plus de 30 000 km/s ) met à peine 30 à 60 minutes
pour parcourir les quelque 150 millions de kilomètres qui nous séparent du Soleil.



Plus haut, dans la couronne - une région très étendue constituant l'atmosphère externe du Soleil
(c'est le voile argenté très ténu que l'on voit lors des éclipses) -,
des phénomènes similaires peuvent se produire: les éjections coronales de matière,
communément appelées CME (Coronal Mass Ejections). Ces perturbations du vent solaire
(probablement dues elles aussi à des phénomènes de magnétisme)
s'accompagnent d'une expulsion de plasma et d'une onde de choc qui se propage dans l'héliosphère.
Les particules éjectées, bien que moins rapides que celles des éruptions,
parviennent à la Terre en deux ou trois jours.



Pour suivre l'activité solaire, les scientifiques s'appuient sur un indicateur fondamental :
les taches solaires. Remarquées par les Chinois il y a plus de 2 000 ans,
observées notamment par Galilée vers 1610, ces taches noires se trouvent entre 10° et 40° de latitude.
Leur diamètre varie entre 50 et 50 000 km pour les plus grandes.
Elles résultent du confinement du plasma solaire par des lignes de champ magnétique.
Ainsi isolé, il se refroidit et forme une région plus sombre.
Le premier à avoir remarqué une périodicité dans l'apparition des taches est un astronome amateur allemand,
pharmacien de profession, Samuel Heinrich Schwabe, en 1843. Celui-ci a observé le Soleil 17 ans durant.
Il a pu ainsi constater que les taches suivent un cycle de 11 ans
avec une phase ascendante (4 ans environ), durant lequel leur abondance croît,
en même temps qu'elles migrent vers les régions équatoriales, un maximum puis une phase descendante,
généralement plus longue (7 ans environ). Les pics du cycle des taches correspondent
à une augmentation de l'énergie magnétique du Soleil. La cause en est encore mal comprise.
Mais on constate que plus il y a de taches,
plus les phénomènes violents du Soleil - éruptions et CME - sont fréquents.



Du point de vue des astronomes, le minimum du 23ème cycle a eu lieu en 2008-2009.
Le début du 24ème cycle est prévu en 2010 avec un maximum en 2012-2013.

Face aux sautes d'humeur du Soleil, notre planète dispose de deux protections naturelles :
la magnétosphère, écran apporté par le magnétisme interne, et l'ionosphère, couche supérieure de l'atmosphère.





La magnétosphère



Heureusement, notre planète possède une protection contre les particules provenant du Soleil :
son champ magnétique naturel. S'il n'existait pas, les doses de radiations la rendraient parfaitement inhabitable.
La Terre est à l'intérieur d'une cavité, la magnétosphère,
qui dévie les flots de particules du vent solaire et des éruptions.
Par ailleurs, l'atmosphère terrestre absorbe plus de la moitié du rayonnement solaire,
ultraviolets et rayonnement X compris.



La protection de la Terre contre les humeurs du Soleil, assurée par son champ magnétique naturel,
n'est pas efficace à 100 %. Lors des éruptions et CME,
les particules chargées qui arrivent au voisinage de la Terre sont déviées par la magnétosphère.
Mais celle-ci possède un point faible : les hautes latitudes, tout particulièrement les pôles.
Là, les lignes du champ magnétique convergent et forment une sorte d'entonnoir. Les protons peuvent s'y engouffrer.



Les CME, lorsqu'elles atteignent la Terre, s'accompagnent d'une onde de choc qui comprime la magnétosphère.
Celle-ci peut être ramenée à 20 000 km à peine de la surface de la Terre. Par ailleurs,
le champ magnétique du Soleil, qu'elles transportent, perturbe la magnétosphère terrestre.


La magnétosphère terrestre est une région facilement accessible aux satellites,
qui peuvent mesurer in situ les caractéristiques du plasma :
densité, degré d'ionisation, composition, distribution en énergie des particules, ondes, etc...

Le plasma dans le système solaire est caractérisé par une structure cellulaire
avec des zones frontières fixes séparant des régions aux caractéristiques variées.
Des transferts de masse et d'énergie sont observables entre ces régions.



Trois régions sont particulièrement intéressantes à étudier :



les régions d'interface avec le vent solaire chaud (onde de choc, magnétogaine, magnétopause)
où celui-ci est brusquement ralenti chauffé et dévié de sa trajectoire par le champ magnétique terrestre,
les "réservoirs" de plasma froid que constituent l'ionosphère et la magnétosphère interne (plasmasphère)
les régions d'accélération de particules, c'est à dire la queue magnétosphèrique et surtout les régions aurorales.
Les régions aurorales situées dans les deux hémisphères jouent un rôle particulier
dans le fonctionnement de la "machine" magnétosphèrique, c'est à dire dans la formation
et l'écoulement des courants qui connectent les différentes régions de la magnétosphère.



On a pu ainsi vérifier que les courants les plus importants se trouvaient au niveau de l'ionosphère,
c'est à dire là où les particules chargées sont entraînées par l'atmosphère neutre.
Cependant il existe aussi des courants dans la magnétosphère externe et entre celle-ci et l'ionosphère.
Leur connaissance est indispensable pour bien comprendre la dynamique des particules dans ces régions.



Par ailleurs la magnétosphère se caractérise par la présence de champs électriques et magnétiques,
statiques et dynamiques. Les ondes électromagnétiques peuvent être extrêmement intenses comme par exemple,
le rayonnement kilométrique auroral (AKR) : sa puissance est maximale vers 300 KHz
et il constitue la source radio naturelle la plus intense émise par la Terre.



Tous ces champs interagissent entre eux ainsi qu'avec le milieu ambiant.
Ils jouent donc un rôle clé dans le transport et le chauffage du plasma.



En définitive, l'environnement ionisé de la Terre est extrêmement complexe
et sa compréhension nécessite la mise en place de différents programmes spatiaux
mettant en œuvre plusieurs techniques de mesures et cela à différentes échelles.


Quelques découvertes et résultats récents




Physique solaire : intérieur et basse couronne
Le satellite SOHO a fortement contribué à la connaissance de la structure du Soleil
et à la reconnaissance de la physique des relations Soleil - Terre.



La rotation rigide du Soleil le plus interne apparaît plus lente que celle des régions externes à certaines latitudes.
Le rôle de la tachocline est reconnu dans les processus dynamo et la régulation des cycles.
La circulation convective méridienne est montrée. L'image d'un intérieur solaire extrêmement structuré,
où la dynamique de fines couches s'avère fondamentale, s'impose aujourd'hui (Figure ci-dessous).
En combinant la physique solaire et la physique des particules,
on aboutit à la validation du modèle de la machinerie solaire interne
et on met en évidence des oscillations du neutrino et, donc, de sa masse éventuelle.

Vue tridimensionnelle des écarts de vitesse dans les couches internes du Soleil et à sa surface.
Des "jets" dans les régions polaires, la présence d'une couche de fort cisaillement (tachocline, vers 0,7 Rs)
et la structuration en latitude de la rotation sont bien apparentes.
Ces mesures sont obtenues par les techniques d'héliosismologie et les instruments de Soho.



Les différents modes du vent solaire (rapide et lent) et leur lien avec l'activité solaire
et des structures photosphériques particulières est décrit.
L'importance de la reconnexion aux différentes échelles dans le chauffage coronal est soulignée.
Les ondes de Moreton, précurseur des CMEs, sont décrites. La structuration magnétique de la photosphère,
de la chromosphère et de la basse couronne est aujourd'hui reconnue comme cruciale
dans les phénomènes de pertes de masse. De plus,
les processus à très petites échelles s'avèrent fondamentaux pour le chauffage.



La mission STEREO a permis pour la première fois de reconstruire non seulement la troisième dimension,
mais aussi la dynamique de structures observées dans la couronne solaire (voir ci-dessous).
L'observation des régions polaires de notre étoile obtenue par ces sondes
lève en partie le voile sur des formations appelées "plumes polaires",
dont la structure reste encore mal connue,
mais qui pourraient jouer un rôle important dans l'accélération du vent solaire.
Jusqu'à présent, une controverse existait quand à la nature même de ces objets :
les plumes sont-elles des tubes de champ magnétique ou des effets d'alignement sur la ligne de visée ?
Les résultats obtenus montrent qu'en fait les deux types de structures peuvent coexister.




Reconstructions tridimensionnelles obtenues grâce à la mission STEREO
Physique solaire (zone externe) et héliosphère





Des écarts de la couronne par rapport au modèle magnéto-hydrodynamique traditionnel ont été mis en évidence.
Les températures anisotropes et dépendant de l'espèce des particules,
indiquent un rôle des ondes cyclotroniques dans le chauffage de la couronne.
Des écoulements systématiques vers le haut ont été identifiés dès la basse couronne dans les trous coronaux,
suggérant que le vent est accéléré dès la base de la couronne.
Ces mesures des paramètres détaillés du plasma coronal montrent l'importance des processus cinétiques
dans le chauffage et le rôle fondamental de la très basse couronne pour l'accélération du vent.


L'observation systématique des CMEs (Coronal Mass Ejection) et des phénomènes associés
dans la basse couronne a fait des progrès significatifs,
notamment en ce qui concerne les perturbations à grande échelle (ondes EIT) émanant des régions actives.
Les couplages entre instabilité à grande échelle et structuration magnétique
à petite échelle sont pour la première fois accessibles aux observations.



La présence systématique de populations non thermiques de particules dans le vent solaire
et de processus explosifs d'accélération de particules dans la couronne a été observée,
parfois à des énergies relativistes (atteinte du GeV en quelques secondes au maximum !).
La notion d'atmosphère solaire "calme" a perdu sa signification
au profit d'une vision dynamique à toutes les échelles observables.



Les mécanismes d'accélération du Soleil éruptif sont très divers et extraordinairement efficaces.
Or cette efficacité n'est pas comprise (Figure ci-dessous).
L'étude in situ de l'interaction héliosphère/milieu interstellaire/galaxie commence.


Images obtenues par les instruments de Soho montrant la complexité topologique
des champs magnétiques coronaux ainsi qu'un exemple d'éjection de masse coronale.
Dans ce dernier cas, l'organisation hélicoïdale du champ est très visible.


Magnétosphères terrestre et planétaires



Les missions CLUSTER et DOUBLE STAR sont une contribution majeure à l'étude de la magnétosphère terrestre.

Les échelles physiques des chocs dans les plasmas sans collision ont été identifiées.

Structuration 3D systématique des couches de courants magnétosphériques
et caractères 3D de la reconnexion.Physique de l'accélération : rôle relatif des ondes d'Alfvèn,
des champs électrostatiques de grandes échelles, desstructures microscopiques.
Caractérisation de la turbulence et évolution non linéaire des ondes d'Alfvèn ;
avec CLUSTER : mesure des courants (curlometer) et décomposition spectrale (k-filtering).
La dernière génération de satellites magnétosphériques ouvre effectivement
des perspectives entièrement nouvelles d'analyses de la dynamique des plasmas spatiaux.
Topologie 3D et structuration microscopique en sont des éléments fondamentaux
(Figure ci-dessous).



Exemple de relation "micro/macro" physique étudiées grâce à Cluster.
Seule la présence simultanée des quatre satellites de Cluster permet de reconstruire
la configuration magnétique "entrelacée", résultant vraisemblablement d'une reconnexion,
montrée au centre de la figure. Dans le même temps, les fonctions de distribution des particules
sont mesurées (ici les ions) et permettent d'identifier au niveau microscopique
les modifications les plus fines de l'état local du plasma. Ici, un très net chauffage (distribution 3)
et une entrée directe du plasma solaire dans l'environnement terrestre (distribution 4).

Les premières applications de l'imagerie neutre ont vu le jour.
GALILEO a permis de découvrir de nouveaux cycles d'activité concernant Jupiter,
liés à des relaxations rapides d'énergie de rotation dans la magnétosphère.

Interactions entre magnétosphère/satellites.

La première magnétosphère propre d'un satellite. Ganymède a été découverte.
Les environnements planétaires sont des terrains privilégiés d'études de phénomènes
et de processus nouveaux. Le microsatellite DEMETER, lancé en Juin 2004
est toujours opérationnel en 2010 avec un fonctionnement nominal des instruments.
Les données recueillies tout autour de la Terre ont mis en évidence les effets de l'activité humaine
sur la magnétosphère : influence des émetteurs TBF utilisés pour les communications
sur les particules des ceintures de radiation et influence du rayonnement
émis par les harmoniques du 50 ou du 60 Hz. La Figure ci-dessous montre
la distribution géographique du flux des électrons de 200 keV quasi piégés.



Distribution géographique du flux des électrons de 200 keV quasi piégés.
On note une large augmentation du flux au niveau de l'anomalie de l'Atlantique Sud
et sa contrepartie dans l'hémisphère Nord où l'on observe une décroissance,
ainsi qu'une structure associée à l'émetteur NWC en Australie.
Cette dernière est détectée seulement à partir de la côte ouest et suit la ligne L =1.7 (pointillé)
comme il est prévu pour la dérive des électrons.

Ionosphère, thermosphère et exosphère :



Les éruptions solaires intenses de novembre 2003 ont été propices à des observations remarquables :
formation de "bulles" de plasma à basses altitudes (60 km), génération de molécules NOx,
diminutions fortes de l'ozone (70 %) lors des événements à proton.
Que de tels phénomènes puissent encore être découverts dans notre proche environnement,
que des processus aussi intenses que les sprites soient juste décrits,
sont de remarquables exemples de la vitalité et du potentiel de ces domaines (Figure ci-dessous).



Vue recomposée des phénomènes se développant aux
interfaces atmosphère / thermosphère / Ionosphère,
au-dessus des systèmes orageux (sprites, elfes).

La décennie a été aussi celle de la mise au point des modèles
de couplages globaux (atmosphère/thermosphère/ionosphère/magnétosphère)
et du début de leurs tests expérimentaux.
Ces domaines recouvrent également les thématiques "météorologie spatiale".



Au chapitre planétaire, avec GALILEO, les premiers résultats MARS EXPRESS et CASSINI,
de nouveaux chapitres sont en train de s'ouvrir concernant l'aéronomie,
la physico-chimie exosphérique et les processus de sputtering,
processus qui se produisent sur Mercure et qui seront étudiés par la mission BEPICOLOMBO.
Par exemple, avec les mesures de MARS EXPRESS et VENUS EXPRESS,
il a été possible de préciser la configuration générale de l'obstacle magnétique induit
par l'interaction du vent solaire avec l'ionosphère de Mars et de Vénus.
Les premières mesures du taux d'échappement de certains ions ont été réalisées,
prouvant la réalité du phénomène d'érosion atmosphérique.



Les grands axes SHM




De l'analyse de ces résultats découlent trois axes majeurs :

Axe 1 : interactions "inter-échelles", turbulence et non-linéarités


Cet axe relève de problématiques générales de la physique.
Rappelons cependant que les plasmas ne peuvent pas être assimilés aux fluides classiques,
liquides et gaz. Une difficulté essentielle provient de l'absence d'équations "constitutives"
raisonnablement générales et adéquates pour relier la physique
des petites échelles à celles des évolutions macroscopiques.
Ces milieux sont souvent sans collision et des notions relevant par exemple de la diffusivité,
compressibilité, viscosité, adiabaticité n'ont pas de raison d'être a priori.
Aujourd'hui, quelques énoncés généraux s'imposent concernant la physique
des milieux du système solaire représentatifs des environnements ionisés
et/ou peu denses existant partout dans l'Univers :

La structuration spatiale des milieux ionisés et magnétisés est l'élément primordial de leur dynamique
et de leur activité. Cette structuration, 3D dans la plupart des cas,
régit par exemple les processus de création et d'annihilation des champs magnétiques.
Cette structuration est évolutive, avec des échelles temporelles s'étalant sur de nombreux ordres de grandeurs,
des temps "électroniques" aux temps d'émergences "MHD". Avec la propagation des "chocs",
les processus d'annihilation apparaissent de plus en plus centraux
dans tous les mécanismes d'accélération et de chauffage des particules.
L'activité de ces milieux met systématiquement en œuvre des modifications microscopiques de l'état du plasma.
Que la structuration spatiale ne rende pas compte seule des phénomènes observés
est une des leçons récentes de l'exploration in situ.
Les bases de ces modifications microscopiques peuvent être :
la génération de structures spatio-temporelle cohérentes,
le développement d'une turbulence et/ou d'interactions ondes/particules plus ou moins cohérentes.
Ces modifications microscopiques régulent très vraisemblablement le développement de l'activité
et fixent la part relative du chauffage, de l'accélération et du rayonnement résultant du transfert énergétique.
On ne peut comprendre la dynamique de ces milieux en isolant les structures (arche coronale,
queue magnétique, disque en rotation, jet, etc.) de leur contexte
et en négligeant les conditions de leur formation. Le rôle des conditions aux limites
et des interactions entre les différentes régions d'un environnement paraît maintenant fondamental.
L'examen des instabilités propres de structures isolées et idéalisées
ne peut donner la clef de la compréhension de la dynamique de ces milieux.
Axe 1 :Conceptualisation des interactions "multi-échelles" et des liens entre "micro" et "macro-physique",
formation et annihilation des structures 3D,
turbulence et dynamique des systèmes complexes sont des thèmes scientifiques majeurs
des disciplines SHM qui relèvent tous de la physique fondamentale.




Tout progrès dans ces domaines aura un impact direct sur la résolution des problèmes SHM classiques :
dynamo solaire, structuration de l'intérieur solaire, chauffage de la couronne,
génération des différents vents, accélération et chauffage des ions et des électrons, équilibres magnétiques
et reconnexion (THEMIS), sous-orages et dissipations explosives d'énergies, chocs,
interactions avec les populations neutres. Les applications à d'autres domaines astrophysiques sont évidentes.
On doit également noter que les problématiques traitées sous cet angle sont souvent connectées
à celles de la physique des plasmas de laboratoire et de fusion.



La difficulté de ces thématiques justifie une approche expérimentale ambitieuse qui allie
(1) l'analyse 3D multi-échelles et (2) la haute résolution temporelle.
Cette approche concerne tout autant l'analyse in situ du milieu spatial que l'observation
"à distance" de l'environnement et de la surface solaire.

Axe 2 : Exploration et connaissance des environnements



L'étude et l'analyse des environnements des objets du système solaire restent complètement d'actualité.
L'existence d'un potentiel de découvertes, posant de réelles questions relevant de la compréhension
des processus physico/chimiques sous-jacents, est démontrée à chaque nouvelle exploration.
Ceci concerne aussi un milieu pourtant bien étudié : l'environnement terrestre.
La raison principale en est la complexité des relations inter-régions ou inter-couches
de ces environnements et leur rôle primordial dans la dynamique.



Axe 2 : L'analyse et la compréhension des interactions inter-couches des environnements du système solaire,
en premier chef de la Terre et du Soleil mais aussi des planètes, est un axe fondamental de la prospective SHM.
Cet axe rejoint les préoccupations de "météo de l'espace".




L'exploration des objets et des environnements du système solaire est un élément essentiel
de la stratégie expérimentale de "SHM". Aujourd'hui, cet axe concerne en premier chef
des missions comme Mars Express, Cassini et STEREO. Dans chaque cas, l'effort expérimental
s'accompagne d'un travail de mise au point de modèles numériques et de simulations spécifiques.



Axe 3 : Histoire des relations Soleil/planètes, climatologie et cycles solaires longs

Pour des raisons évidentes, ce domaine est actuellement en pleine explosion.
L'existence de variations de l'irradiance solaire sur des cycles longs et de leurs possibles effets climatiques
est le cœur d'un débat à fortes incidences sociétales. Ces sujets offrent une problématique
de type "historique" aux domaines SHM. Ils sont à rapprocher de certains domaines de l'aéronomie
des planètes, comme par exemple la transformation lente, sur des temps cosmogoniques,
des atmosphères planétaires en raison de leurs interactions avec le vent solaire
et les populations solaires énergétiques. Ces questions rejoignent aussi
des interrogations fondamentales portant sur la vie dans l'Univers.
D'un certain point de vue, l'apparition, le développement et le maintien de la vie
peuvent être perçus comme les résultats d'une relation privilégiée entre une source d'énergie
(une étoile) et un substrat (une planète et sa chimie intrinsèque).
L'étude de ces relations a un lien avec les thématiques SHM, même si à l'évidence
les effets solaires ne sont qu'un des nombreux facteurs affectant les environnements.



La mission PICARD doit permettre d'établir la relation entre le diamètre du Soleil
et le flux reçu par la Terre et aussi d'assurer la continuité
des mesures d'irradiation en recouvrement avec la mission SOHO.



Axe 3 : Les évolutions à long terme des environnements ont une dimension
relevant des interactions Soleil/Terre et Soleil/planète.
L'étude et la compréhension des processus régulateurs de ces interactions,
permettant le développement et le maintien de la vie,
sont des axes prospectifs forts pour les disciplines SHM.




La stratégie expérimentale SHM doit prendre en compte la dimension à long terme
des interactions Soleil/Terre et Soleil/planètes. Cela justifie un aspect "surveillance" des expériences.



Les contributions du CNES pour le thème Soleil - Héliosphère -
Magnétosphère (SHM) résident essentiellement dans le soutien technique
et financier des équipes scientifiques françaises
retenues sur les missions européennes ou internationales, excepté pour la mission PICARD.





Source : Cnes
http://www.suivi-soleil.com/article-les-relations-soleil-terre-99718926.html