Le vent solaire

L’espace n’est pas vide entre les plan`etes et le Soleil : le Soleil le remplit d’un flot superso- nique<sup>45</sup>, radial, de particules charg´ees (protons et ´electrons, avec des traces d’ions plus lourds : un plasma assez semblable `a la composition du Soleil)⁴⁶, qui forme la cavit´e h´eliosph´erique, et baigne toutes les plan`etes⁴⁷. Certaines peuvent lui opposer un bouclier magn´etique, lorsqu’elles sont dot´ee d’un champ magn´etique propre (cf. Sec. 1.4).

1.3.1 Le mod`ele de Parker du vent solaire (1958)

Le principe `a la base de la formation du vent solaire a ´et´e mis en ´evidence par E. N. Parker dans son mod`ele de 1958. Pour simplifier, le gradient de pression dans la couronne tr`es chaude exc`ede la force de gravit´e, ce qui produit une force nette qui acc´el`ere les particules ; le vent finit par atteindre un r´egime asymptotique, du fait de l’affaiblissement du gradient de pression

`

a plus grande distance. Les ´equations de base du mod`ele de Parker peuvent ˆetre trouv´ees dans Hundhausen (1972), par exemple.

Le mod`ele de Parker consiste `a traiter le plasma solaire comme un seul fluide en expansion radiale (sym´etrie sph´erique) et stationnaire. Les temp´eratures des protons et des ´electrons sont donc ´egales, de mˆeme que leurs densit´es (quasi-neutralit´e) et leurs vitesses (dans le cas contraire, la densit´e de courant ne serait pas nul et le Soleil se chargerait)⁴⁸. Le traitement des ´equations fait apparaˆıtre un rayon critique r_c = ^mp_4kT^GM⊙, et une vitesse critique u_c, telle que u²_c = ^2kT_m

p, correspondant `a la vitesse du son. Il existe alors 4 classes de solutions<sup>49</sup> (Fig. 1.13). Seule la solution transsonique de classe 2 peut ˆetre retenue : les solutions de classe 3 et 4 correspondent `a des vitesses ´elev´ees pr`es du bord solaire, qui ne sont pas observ´ees, et la solution de classe 1 donne une pression finie trop ´elev´ee `a l’infini (comme dans le cas du mod`ele statique de Chapman, cf.

p. 8). Pour une temp´erature de 10⁶ K, le point critique se trouve `a approximativement 6 R_⊙(⁵⁰).

La vitesse critique vaut ≈120 km·s⁻¹.

En faisant croˆıtre la temp´erature coronale, il est alors possible de faire augmenter la vitesse du vent solaire (Fig. 1.14).

45c’est-`a-dire dont la vitesse est sup´erieure `a celle du son dans le vent solaire.

46Le Soleil perd ainsi≈10⁶tonnes par seconde. Mais `a la fin de sa vie, il n’aura perdu que 0.01% de sa masse initiale.

47Il n’y a donc pas vraiment de limite `a la couronne solaire.

48Davantage de d´etails peuvent ˆetre trouv´e, par exemple, dans Hundhausen (1972).

49Parker traita d’abord une version simplifi´e, isotherme. Mais la topologie g´en´erale des solutions est inchang´ee.

50Rappelons que l’orbite de la Terre se trouve `a une distance approximative du Soleil de 214 R⊙.

1.3. Le vent solaire 39

Fig. 1.13: Topologie des solutions du mod`ele de Parker de vent solaire : seule la classe 2, correspondant `a un vent acc´el´er´e jusqu’`a une vitesse supersonique, est physiquement acceptable (tir´e de Phillips (1992))

40 Chapitre 1. Le Soleil, sa couronne, et le vent solaire

Fig. 1.14: Vitesse du vent solaire en fonction de la distance au Soleil, pour diff´erentes temp´eratures coronales, selon le mod`ele de Parker (tir´e de Phillips (1992)).

Remarque : Les lignes de champ restent a priori connect´ees avec la surface du Soleil (ce qui est confirm´e par les observations). Du fait de la rotation du Soleil et du couplage du champ magn´etique avec le plasma en expansion radiale, les lignes de champ adoptent donc une configu- ration telle que sur la figure 1.15 (”Spirale de Parker”, repr´esent´ee l`a dans le plan de l’´equateur).

1.3.2 Deux r´egimes de vent solaire

D`es les premi`eres observations in situ, il apparut que le vent solaire ´etait loin de se pr´esenter comme un flot stationnaire : temp´erature, champ magn´etique, densit´e, et en particulier vitesse fluide, peuvent varier fortement au cours du temps⁵¹. Ceci permis d’identifier une structure appel´ee ”high speed stream”, caract´eris´ee par une vitesse pouvant atteindre ∼ 800 km·s⁻¹, contre ∼ 400 km·s⁻¹ pour le vent solaire suppos´e ”calme”. La sonde Ulysses, qui permis de sortir du plan de l’´ecliptique `a partir de 1992<sup>52</sup>, montra qu’en r´ealit´e il existe deux r´egimes typiques de vent solaire. Lors du minimum solaire, ces deux r´egimes sont associ´es `a des zones bien d´efinies (voir Fig. 1.16) : la premi`ere, au-dessus de ∼30<sup>◦</sup> de latitude h´eliosph´erique<sup>53</sup>, est caract´eris´ee par un vent ”rapide” de vitesse moyenne ∼750 km · s<sup>−1</sup>, pr´esentant seulement de faibles fluctuations de composition et de vitesse ; ceci sugg`ere que ce vent est en ´equilibre avec sa base coronale. La seconde, autour de l’´ecliptique solaire (donc dans la zone couverte par les pr´ec´edentes missions spatiales), est caract´eris´ee par un vent solaire ”lent” (∼ 400 km · s⁻¹),

51Du fait des oscillations de la ”jupe de ballerine” form´ee par la couche de courant ´equatoriale, en p´eriode de minimum, ou `a cause de CME, ou du fait des changement de conditions au cours du cycle solaire. . .

52Elle permet une ´etude du vent solaire (vitesse, composition, etc) en faisant varier 3 param`etres : la distance au Soleil (entre 1 et 5 UA), la latitude (elle ne peut n´eanmoins d´epasser 80^◦de latitude, de part l’inclinaison de son orbite), et la p´eriode du cycle.

53`a la distance du Soleil o`u Ulysses se trouve.

1.3. Le vent solaire 41

Fig. 1.15:Spirale de Parker, dessin´ee par les lignes de champ : elles restent connect´ees `a la surface du Soleil pendant sa rotation. Les fl`eches repr´esentent le vent solaire en expansion radiale, qui entraˆıne le champ magn´etique avec lui (tir´e de Phillips (1992)).

42 Chapitre 1. Le Soleil, sa couronne, et le vent solaire dont les fluctuations de vitesse, mais aussi de temp´erature et de densit´e, peuvent ˆetre tr`es importantes ; ceci sugg`ere que les conditions `a la base de la couronne varient, et que le flot n’est pas en ´equilibre. C’est ce qui pousse de plus en plus la communaut´e scientifique `a s’int´eresser au vent solaire rapide, qui semble repr´esenter l’´etat le plus ”pur”.

1.3.3 Origine du vent solaire rapide

Krieger et al. (1973) ont ´et´e parmi les premiers `a identifier les trous coronaux comme la source des ”flots de grande vitesse” (high speed streams) qu’observent parfois les sondes spatiales, au niveau de l’´ecliptique. Paradoxalement, ce sont donc les r´egions o`u la temp´erature ´electronique est la plus basse qui engendrent le vent solaire le plus rapide. Ce sont par ailleurs les plus

”discr`etes”, celles qui ne ”brillent” pas par la manifestation d’´ev´enements violents d´egageant d’´enormes quantit´es d’´energies telles que les ”flares”.

L’existence des deux r´egimes de vent solaire, associ´es `a des r´egions spatiales bien d´efinies, pendant le minimum du cycle, permet de penser que c’est la structure de la couronne (et donc la topologie du champ magn´etique) qui est `a l’origine de cette distinction. L’acc´el´eration du vent solaire rapide est ainsi souvent associ´ee `a des tubes de flux ”super-radiaux” (c’est `a dire que la section droite d’un tube de flux augmente plus rapidement que la distance au carr´e). Les trous coronaux pr´esentent ce type d’expansion (e.g. Munro and Jackson (1977)), mod´elis´ee par Kopp and Holzer (1976). L’´equivalent `a plus petite ´echelle est le ”funnel” d´ej`a pr´esent´e. Dans les trous coronaux mˆeme, l’origine du vent solaire a ´et´e identifi´ee par plusieurs ´etudes comme ´etant dans les interplumes, lesquelles pr´esentent, dans le plan du ciel, une telle divergence (Giordano et al., 2000; Wilhelm et al., 2000; Teriaca et al., 2003) ; Gabriel et al. (2003) estiment au contraire que les plumes contribuent pour une grande part au vent solaire rapide.

Si l’origine d’une partie du vent rapide dans les trous coronaux semble ´etablie, pour Habbal and Woo (2001) et Woo and Habbal (2002) le vent rapide proviendrait aussi de la couronne calme, tandis que le vent lent ne viendrait que de l’axe des jets coronaux uniquement. Antonucci et al. (2005) ont r´ealis´e une ´etude d´etaill´ee de la formation du vent lent dans la structure spatiale et magn´etique des jets coronaux. Remarquons aussi que la structure magn´etique de la couronne pourrait ˆetre un peu plus compliqu´ee que l’image qu’en donne les mod`eles de type Pneuman and Kopp (1971), comme le laisse penser l’observation d’une importante composante de champ magn´etique radial `a toutes les latitudes (Habbal et al., 2001).