Genèse des événements solaires aléatoires et extrêmes (1-1)

Introduction à la météorologie de l’espace

Le mythe de la terre entourée de vide

Comme souvent avec les questions environnementales, il convient d’abord d’essayer de faire tomber certains mythes. En ce qui concerne l’environnement immédiat de la terre, un des mythes les plus répandus est que la terre serait entourée de vide, image popularisée dans les consciences collectives par les photos des missions Apollo montrant une « bille bleue », entourée d’un vide si profond que notre terre ne semblerait influencée que par ses mécanismes internes. Cette vision biaisée de l’environnement de notre terre est issue de la technique photographique utilisée pour aboutir à ce cliché qui ne capture seulement qu’une partie très restreinte du spectre électromagnétique, le spectre visible ; auquel l’homme est réceptif.

Mais si on sort de ce spectre visible et que l’on regarde tout le spectre électromagnétique, on se rend compte que notre planète n’est pas entourée de vide mais au contraire, baigne continuellement dans de la matière, du plasma.

La terre évolue dans un plasma turbulent

Le plasma est un autre état de la matière, pratiquement inconnu du grand public. Il est différent des états solides, liquides ou gazeux de la matière. Il est composé de particules chargées et énergétiques et forme un champ magnétique. Ce champ magnétique apparaît dans un gaz lorsque la quantité d’électrons dépasse un certain seuil vis-à-vis de la quantité d’atomes neutres. Le gaz devient alors un fluide conducteur d’électricité appelé plasma. Les plasmas constituent 99% de la matière connue et observée de l’univers. Notre planète bleue baigne constamment dans le plasma de notre soleil (et non dans du vide). La météorologie de l’espace est une science très jeune, en plein bond ces dernière décennies, et en certains points déjà opérationnelle. Elle a notamment pour objectif d’analyser et de prévoir à plus ou moins courtes échéances les turbulences du plasma solaire dirigées vers la terre.

Typologie des événements solaires

Le vent solaire par temps calme

Le vent solaire est un plasma issu de l’activité solaire, c’est-à-dire un gaz ionisé, très peu dense et chaud, constitué de particules chargées (protons surtout mais aussi des électrons, des ions lourds…), qui forment le Champ magnétique interplanétaire (CMI) et un flux, turbulent et permanent. Globalement, il y a des vents solaires lents provenant de l’équateur du soleil et des vents solaires rapides provenant des pôles solaires et qui peuvent dépasser les 800 km/s. En temps de météo spatiale calme, le vent solaire est de 300 km/s.

Les vents solaires naissent dans la couronne solaire, l’atmosphère la plus externe du soleil, où les particules chargées de cette couronne atteignent des vitesses d’agitation thermique si rapides qu’elles s’échappent de la gravité du soleil et se déplacent alors en vents solaires, dans l’espace interplanétaire, notamment en direction de la terre.

Dans les périodes d’activité très intense du soleil, la quantité de matière et d’énergie du vent solaire peut être tellement importante, que ces vents solaires changent brusquement et temporairement la structure de la magnétosphère de la terre. On parle alors de tempêtes géomagnétiques, plutôt rares pour celles qui exposent significativement les activités technologiques humaines.

Les rafales de vents solaires intenses et/ou brusques, proviennent surtout d’éruptions solaires mais aussi, de manière plus atténuée, de trous coronaux.

Les trous coronaux

Ce sont de grandes zones sombres à la surface du soleil, visibles dans les observations aux rayons x. Il y règne des champs magnétiques tellement puissants que la chaleur ne peut atteindre la surface du soleil, d’où leur couleur sombre. Le vent solaire qui s’en échappe est plus rapide que le vent normal. Les trous coronaux sont les lieux où peuvent se réorganiser les champs magnétiques du soleil et donc provoquer la libération de grandes quantités de plasmas solaires. Il est souvent attendu que des vents solaires intenses s’en échappent, provoquant des tempêtes géomagnétiques sur terre mais d‘intensités mineures à modérées.

Les éruptions solaires

Les zones à risques d’éruptions solaires sont observées via satellite ou télescope terrestre. Ce sont :

• Les tâches solaires

Ce sont des tâches sombres à la surface du soleil, et qui ont le potentiel de conduire à de très fortes éruptions solaires, notamment lorsque ces tâches sont regroupées, ce qui arrive plus fréquemment lors du maximum solaire, qui se produit de manière relativement cyclique, environ tous les 11 ans (pas tout à fait cyclique, car il existe un effet des planètes sur la durée du cycle solaire).

Elles sont liées à de fortes lignes de champs magnétiques provenant de l’intérieur du soleil. Une tâche solaire est causée par un étranglement du champ magnétique sous la tâche, qui comprime les flux convectifs du plasma solaire, l’empêche d’émerger à la surface du soleil, ce qui rend ces zones de tâches plus froides, d’où leur couleur sombre.

Autour des tâches solaires, le plasma solaire s’enfonce à 4800 km/h mais ne peut émerger. Plus le champ magnétique se renforce sous la tâche, plus le plasma solaire se refroidit et s’enfonce.

• Les filaments solaires

Sur ces images aux rayons X, ils apparaissent comme des filaments sombres, qui peuvent rester visibles des jours, voir des mois. Les filaments solaires, qui enferment et entourent eux-aussi des bulles de gaz et de plasma froid, s’ils ne s’effondrent pas, peuvent aussi entrer en éruption, se détacher de la couronne solaire et produire eux-aussi l’éjection de bulles de plasma solaire. Lorsqu’on observe certains filaments en bord du disque solaire (limbe solaire), avec l’espace noir en fond, les images laissent apparaître de plus ou moins grande déformations de la couronne solaire liées à un décollement de filaments, appelées protubérances solaires, renfermant ces bulles de plasma.

• Classement des éruptions solaires

Les éruptions solaires se caractérisent par des zones brusquement radiatives du soleil, qui se produisent lorsque des champs magnétiques s’emmêlent, se choquent et libèrent alors de grandes quantités d’énergies magnétiques, où la matière est chauffée à plusieurs millions de degrés en quelques minutes. Une augmentation des radiations est alors observée sur tout le spectre électromagnétique, des grandes longueurs d’onde jusqu’aux courtes longueurs d’onde (rayons X et Gamma, émissions optiques). Ce sont les éruptions dirigées vers la terre, situées au centre du disque solaire observé sur les images, qui sont le plus surveillées. Il y a les éruptions solaires impulsives (de quelques minutes) et celles de longues durées (de plusieurs heures), ces dernières étant les plus aptes à dégager de grandes quantités de plasma solaire. Comme l’atmosphère absorbe le flux de rayons X, leur observation se fait préférentiellement depuis l’espace, entre la terre et le soleil. Les éruptions sont classées en intensité sur une échelle linéaire de rayonnement X. On les classifie quelque soit leur direction dans l’espace interplanétaire.

Il existe également des éruptions de classes A et B insignifiantes mais qui participent aux légères variations du vent solaire et celles de classe C, un peu plus fortes mais toujours très faibles et sans effets prégnants sur terre.

• Le cas des éruptions solaires à lumière blanche

La très grande majorité des éruptions solaires émettent beaucoup de rayonnement dans les UV et les rayons X et très peu dans le spectre visible. Cependant, dans de très rares cas, les éruptions solaires peuvent emmètre beaucoup de lumière dans le spectre visible, comme ce fut le cas en 1859. De gigantesques champs électro-magnétiques à l’intérieur du soleil agissent alors comme un accélérateur de particules qui envoie d’énormes quantités d’électrons à des vitesses équivalent à la moitié de celle de la lumière (voir ici). Il est important de repérer ces éruptions solaires à lumière blanche car elles comptent parmi les plus fortes éruptions solaires observées par instruments (même dans ce cas, notre œil nu ne perçoit pas ces changements de luminosité du soleil car la quantité de lumière produite reste infime au regard de la luminosité totale du soleil).

Les éjections de masse coronale – EMC

Déduites en 1859 mais découvertes en 1971 seulement, les EMC ont le potentiel de créer les tempêtes géomagnétiques les plus puissantes sur terre. Elles sont liées à d’énormes bulles de plasma comprimées par des champs magnétiques, qui peuvent être libérées dans l’espace sous forme d’un vaste nuage de plasma dense se dilatant.

On peut observer ces EMC à l’aide d’un coronographe, qui comme son nom l’indique, s’intéresse à la couronne solaire, en masquant la partie visible de la photosphère solaire. Si le halo de cette EMC apparaît comme lumineux en son centre, c’est que le EMC est dirigée vers la terre.

Les EMC peuvent être provoquées par des éruptions de tâches solaires ou par des éruptions de filaments. Leur forte densité de particules à haute énergie les rend particulièrement dangereuses lorsqu’elles atteignent la terre. Les EMC se déplacent à environ 2000 km/s et, pour les plus puissantes d’entre elles, jusqu’à 4500 km/s pour celles de retour centennales et ont été modélisées jusqu’à 6600 km/s pour les plus extrêmes, celles qui surviennent tous les 1000 ans.

Dans certains cas (groupement de tâches solaires ou de filaments…), les EMC peuvent avoir lieu consécutivement ou pratiquement simultanément, une EMC déclenchant en cascade d’autres EMC, amplifiant plus encore leur puissance, ce qui se produit plus fréquemment autour du maximum du cycle solaire.

Le passage sur terre d’une seule CME dure quelques heures. Attention,  il est toujours possible que plusieurs CME se succèdent. La marge d’erreur d’arrivée des EMC sur Terre est, pour le moment, de plus ou moins 6h.

Les événements solaires à protons ou à particules – ESP

Les ESP sont aussi appelés « tempêtes de rayonnement solaire ». Ils peuvent se produire suite à de fortes éruptions solaires ou lors de « chocs » entre EMC dans l’espace interplanétaire. Des protons sont alors projetés à des vitesses hyper-rapides pouvant atteindre 10 000 km/s. Guidés par le champ magnétique du vent solaire, ces protons arrivent en quelques dizaines de minutes s’ils sont dirigés vers la terre. Ils pénètrent alors la magnétosphère par les pôles, guidés par le champ magnétique terrestre jusqu’à la basse ionosphère où ils perdent leur énergie. Les ESP peuvent durer des jours. Ils affectent ou bloquent les communications radio HF et peuvent irradier les astronautes ou les personnels navigants transitant par les pôles.

Dans des cas assez peu fréquents, certains protons les plus énergétiques (>500MeV) peuvent pénétrer les couches de l’atmosphère, provoquant une cascade de particules radiatives (gerbes atmosphériques), mesurables à la surface de la terre via des moniteurs à neutrons. Ces particules sont communément sans dangers pour l’homme évoluant sur terre. On parle alors d’événements au niveau du sol (GLE en anglais). Plus l’ESP est puissante, plus la probabilité de GLE augmente. Ainsi, on repère aussi les traces des plus puissantes ESP dans les cernes des arbres où certains de leurs isotopes y sont retrouvés, permettant ainsi d’estimer l’ampleur des plus grosses éruptions solaires et/ou tempêtes géomagnétiques ayant touché terre (événements Miyake) avant la révolution industrielle.

Ces ESP, se propageant bien plus vite que les EMC ou les vents solaires, peuvent donc être annonciatrices d’éruptions solaires et d’éjections de masse coronale majeures.

Conclusion

Le soleil envoie donc dans l’espace interplanétaire différentes formes de plasma solaire, constituées de particules plus ou moins chargées électriquement, rapides, et/ou densément regroupées, dont il vous été donné ici quelques notions élémentaires de physique spatiale pour comprendre leur typologie (vent solaire aléatoire, trou coronal, éruptions de tâches ou de filaments solaires, ESP, EMC, événements GLE, évenements Miyake).

L’arrivée de ces fortes turbulences de plasma solaire sur la magnétosphère terrestre déclenche plusieurs phénomènes physiques, dont certains extrêmes et dommageables, que nous décrierons dans les articles suivants :

• Les perturbations radioélectriques (Partie 1-2)

• Les impulsions géomagnétiques (Partie 1-3 à venir)

• Les phénomènes radiatifs intenses (Partie 1-4 à venir)

Annexes techniques

Les outils d’observation et de prévision en météo spatiale

Grâce au satellite DSCOVR, placé sur le point stable de Lagrange L1 (où un satellite se positionne toujours à des distantes constantes de la terre et du soleil à cause des forces d’attraction de ces deux corps qui y sont équivalentes), on mesure le vent solaire, la densité de particules par cm3 et la force des champs magnétiques et leurs orientations, notamment celle des EMC, ce qui permet de confirmer les phénomènes avant qu’ils ne touchent terre.

La sonde Solar Orbiter de l’ESA, réalisée avec une participation de la NASA, est une sonde très récente lancée en 2020 pour observer le soleil. En orbite autour du soleil à 55 rayons solaires du soleil, pourvue d’un bouclier thermique, elle mesure le vent solaire, les UV extrêmes, les rayons X, les particules énergétiques émises, les ondes radios et dispose notamment d’un magnétomètre, d’un coronographe et de l’instrument SoloHi, fourni par les Etats-Unis, permettant de localiser les EMC.

La sonde SOHO, positionnée au point L1, fournit des données provenant du soleil (vents solaires…). Elle embarque notamment l’instrument LASCO2 qui est un coronagraphe, qui permet de détecter les EMC sortant de la couronne solaire et notamment celles en directions de la terre. Pour avoir une vue précise en 3D de cette EMC et une direction fiable de sa propagation, ces images sont combinées avec les satellites STEREO A et B. Il en est déduit la vitesse de départ de l’EMC et une estimation de son heure d’arrivée. htm

Grâce au satellite ACE de la NASA, lui aussi au point L1,  on détecte aussi l’arrivée d’une EMC grâce à l’augmentation d’électrons et de protons de faible énergie dans le vent solaire, visible notamment dans les diagrammes EPAM (Électron, Proton et Alpha Moniteur).  On y mesure également le champ magnétique interplanétaire et le vent solaire. Depuis 2016, ll fonctionne comme une source de secours à DSCOVR, devenu pleinement opérationnel.

Grâce au satellite SDO de la NASA en orbite géostationnaire autour de la terre, on observe en la couronne solaire (tâches solaires, trous coronaux et filaments solaires).

Grâce au réseau de 6 télescopes terrestres GONG, on observe les éruptions de filaments en HAlpha.

Le satellite GOES fournit des images solaires, des données de magnétomètre, des données de rayons-X solaires (utiles pour les coupures radio) et des données sur les protons et photons solaires à haute énergie sur Terre.

Grâce à des magnétomètres terrestres, on mesure l’intensité des tempêtes géomagnétiques et notamment les variations de sa composante horizontale du champ géomagnétique.

Les événements GLE sont suivis par le réseau A.Ne.Mo.S.

Proba2 surveille également l’activité solaire.

Les modèles de prévision des turbulences plasmatiques reposent sur EUHFORIA, le Système européen d’information de prévision héliosphérique (EUropean Heliospheric FORecasting Information Asset). EUHFORIA se compose d’un modèle coronal et d’un modèle magnétohydrodynamique (MHD) d’héliosphère.

EUHPORIA 2.0 : le modèle à venir permettra de faire des prévisions sur les radiations, le couplage CMI/Magnétosphère et des prévisions sur les courants géomagnétiquement induits. Pour gagner un temps précieux dans la prévisions des phénomènes solaires majeurs, le plus gros effort porte actuellement sur la modélisation des lignes de champs électromagnétiques qui vont de l’intérieur du soleil vers la couronne solaire, et qui compressent les bulles de plasma solaire.

Les sites internets à consulter pour suivre les événements solaires

SpaceWeatherLive : Site très bien vulgarisé, assez grand public et sans pub. Si vous avez aimé cet article, il ne vous posera aucune difficulté. Traduit en français, il représente une aubaine pour initier les francophones au suivi et à la compréhension de l’actualité météorologique spatiale.

NOAA Space Weather Prediction Center : Mine d’actualités et d’informations officielles américaines en langue anglaise sur la météorologie spatiale, présentant aussi un très bon niveau de vulgarisation des outils et phénomènes en jeu.

ESA Space Weather Service Network : Le site de la météo spatiale de l’Agence spatiale européenne, le plus riche au monde en données observationnelles et en prévisions. Néanmoins, il n’est disponible qu’en anglais, très peu d’efforts de vulgarisation y ont été réalisés et il possède plusieurs barrières bureaucratiques comme la nécessité d’une inscription par email pour suivre certaines données. Ainsi conçu, il est, hélas, assez rebutant et demeure donc réservé aux spécialistes.

Bibliographie scientifique

Cliver, E.W., Schrijver, C.J., Shibata, K. et al. Extreme solar events. Living Rev Sol Phys 19, 2 (2022). https://doi.org/10.1007/s41116-022-00033-8