Introduction : Soleil, vent solaire, relations Soleil-Terre
Nous sentons sur Terre les rayonnements visible et infrarouge du Soleil. Mais nous savons aussi que la couronne solaire émet d’autres rayonnements électromagnétiques, radio, UV, EUV et X, ainsi que le vent solaire, un courant de particules électriquement chargées, notamment des protons et électrons. Ces émissions varient avec le cycle d’activité et comprennent aussi des sursauts, des bouffées de particules de haute énergie et des éjections de matière et de champ magnétique (éjections coronales de matière - abréviation en Anglais CME ; voir l’article sur l’activité éruptive). Les rayons X, EUV et radio sont les plus rapides à atteindre la Terre, après un voyage d’environ 8 minutes en ligne droite. Les particules de haute énergie - protons, quelques noyaux lourds, électrons, parfois des neutrons - suivent quelques minutes ou dizaines de minutes plus tard. Les champs magnétiques éjectés lors d’une éjection de masse mettent, quant à eux, un à deux jours pour parvenir à la Terre.
La Terre est donc exposée aux flots variables de rayonnement et de particules chargées et aux éjections du champ magnétique solaire (Fig. 1). Et pourtant, le Soleil nous apparaît comme une étoile bien calme, et l’est en fait, puisque la vie a réussi à se développer sur Terre dans cet environnement. L’impact des émissions solaires et de leur variabilité devient toutefois évident dans la haute atmosphère et la magnétosphère de la Terre et d’autres planètes.
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Les boucliers de la Terre : champ magnétique et atmosphère
La plupart des émissions mentionnées ne sont en fait observables qu’avec des instruments spécifiques, en dehors de la protection que procurent l’atmosphère et le champ magnétique de la Terre. En effet, l’atmosphère absorbe le rayonnement X et une partie du rayonnement UV du Soleil, alors que le champ magnétique de la Terre dévie les particules chargées.
Déviation des particules chargées par le champ magnétique
Le champ magnétique, engendré par des mouvements de fluides conducteurs à l’intérieur de la Terre, ressemble à celui d’un aimant (dipôle) près de la Terre, mais est déformé par le vent solaire à plus grande altitude. Les lignes de champ sont tracées par les lignes bleu-gris épaisses dans le dessin de la Fig. 1. C’est l’interaction avec le vent solaire qui donne à ce champ magnétique son allure caractéristique : comprimé du côté tourné vers le Soleil, allongé en « queue magnétosphérique » dans la direction opposée.
Les particules électriquement chargées, comme les protons et électrons, ne peuvent se propager librement en présence d’un champ magnétique : leurs trajectoires s’enroulent autour des lignes de force, comme le montre le schéma à gauche de la Fig. 2. Une particule chargée arrivant de l’espace va donc rencontrer le champ magnétique de la Terre, faire un demi-tour à l’intérieur de la magnétosphère, puis la quitter, si son énergie ne dépasse pas un certain seuil (trajectoire étiquetée E < E0 sur la figure). La très grosse majorité des particules chargées est ainsi réfléchie par le champ magnétique de la Terre. Ce n’est que dans la région des cornets polaires que les particules peuvent accéder à l’atmosphère sans obstacle du champ magnétique – c’est le parcours indiqué par la flèche tiretée de la Fig. 1. Ces régions sont petites et ne laissent passer, en temps normal, qu’un faible nombre de particules. Les électrons précipités ainsi dans l‘atmosphère contribuent à de très faibles aurores diffuses, mais l’origine des aurores brillantes est autre, comme nous le verrons plus loin. En revanche, des bouffées de protons de haute énergie du Soleil peuvent y pénétrer et créer une ionisation supplémentaire à la normale.
Freinage des particules de haute énergie dans l’atmosphère
Les particules qui passent l’obstacle du champ magnétique impactent l’atmosphère de la Terre. Elles rencontrent le long de leur trajectoire de plus en plus d’atomes et se mettent tôt ou tard à interagir avec eux, notamment en détruisant les noyaux atomiques et en produisant ainsi
des faisceaux de particules secondaires qui poursuivent la traversée de l’atmosphère. Ces particules interagissent de nouveau avec les atomes et molécules ambiants, par exemple en arrachant des électrons (ionisation). L’ionisation supplémentaire de la basse ionosphère, au-delà du taux créé par le rayonnement UV solaire, est une conséquence typique de la pénétration de particules solaires énergétiques dans les régions polaires.
Les particules pénétrant dans les régions polaires se propagent le long des lignes de champ magnétique, qui ne leur oppose donc aucun obstacle. Dans d’autres régions, seulement des particules de très haute énergie (1 GeV ou plus – voir ici pour cette unité d’énergie) franchissent le bouclier magnétique. Les particules secondaires qu’elles engendrent sont si énergétiques qu’elles atteignent le sol et peuvent y être détectées. Toutefois, le Soleil n’accélère des particules à de telles énergies que lors de quelques rares événements (en moyenne un par an). On peut utiliser les particules secondaires arrivant au sol comme diagnostic des particules de haute énergie incidentes.
Les rayonnements X et UV dans l’atmosphère de la Terre
Le champ magnétique de la Terre ne modifie pas la propagation des ondes électromagnétiques. Les rayons X et EUV sont absorbés par les molécules de la haute atmosphère, notamment l’ozone. « Absorber » veut dire que l’énergie de ces rayonnements est transformée : les molécules et atomes frappés par ces rayonnements se mettent en mouvement plus rapide – ce qui implique que l’atmosphère est chauffée par les rayonnements. Certains atomes perdent des électrons sous l’impact du rayonnement : à partir de 80 km au-dessus du sol, on constate que l’atmosphère de la Terre est ionisée. Cette couche de l’atmosphère est appelée ionosphère. Elle est notamment utilisée pour réfléchir des ondes hertziennes, de longueurs d’onde dépassant quelques mètres, émises depuis le sol. Cela nous permet de communiquer, par ondes courtes, avec des correspondants lointains que nous ne pouvons atteindre directement du fait de la courbure de la surface terrestre. Le gros des rayonnements X et EUV du Soleil provient des régions actives et varie donc à différentes échelles temporelles : lentement au cours du cycle d’activité solaire d’environ 11 ans, plus rapidement à la suite de la rotation du Soleil en environ 27 jours, et encore plus rapidement, en quelques minutes, lors d’une éruption. Toute cette variabilité se retrouve donc dans la température, la densité et le degré d’ionisation de la haute atmosphère de la Terre.
Le chauffage de l’atmosphère entraîne son expansion. L’atmosphère monte donc et freine des satellites en orbite basse (quelques centaines de km, comme la station spatiale internationale). Une forte activité solaire oblige les opérateurs de satellites à corriger les orbites plus fréquemment qu’en période de faible activité. Les périodes de forte activité solaire sont une menace pour la survie des satellites, et on a, en 2001, fait chuter la station spatiale MIR avant une période de maximum d’activité, afin d’éviter sa chute incontrôlée au cours de ce maximum.
L’ionisation variable de l’atmosphère terrestre par le rayonnement UV modifie les conditions de propagation des ondes hertziennes et affecte les communications tout comme les mesures de position par les satellites GPS, dont le principe repose sur la propagation d’ondes hertziennes entre un système de satellites et les objets terrestres.
Particules de haute énergie
Les protons solaires de quelques dizaines de MeV accélérés au cours d’une éruption et d’une éjection de masse sont bien visibles dans les images de différents instruments du satellite SoHO, comme de petits traits blancs qui aveuglent le télescope EIT (Fig. 3, panneau de droite).
S’ils arrivent à pénétrer dans les cornets polaires, ces protons augmentent l’ionisation dans l’atmosphère, entraînant la perturbation des communications des avions sur des vols transpolaires, majoritairement au voisinage du pôle nord. C’est un problème majeur qui a obligé des compagnies à dérouter certains vols en période de forte activité solaire.
Les particules, qu’il s’agisse des particules accélérées au Soleil ou de celles accélérées dans la magnétosphère, sont susceptibles de perturber l’électronique à bord de satellites. Certaines particules de haute énergie peuvent pénétrer dans les équipements et créer des incidents particuliers, allant de la perturbation des mémoires d’ordinateurs et de la génération de signaux parasites à la destruction physique de parties de l’électronique, notamment par des décharges violentes qui répondent au dépôt de charge électrique par les particules pénétrantes. Certains problèmes peuvent être corrigés par des algorithmes de contrôle. Mais de grands flux de particules restent un problème et suscitent un intérêt pour la prévision de ces phénomènes. Les agences lançant ou opérant des satellites évitent par exemple les manœuvres lors de forts flux de particules énergétiques solaires. L’impact des particules a d’autre part des effets cumulatifs qui entraînent la dégradation lente des équipements.
Champ magnétique du vent solaire et champ magnétique de la Terre
L’interaction du vent solaire avec le champ magnétique de la Terre donne à la magnétosphère terrestre sa forme caractéristique (Fig. 1) : son côté aplati tourné vers le Soleil et sa queue allongée dans la direction opposée. Cette magnétosphère n’est pas statique : elle fluctue sous l’effet des « bourrasques » du vent solaire et peut, dans certains cas, se reconnecter avec le champ magnétique du vent solaire. C’est le cas lorsque le vent solaire apporte un champ magnétique de polarité opposée à celui de la Terre du côté tourné vers le Soleil.
Les deux champs magnétiques peuvent alors se reconnecter (région rouge du dessin de la Fig. 4.a). Les lignes de champ indépendantes jaune (la flèche symbolise une partie d’une ligne de champ du vent solaire) et vert (Terre) reconnectent pour former deux lignes de champ ancrées d’un côté dans la Terre et s’étendant de l’autre côté dans le vent solaire (traits bleus, Fig. 4.b ; voir les pages sur la reconnexion magnétique). Le vent solaire, poursuivant son chemin autour de la magnétosphère, emportera ces nouvelles lignes de champ autour de la Terre et les ajoutera à la queue magnétosphérique (Figs. 4.c, d). La compression du champ magnétique indiquée par les flèches (Fig. 4.e) traduit l’apport d’énergie à la queue de la magnétosphère.
On voit que le champ magnétique a des directions opposées de part et d’autre du plan équatorial. C’est la même situation qu’en Fig. 4.a. La reconnexion magnétique peut donc, ici aussi, reconfigurer le champ magnétique. Cela conduite à des événements explosifs de reconfiguration et de libération d’énergie – les sous-orages magnétiques et, dans le cas de perturbations très fortes notamment par des éjections de masse, des orages géomagnétiques. Des particules sont accélérées dans la queue de la magnétosphère et peuvent précipiter vers l’atmosphère. Les électrons excitent alors les atomes et molécules de la haute atmosphère, générant les aurores boréales et australes.
Lors des orages géomagnétiques, tout le système de courants électriques circulant dans la magnétosphère est perturbé. Cela entraîne des conséquences au sol de la Terre, par l’induction de différences de potentiel entre différents points. Si l’on pose donc des conducteurs électriques près du sol, qu’il s’agisse de câbles électriques ou de lignes de haute tension avec leurs transformateurs, les courants vont s’écouler le long de ces dispositifs. Ils peuvent perturber les signaux passant par les câbles (ce qui causait des problèmes de communications d’abord en télégraphie, puis en téléphonie intercontinentale) ou même endommager les transformateurs des lignes de haute tension, causant des interruptions (plusieurs cas remarquables en Amérique du Nord, USA et Canada).
Champ magnétique solaire et rayons cosmiques
Les variations du champ magnétique solaire sont certes un facteur majeur des perturbations affectant la Terre, mais elles constituent aussi un écran contre les particules chargées venant de l’extérieur du système solaire, le rayonnement cosmique galactique. La force et la turbulence du champ magnétique interplanétaire varient au rythme du cycle d’activité du Soleil. L’effet répulsif que le champ magnétique interplanétaire exerce sur les rayons cosmiques est plus fort en période de forte activité, et l’intensité du rayonnement cosmique au voisinage de la Terre est moindre. Elle a un minimum en période de forte activité solaire et un maximum aux alentours du minimum du cycle. On parle de la modulation solaire du rayonnement cosmique – un effet que l’on peut assimiler à un potentiel électrostatique répulsif variant avec le cycle solaire, appelé potentiel héliocentrique.
Implications biologiques : astronautes, navigation aérienne
La pénétration dans l’atmosphère de la Terre de particules énergétiques issues du rayonnement cosmique galactique et de quelques événements solaires particulièrement forts entraîne la cassure de noyaux atomiques et la génération de particules secondaires. Ces particules constituent, pour les êtres vivants, une irradiation dont l’importance augmente avec l’altitude. Des astronautes quittant la magnétosphère terrestre, lors d’un vol vers la Lune ou la planète Mars, sont pleinement exposés aux bouffées de particules du Soleil. La seule protection actuellement envisageable semble être la construction d’un abri à bord du vaisseau qui doit, pour protéger contre un grand événement solaire, opposer aux particules solaires une masse de 30 g/cm2 (par exemple une plaque d’aluminium de 11 cm d’épaisseur). La prévision de ces événements et la mise à l’abri des astronautes sont un enjeu crucial pour la reprise des vols spatiaux habités. Les événements solaires individuels sont bien moins importants pour le personnel navigant à bord des avions, mais le rayonnement cosmique galactique constitue une source supplémentaire d’irradiation pour les équipages, notamment ceux survolant fréquemment les pôles. A titre d’exemple, la dose d’irradiation typique lors d’un vol Paris-San Francisco est d’environ 2-3% de la dose moyenne que nous recevons au sol en France en un an. L’origine principale de la dose reçue à bord d’un avion est le rayonnement cosmique galactique. Le personnel navigant recevant cette dose de façon répétée doit être surveillé. Une éruption solaire peut doubler la dose reçue lors d’un vol transatlantique – mais des éruptions produisant des particules à très haute énergie sont rares (1/an en moyenne). Il faut souligner que cet effet biologique est cumulatif : c’est l’exposition quasi-continue du personnel de l’aviation au rayonnement cosmique et non pas l’événement individuel qui constitue le risque à surveiller.
Pour plus d’informations :
- Pages sur la prévision solaire à l’Observatoire de Paris
- Pages du système SIEVERT de surveillance du personnel de l’aviation civile
- Pages sur les rayons cosmiques, base de données NMDB
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Qu’est-ce que la « météorologie de l’espace » ?
Il s’ensuit de ce qui vient d’être dit que les émissions de la couronne, qu’il s’agisse d’ondes électromagnétiques, de particules du vent solaire, de particules de haute énergie ou de champ magnétique, interagissent avec la magnétosphère et la haute atmosphère des planètes, en particulier de la Terre. Les conséquences sont multiples, allant de la perturbation des orbites de satellites à celle des communications par ondes hertziennes et de la transmission d’énergie électrique par les lignes de haute tension dans les régions proches des pôles magnétiques : l’activité solaire a des conséquences sur la technologie et sur la vie quotidienne des sociétés qui en dépendent. L’analyse et la prévision de ces phénomènes est appelée météorologie de l’espace. Il s’agit d’un problème complexe : les effets des perturbations solaires sont rarement directs, et les relations de cause à effet sont d’autant plus difficiles à saisir que les effets ont lieu bas dans l’atmosphère.
L’effet d’une perturbation donnée dépend, en dehors de son intensité intrinsèque, de la localisation au Soleil et des conditions du milieu interplanétaire. On sait que l’activité géomagnétique est statistiquement plus forte en mars et septembre que dans les autres mois, ce qui indique de nouveau l’importance de la position relative des régions sources au Soleil et de la Terre Les effets du Soleil varient avec son cycle d’activité. Il y a de ce fait certains effets systématiques, telle l’augmentation des rayonnements X et UV avec le nombre de taches ou d’autres indicateurs de l’activité qui sont prévisibles. D’autres effets, notamment l’occurrence ou l’intensité des éruptions, éjections de masse ou événements à particules, sont sporadiques et échappent, pour l’instant, à la prévision détaillée.
Physique des perturbations héliosphériques et météorologie de l’espace au LIRA
Les thématiques de l’équipe transverse « Perturbations héliosphériques et météorologie de l’espace » sont d’une part les recherches sur les perturbations de l’héliosphère, partant des conditions aux limites dans l’atmosphère solaire et allant jusqu’à la détection dans le vent solaire et les magnétosphères planétaires. D’autre part nous menons des activités autour de la fourniture de données et de la production de données synthétiques et d’outils d’aide à l’interprétation. Ces activités servent aussi bien à la recherche scientifique qu’aux applications en météorologie de l’espace pour des utilisateurs externes à la communauté de recherche. Les processus physiques sur lesquels nous travaillons concernent notamment les éjections coronales de masse (CME) et les particules chargées de haute énergie. Ces travaux se fondent sur l’expertise développée dans les pôles de physique solaire et de physique des plasmas.
Recherches en relations Soleil-Terre
Sur les fondations développées depuis de nombreuses années, nous menons des recherches sur l’origine et la propagation des perturbations héliosphériques. Ces travaux exploitent actuellement des instruments à bord des satellites SoHO, STEREO, SDO, Hinode, Proba 2, ACE, Wind, le télescope spatial Hubble et les instruments au sol, à la station de Nançay, le réseau mondial des moniteurs à neutrons et le télescope optique THEMIS. Les travaux actuels sont aussi une préparation aux missions Solar Orbiter et Solar Probe +, dont les observations dans l’Héliosphère interne nous permettront une vue sur les structures magnétiques et particules énergétiques plus près de leur source. Cette vue sera bien moins déformée par la propagation interplanétaire que les mesures faites à la distance de la Terre. Nous comptons poursuivre quatre grands axes de recherche :
- Développer la compréhension de l’origine des éjections de masse en utilisant les extrapolations 3D du champ magnétique à partir des mesures photosphériques (THEMIS, Hinode/SOT/SP, SDO ; puis Solar C) et la simulation numérique.
- Etudier l’interaction des éjections de masse avec le vent solaire et l’évolution des structures magnétiques au cours de leur propagation. Etablir la chaîne des processus d’éjection et d’interaction avec différents objets du système solaire, incluant les magnétosphères de la Terre et d’autres planètes. Etablir des simulations globales de l’interaction vent solaire/magnétosphère, avec une application particulière à la magnétosphère de Mercure en soutien à la mission future BepiColombo (travail dans le cadre du projet Européen "Shock’").
- Etudier les particules de haute énergie des sites d’accélération dans la couronne jusqu’à leur détection dans l’espace interplanétaire ou à la Terre. Identifier le lien entre les populations de particules de haute énergie dans l’espace et les processus dynamiques dans la couronne : éruptions, éjections de masse, ondes de choc (travaux entre autres dans le cadre des projets Européens "HESPE’" et "SEPServer’").
- Développer la modélisation numérique de l’environnement d’un satellite (code SPIS, Onera/ESA, en collaboration avec plusieurs équipes européennes). Ce code permet de choisir les matériaux pour la construction de certaines éléments de Solar Orbiter. Il est également employé pour créer une base de données de simulation pour différentes conditions environnementales et configurations du satellite prévues au cours de la mission.
Vers un accès unifié aux données d’observation et produits de données
Les pôles de physique des plasmas et de physique solaire, en collaboration notamment avec les agences spatiales (CNES, ESA, NASA), la station de radioastronomie de Nançay et l’IPEV (Institut polaire français Paul-Emile Victor), produisent de grandes quantités de données et de résultats de simulations numériques. Nous poursuivrons l’effort d’unifier les accès à des données complémentaires en physique des perturbations héliosphériques, engagé avec la diffusion des données radio multi-instruments (site web radio monitoring) et du réseau des moniteurs à neutrons (projet NMDB). Nous comptons également rendre les cartes de champs magnétiques et leur extrapolation dans la couronne disponibles via le site MEDOC (IAS Orsay). Nous sommes responsables de la fourniture de données radio spatiales au CDPP et fortement impliqués dans les projets d’observatoire virtuel, en particulier HELIO et AMDA (au CDPP).
Contributions à la météorologie de l’espace
Au LIRA, nous participons à la météorologie de l’espace par différentes actions :
- la recherche sur les thématiques des relations Soleil-Terre, notamment sur le développement des éjections de masse dans la basse couronne et leur propagation dans l’espace interplanétaire ainsi que sur la propagation des particules de haute énergie du Soleil à la Terre ;
- la fourniture de données de surveillance du Soleil par les observations optiques à Meudon et radio à la station de Nançay ( Radiohéliographe, réseau décamétrique et le nouveau spectrographe ORFEES) ;
- la prévision du cycle d’activité solaire pour l’orbitographie des satellites ;
- la surveillance du rayonnement cosmique, grâce aux moniteurs à neutrons des Iles Kerguelen et de Terre Adélie (Antarctique), en coopération avec l’IPEV ;
- la fourniture des données dérivées des mesures avec les moniteurs à neutrons à l’Institut de Radioprotection et de Sûreté Nucléaire (IRSN) pour la prévision et la surveillance des doses de radiation du personnel de l’aviation civile (système SIEVERT) ;
- le conseil scientifique aux études de prévision, notamment des événements à particules.
Dans le cadre d’une approche globale qui se prépare au niveau Européen par le programme Space Situational Awareness (SSA) de l’ESA, nous sommes co-responsables d’une action transverse de l’Observatoire de Paris "Environnement spatial de la Terre" (avec l’IMCCE et la station de radioastronomie de Nançay).
