Le soleil et les aurores boréales

Un peu d’histoire… Premières observations des taches solaires en l’an -52 par les chinois (à l’œil nu) Observations par projection par Galilée (1611) Première observation d’une éruption solaire le 2 septembre 1859 par l’astronome Richard Carrington. Les aurores qui ont suivi ont permis de mieux comprendre le phénomène. Lien entre les aurores et l’activité solaire établi vers 1900

Le soleil, notre étoile

Les taches solaires Ombre Pénombre Photo Pascal Paquereau

N S N S N S

Formation des taches solaires La rotation du soleil sur lui-même fait que les lignes de champ magnétique ont tendance à s’enrouler autour du soleil. A un certain moment, elles sont tellement serrées et tordues qu’elles finissent par sortir de la surface du soleil: une tache se forme. La matière à l’intérieur des lignes (ou tubes) de champ est isolée du reste du soleil: elle est donc plus froide et plus sombre, c’est pour cela que les taches sont plus sombres que le reste de la surface.

Le cycle solaire

Tous les cycles ne sont pas égaux, l’intensité des cycles varie au cours des siècles

Le diagramme « papillon »: la position des taches varie au cours d’un cycle

Le vent solaire C’est un flux permanent de particules émises par le soleil (protons et électrons). Vitesse entre 250 à plus de 1000km/s (autour de 300 ou 400km/s le plus souvent). Densité autour de quelques particules par cm3. Les particules mettent environ 3 jours pour parcourir la distance soleil-terre. Le vent solaire peut varier très rapidement suite à des éruptions solaires.

C’est le vent solaire qui forme la queue des comètes: il expulse les gaz du noyau dans la direction opposée au soleil La comète C/2009 R1 Mc Naught

La sonde ACE Rôle principal: mesurer les caractéristiques du vent solaire (arrivée d’une CME vers 16h TU)

Les éruptions solaires Eruption X7 du 9 août 2011, la plus violente du cycle actuel

Les éruptions solaires se produisent au niveau des taches solaires, généralement lorsque celles-ci ont une configuration magnétique complexe (généralement le cas avec les plus grosses taches). Les taches géantes de fin octobre 2003, vues par SOHO

Lorsque les lignes de champs se réarrangent, il se produit un dégagement d’énergie très important, dans un spectre très large (lumière visible, ultraviolets, rayons X…), c’est l’éruption solaire. La matière prisonnière dans un « tube magnétique » peut alors se retrouver violemment expulsée dans l’espace: c’est l’éjection de matière coronale, ou CME pour Coronal Mass Ejection. Toutes les éruptions solaires ne donnent pas de CME. (vidéo CME du 7 juin 2011 vue par SDO)

Rayonnement X du soleil mesuré au voisinage de la terre par les satellites GOES. On peut y voir les puissantes éruptions X17 et X11 de fin octobre 2003

Une série de CMEs filmée par SOHO pendant l’automne 2003 (cliquez sur l’image pour lancer la vidéo)

CME de type « halo », qui se dirige vers la terre Une CME se manifeste par une forte augmentation de la densité et de la vitesse du vent solaire

Grace aux sondes SOHO et STEREO, on peut modéliser les CME en 3 dimensions

Sondes d’observation du soleil SOHO

SDO (Solar Dynamics Observatory)

STEREO

Positions des sondes STEREO par rapport à la terre

CME observée par les sondes STEREO En combinant les données de STEREO et SDO, on peut surveiller 100% de la surface du soleil!

Formation des aurores polaires

Le champ magnétique terrestre est un bouclier face au vent solaire: il protège la terre des particules en provenance du soleil. Les particules peuvent se retrouver piégées dans la magnétosphère, puis pénétrer sur terre par les pôles. Lorsqu’elles entrent en collision avec les atomes de l’air, elles forment les aurores polaires. Le vent solaire forme en permanence des aurores polaires. Lorsqu’une CME atteint la terre, les aurores peuvent devenir nettement plus intenses et étendues. Aurore du 11 avril 2001 dans le sud-ouest de la France (P.P. Feyte)

Le champ magnétique interplanétaire

Le champ magnétique interplanétaire (IMF) est mesuré par la sonde ACE Le champ magnétique interplanétaire (IMF) est mesuré par la sonde ACE. Il est mesuré dans 3 directions différentes: x, y et z. La composante nord-sud de ce champ magnétique est notée Bz, elle joue un rôle capital dans la formation des aurores polaires. Si la composante magnétique nord-sud est opposée à la terre, le champ terrestre va pouvoir se connecter au IMF, et ainsi faciliter la pénétration des particules dans l’atmosphère terrestre. S’il est dans la direction opposée, c’est le contraire qui se produit. Plus la valeur Bz est négative, et plus la quantité de particules pouvant atteindre l’atmosphère terrestre sera importante. Un vent solaire très rapide sera aussi un facteur favorable. Le 20 novembre 2003, Bz a atteint la valeur -55nT: les aurores ont été vues jusque dans le sud de l’Europe ce soir là!

Lorsqu’une grande quantité de particules entre dans l’atmosphère, on parle d’orage géomagnétique. L’indice Kp donne l’intensité de l’orage sur terre, il est un bon indicateur de l’activité aurorale. Plus l’indice Kp est élevé, plus les aurores boréales descendent vers le sud.

Aurore vue du ciel

Les aurores se forment à des altitudes comprises entre 80 et 1000km. L’ovale auroral est centré sur les pôles magnétiques terrestres.

Les couleurs des aurores polaires En Alaska… En France (nov. 2003)

La couleur des aurores polaires est principalement due à 2 éléments chimiques: l’oxygène et l’azote. L’oxygène donne du rouge à haute altitude et du vert à basse altitude. L’azote donne des teintes rouges et bleues, à basse altitude Le vert est de loin la couleur la plus courante, près des pôles. En France, la plupart des aurores sont rouges. La couleur bleue est rare, et souvent associée à d’autres couleurs Aurore du 6 avril 2000 en Normandie

Quelques structures aurorales… arc couronne

rideaux Rayons verticaux

Tache lumineuse

Déplacement du pôle nord magnétique

Pour qu’une aurore puisse être visible en France… Une grosse tache doit être présente sur le soleil Elle doit produire une éruption suffisamment puissante (classe X de préférence) L’éruption doit être accompagnée d’une CME La CME doit être dirigée vers la terre Le champ magnétique du nuage de particules doit être assez puissant et orienté au sud (valeur Bz)

La CME doit atteindre la terre le soir ou en cours de nuit (pas d’aurore en plein jour!) Le ciel doit être dégagé… La pleine Lune peut empêcher de voir les aurores les plus faibles.

L’évènement « de Carrington » en septembre 1859 Une tache solaire géante Observée par l’astronome anglais Richard Carrington, au moment de l’éruption Aurores boréales du 2 septembre 1859

A gauche: transformateur endommagé au Québec, suite à l’orage magnétique du 13 mars 1989 A droite: l’éruption solaire X28 du 4 novembre 2003. L’éruption de 1859 fut encore plus puissante!