Le Soleil

Le Soleil nous fournit de la lumière et de la chaleur nécessaire à la vie sur Terre. L'énergie provient des fissions nucléaires qui ont lieu au coeur du Soleil. La chaleur dégagée remue constament les couches externes observables par des télescopes placés sur Terre ou à bord d'engins spatiaux. Comme la Terre, le Soleil tourne aussi autour de son axe, en 27 jours environ, mais contrairement à la Terre, sa rotation n'est pas uniforme, l'équateur tourne plus vite que les régions près des pôles.

Cette rotation inégale, couplée au remous des couches supérieures, pourrait bien produire (par un "mecanisme de dynamo" décrit plus loin) des régions de champ magnétique intense : des taches solaires noires visibles par des observateurs sur terre. Un astronome amateur allemand, Heinrich Schwabe, nota aux alentours de 1850 que le nombre de ces taches augmentait et diminuait sur des cycles d'environ 11 ans (voir figure ci dessous, tracant le "nombre de taches solaires dur un siècle).

Cycle des taches solaires(1850 - 1975)

Près des pics de ce cycle correspond un dégagement d'une violente énergie près des taches solaires, émettant des rayons X, des bouffées d'ondes radio et des nuages de plasma se déplacant rapidement qui peuvent produire des orages magnétiques quand ils atteignent la Terre. Parfois, spécialement au cours des grands évènements, les dégagements produisent aussi des ions de hautes énergie qui s'étendent à travers l'espace interplanétaire, vers l'orbite de la Terre et au delà. De tels évènements sont souvent associés à des "éruptions", des éclairs soudains dans la chromosphère (couche élevée dans l'atmosphère du Soleil). On voit mieux la chromosphère à travers des filtres qui ne laissent passer que le lumière rouge de l'hydrogène, et c'est à travers de tels filtres que les éruptions sont habituellement vues, bien que la première érruption fut observée à travers un telescope ordinaire par by Richard Carrington en 1859.

En savoir plus sur le Soleil

Cliquez ici pour lire le compte rendu d'observation de l'éruption observée le 1er septembre, 1859.

La Couronne Solaire

Lorsque la Lune couvre la face brillante sur soleil durant une éclipse totale, les couches externes peu visibles deviennet visibles : la chromosphère rougâtre et au dessus d'elle, les longues banderolles de la couronne. Près des taches solaires, ces banderolles semblent être formées par les lignes de champ magnétiques, et au dessus des poles solaires, ils suggèrent des lignes de champ s'élevant à partir des poles magnétiques comme ceux de la Terre.

Puisque la chaleur du soleil provient de son centre, on peut s'attendre à ce que la température des couches éloignées de la fournaise soit plus basse. En fait, cela n'est pas le cas. Tandis que la face visible du soleil (la couche appelée "photosphère") a une température d'environ 6000 degrés Celcius, la couronne qui commence seulement à quelques milliers de kilomètres plus haut atteint des millions de degré (1,8 millions de degré. Aucunes explications satisfaisantes n'a jamais été donnée -- l'énergie est apparenment transmise aux couches supérieures du Soleil d'une façon qui n'est pas ordinaire).

Plus sur la couronne Solaire

Le Vent Solaire

Le plasma de la couronne est si chaud que la gravité du soleil ne peut pas le retenir. Les franges supérieures s'éloignent dans toutes les directions, dans un flot constant de particules connu sous le nom de vent solaire. Se déplaçant à environ 400 km/sec (environ 250 miles/sec), le vent atteint la terre en 4 à 5 jours et met plusieurs mois pour attendre le planètes les plus reculées : les limites extérieures, la frontière entre l'espace dominé par le soleil et le milieu interstellaire est probablement encore plus distante. Les sondes spatiales Voyager 1 et 2, lançées en 1977, devraient atteindre la frontière dans le 21ème siècle, et la NASA espère que les piles nucléaires qui propulsent ces engins tiendront assez longtemps pour observer la transition.

Lorsque le vent solaire quite la couronne, il ramasse le champ magnétique local -- fourni par les taches solaires et les poles magnétiques du Soleil-- et emporte ses lignes dans l'espace, formant le champ magnétique interplanétaire (CMI). Le CMF est assez faible -- au niveau de l'orbite terrestre, il est seulement d'un dixmillième du champ à la surface de la Terre-- mais comme c'est montré dans le paragraphe suivant, il exerce une influence extraordinaire sur la magnétosphère terrestre.

Comme déjà mentionné, les lignes de champ dans un plasma agissent comme des fils sur lesquels les électrons et les ions sont ficelées. Si le champ est fort, ces particules sont forcées d'aller là où les lignes les guident. D'un autre coté, lorsque les particules sont nombreuses et énergétiques, comme c'est le cas avec le vent solaire, elles peuvent pousser le champ magnétique. Quand leur écoulement est dévié, par exemple, les lignes changent de forme en entrainant toujours les mêmes particules. A cause de cet effet, la structure du CMI même a des grandes distances, tend à mémoriser la rotation du soleil à son origine.

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