Comment nait le vent solaire ? Malgré des décennies d'observations et de modélisation, les causes de ce phénomène qui prend sa source à la surface du Soleil, et les mécanismes qui le libèrent dans l'espace, ne sont pas bien compris. À l'aide de données de la sonde Solar Orbiter de l'ESA, une équipe internationale, comprenant un astronome de l'Observatoire de Paris - PSL avance une piste, qui paraît dans la revue Nature Astronomy, le 28 mai 2024 (Yardley et al).
Une équipe scientifique internationale (Royaume-Uni, Espagne, États-Unis, Italie, Irlande, France, Pays-Bas, Suisse, Allemagne) a analysé la couronne et le vent solaire, d'après les données envoyées par la sonde Solar Orbiter à la suite de son premier passage à proximité du Soleil, en mars 2022.
Ici, l'image composite montre la couronne solaire observée dans l'ultraviolet extrême, par trois instruments de Solar Orbiter. Le premier instrument observe le Soleil, dans son ensemble. Les deux autres (petites images superposées) ont un champ de vision réduit, permettant d'atteindre une plus grande résolution spatiale et d'obtenir des données détaillées du spectre d'émission des atomes.
© ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI & SPICE/S. Yardley En combinant des images solaires et des données mesurées in situ, l'équipe internationale est parvenue à identifier plus clairement l'origine du vent solaire lent.
Qu'est-ce que le vent solaire?Le vent solaire correspond à l'écoulement continu de particules chargées (formant un plasma) en provenance du Soleil. Il provient d'une couche de l'atmosphère solaire appelée couronne solaire. Ce plasma remplit toute l'héliosphère jusqu'à des distances de 100 fois la distance Terre-Soleil. Au voisinage de la Terre, il se déplace typiquement entre 300 et 800 kilomètres par seconde. En dessous de 500 km par seconde, le vent est qualifié de "lent".
Explication en images
Les chercheurs ont analysé des vues globales, prises dans l'ultraviolet extrême, de la couronne solaire très chaude (quelques millions de degrés). Les régions les plus brillantes sont les plus chauffées; elles sont nommées"régions actives". Les régions les plus sombres de la couronne solaire sont connues sous le nom de "trous coronaux"; ce sont les sources du vent solaire rapide.
Figure 1
(a) Image de la couronne solaire avec les champs de vision (carrés cyan et rose) des observations détaillées de la région source prédite du vent lent. Les lignes de champ magnétique calculées sont superposées.
(b) Image à haute résolution spatiale. Les sources identifiées du vent solaire lent sont indiquées par les flèches en gris foncé.
(c) Observations du champ magnétique photosphérique. Le noir (blanc) représente le champ magnétique dirigé vers l'intérieur (vers l'extérieur) du Soleil.
© ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI & SPICE/S. Yardley
Les vues satellitaires rapprochées (telles que la figure 1b) montrent à la base de la couronne, des régions lumineuses, pointées par des flèches en gris foncé. Les chercheurs y ont constaté des mouvements ascendants du plasma (figure 1c), identifiant ces zones actives, comme étant à la source du vent solaire lent.
Partant de ces observations, les scientifiques ont modélisé, à l'aide de calculs, les lignes du champ magnétique qui s'en libèrent. Représentées en couleur (figure 1a), les lignes s'étendent vers l'extérieur, loin du Soleil; elles sont ouvertes.
Leurs calculs ont permis ainsi de fournir une prédiction théorique du lien entre la région coronale "source" et les mesures in situ du vent solaire.
Une prédiction confortée par des mesures in situ
La composition chimique du vent solaire restant inchangée au cours de son trajet, celle-ci peut être utilisée comme un marqueur pour déterminer l'origine spécifique d'une partie de vent solaire. Ainsi a-t-il été procédé à des mesures de composition in situ telles que le rapport d'abondance du fer à l'oxygène.
Les résultats de l'analyse spectroscopique ont montré que le rapport du fer à l'oxygène est différent à l'intérieur des trous coronaux et des régions actives, en accord avec les mesures in situ faite dans les régions associées du vent solaire.
Les différences physiques entre les régions "sources" sont également confirmées avec d'autres mesures in situ, comme le niveau d'ionisation (le nombre d'électrons perdus par un atome).
Cela indique que la source solaire du vent lent est plus chaude que celle du vent plus rapide. Ceci est en accord avec une origine associée à des régions actives. De tels résultats permettent de contraindre la physique impliquée dans l'accélération du vent solaire.
Quels sont les mécanismes à l'œuvre ?
Si ce plasma est piégé par le champ magnétique fermé (une "bouteille magnétique" fermée), comment pourrait-il s'échapper pour former le vent solaire lent ?
En fait, ces régions actives sont entourées d'un champ magnétique ouvert (comme le montre la figure 1a), où la "bouteille magnétique" est ouverte vers l'espace interplanétaire. Le vent solaire lent vient d'une petite région où se côtoient des champs magnétiques ouverts et fermés. Là, par un processus appelé "reconnexion magnétique d'interchange", un peu de plasma de la région active peut s'échapper et former le vent solaire lent.
Cela explique notamment la différence de composition et de niveau d'ionisation entre les vents lents et rapides.
À propos de la mission Solar Orbiter En 2020, l'Agence spatiale européenne (ESA), avec le soutien de la NASA, a lancé la mission Solar Orbiter. Ce satellite est un laboratoire scientifique complexe
doté de dix instruments scientifiques. Ceux-ci permettent d'obtenir un éventail complet de données, allant de mesures in situ (locales) du plasma du vent solaire à des images, prises à l'aide d'imageurs et de spectrographes, à ce jour les plus proches et les plus détaillées du Soleil. La mission Solar Orbiter de l'ESA est une collaboration internationale dans le cadre de laquelle des scientifiques et des institutions du monde entier travaillent ensemble.
Référence:
Multi-source connectivity as the driver of solar wind variability in the heliosphere,
Nature Astronomy,
Yardley S., Brooks, D., D'Amicis R., Owen C., Long D., Baker D., Démoulin, P., Owens, M.J. et al.