Vent solaire
Le vent solaire est un flux de plasma s’échappant de la haute atmosphère du Soleil. Il est constitué principalement d’électrons, de protons et de particules alpha, dont l’énergie se situe généralement entre 1,5 et 10 keV. Ce flux de particules varie dans le temps, ainsi que selon la longitude solaire, en densité, en température et en vitesse. Ces particules peuvent échapper à l’attraction gravitationnelle du Soleil grâce à leur grande énergie, elle-même due à la température très élevée de la couronne et aux phénomènes magnétiques, électriques et électromagnétiques qui s’y produisent.
Le vent solaire se divise en deux composantes, appelées respectivement vent solaire lent et vent solaire rapide. Le vent solaire lent a une vitesse d’environ 400 km/s, une température de 1,4 à 1,6×106 K et une composition très proche de celle de la couronne. À l’inverse, le vent solaire rapide a une vitesse typique de 750 km/s, une température de 8×105 K et une composition presque identique à celle de la photosphère du Soleil. Le vent lent est deux fois plus dense et son intensité est plus variable que celle du vent rapide. Il présente aussi une structure plus complexe, avec des régions turbulentes et des structures à grande échelle.
Flux radio solaire à 10,7 cm
Le flux radio solaire à 10,7 cm (2 800 MHz) est un excellent indicateur de l’activité solaire. Souvent appelé indice F10.7, il constitue l’une des plus longues séries d’observation de l’activité solaire. Les émissions radio F10.7 proviennent de la haute chromosphère et de la basse couronne de l’atmosphère solaire. L’indice F10.7 est bien corrélé au nombre de taches solaires ainsi qu’à plusieurs mesures de l’irradiance solaire ultraviolette (UV) et visible. Exprimé en « unités de flux solaire » (s.f.u.), il peut varier de moins de 50 s.f.u. à plus de 300 s.f.u. au cours d’un cycle solaire.
éruptions
Une éruption solaire est un éclat soudain de luminosité observé à la surface du Soleil ou sur son limbe, interprété comme une libération d’énergie considérable, pouvant atteindre 6×1025 joules. Elle est souvent, mais pas toujours, suivie d’une gigantesque éjection de masse coronale. L’éruption projette dans l’espace, à travers la couronne solaire, des nuages d’électrons, d’ions et d’atomes. Ces nuages atteignent généralement la Terre un ou deux jours après l’événement.
Les éruptions solaires affectent toutes les couches de l’atmosphère solaire (photosphère, chromosphère et couronne) : le plasma y est chauffé à plusieurs dizaines de millions de kelvins, tandis que les électrons, les protons et les ions plus lourds sont accélérés jusqu’à des vitesses proches de celle de la lumière. Elles produisent un rayonnement sur tout le spectre électromagnétique, des ondes radio aux rayons gamma, mais l’essentiel de l’énergie est émis à des fréquences situées hors du domaine visible ; c’est pourquoi la majorité des éruptions ne sont pas visibles à l’œil nu et doivent être observées avec des instruments spécialisés. Les éruptions se produisent dans les régions actives autour des taches solaires, là où de puissants champs magnétiques traversent la photosphère et relient la couronne à l’intérieur du Soleil. Elles sont alimentées par la libération soudaine (en quelques minutes à quelques dizaines de minutes) de l’énergie magnétique stockée dans la couronne. Ces mêmes libérations d’énergie peuvent produire des éjections de masse coronale (CME), bien que la relation entre les CME et les éruptions ne soit pas encore bien établie.
La fréquence des éruptions solaires varie, de plusieurs par jour lorsque le Soleil est particulièrement « actif » à moins d’une par semaine lorsqu’il est « calme », en suivant le cycle de 11 ans (le cycle solaire). Les grandes éruptions sont moins fréquentes que les petites.
Classification
Les éruptions solaires sont classées A, B, C, M ou X selon leur flux maximal (en watts par mètre carré, W/m2) dans les rayons X de 100 à 800 picomètres, mesuré près de la Terre par les satellites GOES.
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Classe |
Plage du flux maximal à 100-800 picomètres
W/m2
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| A |
< 10−7 |
| B |
10−7 – 10−6 |
| C |
10−6 – 10−5 |
| M |
10−5 – 10−4 |
| X |
≥ 10−4 |
Une ancienne classification des éruptions repose sur les observations spectrales en Hα. Ce système utilise à la fois l’intensité et la surface émettrice. La classification en intensité est qualitative : les éruptions sont qualifiées de faibles (f), normales (n) ou brillantes (b). La surface émettrice est mesurée en millionièmes d’hémisphère, comme indiqué ci-dessous. (La surface totale de l’hémisphère est AH = 6,2×1012 km2.)
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Classe |
Surface corrigée
(millionièmes d’hémisphère)
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| S |
< 100 |
| 1 |
100 – 250 |
| 2 |
250 – 600 |
| 3 |
600 – 1200 |
| 4 |
> 1200 |
Taches solaires
Les taches solaires sont des phénomènes temporaires de la photosphère du Soleil, qui apparaissent comme des taches sombres par rapport aux régions environnantes. Elles correspondent à des concentrations de champ magnétique qui inhibent la convection et entraînent une température de surface plus basse que celle de la photosphère voisine. Les taches solaires apparaissent généralement par paires, dont les deux membres ont des polarités magnétiques opposées. Leur nombre varie selon le cycle solaire d’environ 11 ans.
Le nombre de taches solaires augmente rapidement puis diminue plus lentement selon un cycle irrégulier d’environ 11 ans, bien que d’importantes variations de ce nombre d’un cycle à l’autre soient connues sur de plus longues périodes. Par exemple, de 1900 aux années 1960, la tendance des maxima solaires en nombre de taches a été à la hausse ; depuis les années 1960, elle a quelque peu diminué. Ces dernières décennies, le Soleil a connu un niveau moyen d’activité en taches nettement élevé ; il n’avait pas été aussi actif depuis plus de 8 000 ans.
Le nombre de taches solaires est corrélé à l’intensité du rayonnement solaire depuis 1979, année où les mesures satellitaires du flux radiatif absolu sont devenues disponibles. Comme les taches sont plus sombres que la photosphère environnante, on pourrait s’attendre à ce que davantage de taches entraînent moins de rayonnement solaire et une baisse de la constante solaire. Cependant, les bordures des taches sont plus brillantes que la moyenne, donc plus chaudes ; globalement, un plus grand nombre de taches augmente la constante solaire, c’est-à-dire la luminosité du Soleil. La variation de la production solaire due au cycle des taches est relativement faible, de l’ordre de 0,1 % de la constante solaire (une amplitude de 1,3 W/m2 entre le minimum et le maximum, pour une constante solaire moyenne de 1 366 W/m2).
