SOLEIL

Les éruptions solaires

Il a fallu attendre, au début des années 1890, la mise au point du spectrohéliographe (instrument permettant d’obtenir, par balayage spatial, des images dans une longueur d’onde déterminée) et l’utilisation des filtres interférentiels (notamment les filtres Hα centrés autour de 656,3 nm) permettant d’isoler le rayonnement de la chromosphère pour étudier de façon systématique cette intense et éphémère activité de l'atmosphère solaire. Cette agitation prend des formes diverses : augmentation brutale du rayonnement solaire et éjections de matière hors du limbe solaire dans les régions dites actives du Soleil. Pourtant, la première observation d’une éruption solaire (ou tempête solaire ; en anglais flare, exprimant l’idée d’embrasement à la surface) a été effectuée en 1859. Il s’agit d’un événement exceptionnel observé par les Britanniques Richard Carrington (1826-1875) et Richard Hodgson (1804-1872) qui détectèrent, indépendamment, à la surface du Soleil qu’ils étaient en train d’étudier, une soudaine augmentation de l’émission lumineuse dans le domaine du visible provenant d'une région marquée par les déplacements d'énormes taches. Cet épisode devait être particulièrement intense puisqu'il impliquait une couche habituellement calme dans la basse photosphère. Charles Young (1834-1908) remarqua que des perturbations importantes du champ magnétique terrestre avaient eu lieu quelques heures plus tard, avec la signature caractéristique d'aurores boréales visibles bien au-delà de la zone polaire. L’observation de cette éruption solaire, nommée « événement de Carrington » et considérée comme la plus violente tempête solaire enregistrée ayant frappé la Terre, marque aussi le début d'une nouvelle science étudiant les relations Soleil-Terre et qui sera appelée plus tard météorologie spatiale (spaceweather).

Les éruptions solaires ont donc été caractérisées à la fin du xix^e siècle dans le rayonnement Hα provenant de la chromosphère. Mais ces observations étaient, d'une part, relativement rares (encore fallait-il observer le bon endroit au bon moment) et, d'autre part, limitées à quelques raies formées dans la chromosphère à environ 10 000 K. Il était donc impossible d'établir un bilan énergétique complet des éruptions. On sait désormais que tout le spectre électromagnétique est affecté. Ayant évalué les diverses énergies impliquées par l’événement de Carrington (thermique, cinétique, radiative, accélération de particules), les physiciens ont calculé, depuis, qu'il avait dégagé plus de 10²⁶ joules, soit l’équivalent de l’énergie lumineuse émise par tout le Soleil pendant une seconde.

Pour décrire sommairement le déroulement d'une éruption, il faut partir d'une boucle coronale (condensation de plasma à haute température) subissant une forte perturbation du champ magnétique qui y confinait le plasma. Cette rupture d’équilibre peut résulter d'une reconnexion magnétique – phénomène couramment observé dans les tokamaks (machines capables de confiner un plasma à l’aide de champs magnétiques afin de créer les conditions nécessaires aux réactions nucléaires de fusion). Ainsi, sous la poussée du plasma, des lignes de champ, qui « s'ignoraient » auparavant, viennent s'associer et l'énergie magnétique ainsi libérée est convertie en énergie cinétique et radiative. Les particules chargées (électrons, ions) du plasma sont accélérées à de très hautes énergies. Certaines, confinées dans la boucle, « chutent » vers la surface du Soleil en émettant un rayonnement X dit « de freinage » et finissent leur course dans la chromosphère et parfois dans la photosphère, couches qu'elles chauffent localement par collisions et qui produisent ainsi un rayonnement intense. Les électrons et les ions plus énergétiques, appelés SEP (solarenergeticparticles), quittent, eux, le Soleil et se propagent dans le milieu interplanétaire selon une spirale dite de Parker – du nom de l’astrophysicien américain Eugene Parker (1927-2022) qui l’a mise en évidence. Le temps pour atteindre la Terre dépend de leur lieu d'origine solaire et, bien sûr, de leur énergie. Il faut près d'une heure à des protons d'une énergie de 20 mégaélectronvolts (MeV) pour arriver au niveau de l'orbite de la Terre (rappelons que la lumière solaire met, elle, huit minutes à partir de la surface du Soleil). La masse ainsi emportée en quelques heures est toutefois bien plus faible que celle transportée par les vents solaires en une seule seconde.

La perturbation initiale de la boucle coronale va aussi affecter la haute chromosphère et la couronne avoisinantes et en particulier une structure très massive, appelée protubérance, qui peut elle aussi quitter le Soleil.

Les filaments et protubérances solaires

Ces structures de la couronne solaire sont intéressantes à cause de leur masse (des milliards de tonnes, soit de l'ordre d'un dixième de la masse totale de la couronne) et aussi parce qu’elles constituent un indicateur significatif de la topologie du champ magnétique dans cette couronne. Dans son ouvrage Le Soleil (1875-1877), le prêtre italien Angelo Secchi (1818-1878) décrivait les protubérances qu’il observait au-dessus du bord solaire comme « des amas de matière lumineuse ayant une grande vivacité et possédant une activité photogénique très remarquable ». Plus tard, ces protubérances seront identifiées comme étant identiques aux filaments sombres observés sur le disque solaire. Ces deux structures représentent donc le même objet physique qui est nommé différemment en fonction de sa position sur le disque solaire.

Une protubérance-filament est composée de plasma dense (10¹⁷ particules/m³) et froid (8 000 K) localisé dans la couronne solaire, qui est un milieu chaud et dilué. Elle est soumise au rayonnement chromosphérique sous-jacent qu'elle absorbe et diffuse : vue sur le disque, c'est l'absorption qui domine et cette structure (appelée dans ce cas filament) apparaît plus sombre que les régions avoisinantes, alors qu'au-dessus du bord c'est la diffusion qui l'emporte et la protubérance apparaît plus brillante que la couronne. Sa longueur peut atteindre quelques centaines de milliers de kilomètres, sa hauteur quelques dizaines de milliers et son « épaisseur » plusieurs milliers de kilomètres. De telles structures allongées ont de quoi intriguer, mais l'explication est encore une fois magnétique. La composante verticale du champ magnétique change en effet de signe de part et d'autre d'une telle structure et sa composante horizontale permet de retenir le plasma dans le creux des lignes de ce champ magnétique. Les protubérances-filaments, apparemment stables, peuvent durer jusqu’à plusieurs mois, mais sont sujettes à des mouvements internes importants jusqu'à ce que des perturbations extérieures (telles que l'émergence d'un nouveau champ magnétique) conduisent à leur départ du Soleil.

Les éjections de masse coronale

Éruptions (flares), éruptions de protubérances et éjections de masse coronale (EMC ; en anglais CME pour coronal mass ejection) sont des phénomènes étroitement liés. Les CME, nuages de plasma créés au niveau de la couronne solaire, n'ont pu être détectés qu'après l'invention, au début des années 1930, du coronographe par Bernard Lyot (1897-1952) et son utilisation à bord des satellites à partir du début des années 1970. Cet instrument, destiné à étudier la couronne solaire en dehors des éclipses (seuls moments auparavant possibles pour observer cette zone du Soleil), permet en effet de se débarrasser de la lumière directe du disque solaire (en reproduisant artificiellement une éclipse de Soleil) d'une part, et de la lumière parasite du fond du ciel d'autre part, cette dernière étant d'autant plus gênante qu'on observe loin dans la couronne.

Une CME a trois composantes :

– tout d’abord, juste derrière l'onde de choc créée par son avancée dans la couronne, une large « boucle » (qui ressemble à une ampoule électrique) bien visible en lumière blanche, constituée de matière ionisée et résultant de l'accumulation de matière derrière l'onde de choc ;

– en arrière de cette boucle, une région sombre de moindre densité, appelée cavité ;

– encore plus en arrière (équivalent du filament de l'ampoule), la protubérance qui est entrée en éruption.

La forme exacte de la boucle mentionnée ci-dessus n'a pu être déterminée qu'avec l'utilisation de la tomographie (technique d’imagerie 3D) rendue possible avec la mission Stereo (Solar Terrestrial Relations Observatory) lancée en 2006. Les deux sondes spatiales jumelles de ce programme – possédant chacune un jeu complet d’imageurs-coronographes – observent le Soleil sous des angles différents et fournissent ainsi des couples d’images stéréoscopiques qui permettent d’obtenir une vision en trois dimensions de notre étoile et ses structures. Se déplaçant dans le domaine interplanétaire à une vitesse de l'ordre de 1 000 km/s, une CME mettra deux à trois jours pour atteindre l'orbite de la Terre. Le champ magnétique qu’elle porte et la quantité de matière qu’elle contient sont susceptibles de perturber la haute atmosphère de la Terre.