Couronne et vent solaires
1. Le soleil et la couronne
Le soleil est une boule de gaz dont la temperature et la densite varient
tres fortement du centre (15 millions de K) vers la surface (ou photosphere),
où la temperature tombe à environ
5800 K.
On pourrait s'attendre a ce que la temperature
decroisse quand on s'eloigne de la surface; or, lorsqu'on monte
suffisamment, la température
remonte et grimpe à plus d'un million de degrés.
On appelle "couronne" cette haute atmosphère chaude (et donc
étendue) du soleil.
On n'a pas actuellement de description théorique satisfaisante
du ou des processus qui maintiennent ce desequilibre de temperature entre
la couronne et la surface: les processus
de chauffage de la couronne sont un sujet d'étude
important de la physique solaire.
Parce qu'elle est si chaude, la couronne émet dans l'ultraviolet et
X.
On a donc une image de la température dans la couronne en
observant dans cette gamme de longueurs d'onde (satellites
Soho/EIT
et Yokoh). Les trois images du disque solaires ci-dessus montrent la distribution
de luminosité à 304 et 284 Angstroms, (He II et FeXV), et
en X;
les deux premières images montrent les régions ayant
des températures respectivement de 60000 et 2 106 K. On notera
qu'à la plus haute temperature (deuxième image)
la brillance est intermittente a petite echelle (points chauds). Avec l'image X,
on observe que les régions émettrices ont une structure
déterminée: dans les deux cas, on a une image de la distribution
des zones de chauffage, c'est-à-dire de transformation de l'énergie
dominante (magnétique) en chaleur. Dans le dernier cas, on peut
penser qu'on a
une image relativement fidèle de la structure magnétique
elle-même
à grande échelle. Si vous voulez voir l'état actuel
du soleil tel qu'il est vu par divers instruments de Soho,
cliquez ici.
Pour le site d'Orsay (Medoc) montrant des observations coordonnees de
Soho et Meudon,
cliquez ici et ensuite
dans: Latest Images.
2. La haute couronne: le démarrage du vent solaire
On peut obtenir aussi (ci-dessus) des images de l'extension spatiale
de la couronne jusqu'à de grandes distances
en cachant le disque solaire et en observant la
lumiere (visible) provenant de la photosphère et diffusée ensuite
par les électrons de la couronne: on obtient ainsi
une carte de la densité dans la couronne.
Dans la première image (éclipse), le cache est de la taille du
soleil. Dans la deuxième, il a 1.5 rayons solaires (coronagraphe
C2 de Lasco/Soho), et dans la
troisième, il fait 3 rayons solaires (coronographe C3).
La dernière image ci-dessus montre des sortes de rayons de matière
partant du soleil ; ces rayons suggerent fortement un ecoulement.
On appelle ces structures des jets coronaux , ou encore
"helmet" streamers, parce que leur forme evoque celle d'un casque
a pointe. La partie basse (le casque) correspond a la presence de boucles
magnetiques fermees issues des zones de la surface a champ magnetique fort,
les taches solaires.
En realite, l'atmosphere solaire toute entiere (et pas seulement dans
les jets coronaux), s'ecoule radialement, si bien
que celle-ci remplit en fait tout le système solaire.
Le flux de matière total est
négligeable pour l'évolution de
l'étoile elle-même (10^-14 fois la masse solaire par an),
mais cet écoulement, qu'on appelle le "vent solaire",
présente un grand intérêt, car d'une part il nous renseigne
directement sur le plasma solaire (on peut envoyer des satellites mesurer
les paramètres du vent,
alors qu'on ne peut pas envoyer des satellites sur le soleil), et
d'autre part c'est le seul exemple qu'on puisse étudier
de près de mouvements turbulents d'un gaz conducteur (appelé
aussi "plasma"), très fréquents dans le reste de
l'univers.
3. Le vent solaire proprement dit
Les images ci-dessus sont trompeuses: on pourrait avoir l'impression
que la matière "part" principalement le long des rayons denses.
En fait le vent est bien plus rapide dans les zones
peu denses (noires), donc entre les rayons, si bien que le flux est à peu
près le meme partout.
La vitesse est très faible près du soleil;
elle augmente rapidement et atteint une vitesse de 200-300 km/s proche
de sa vitesse de croisière dans le domaine couvert par la troisième
image ci-dessus.
Ce sont des mesures indirectes qui donnent une bonne vue d'ensemble
de cette variation radiale de l'écoulement, les mesures
de scintillation des radio-sources.
La scintillation est provoquée par les grumeaux de
plasma interposés entre la source et nous, et on mesure la vitesse
des grumeaux.
Au niveau de la terre, la vitesse varie entre
400 (dans les jets denses et froids)
et 800 km/s (dans les jets peu denses et chauds).
On a vu que la structure du vent dans la zone d'acceleration est compliquee:
on distingue bien plusieurs jets (coronal streamers).
Plus loin, il semble que la structure se simplifie.
Dans la partie du vent solaire où des mesures directes du plasma
sont possibles, c'est-à-dire au-delà de 0.3 Unités
astronomiques,
le vent solaire ne possède plus qu'une seule surface de
symétrie, appelee couche de courant heliospherique,
parce qu'elle correspond effectivement à un courant électrique)
associé à un changement de polarité
du champ magnétique. Cette "couche"
oscille autour du
plan de l'écliptique (le plan dans lequel se trouvent
les orbites de la plupart des planètes). Le vent devient
systématiquement plus rapide (et moins dense)
quand on s'en éloigne. C'est ce qu'on voit
dans la mappemonde ci-dessous obtenue a l'observatoire de Nagoya
a partir des observations de scintillation des radio-sources. On y
a represente la vitesse du vent (rouge pour les vitesses faibles,
bleu pour les vitesses elevees) en fonction de la longitude et de la latitude
de la source solaire. La couche de vent lent (rouge) est bien localisee
autour de l'equateur solaire, dont l'ecliptique est le prolongement.
Il se peut que les jets multiples qu'on observe pres du soleil
soit la manifestation d'une seule et même couche de courant "ondulant"
autour de l'équateur. Mais, suffisamment pres du soleil,
la structure est vraiment tres compliquee (cf. figure 3 du soleil en X).
Il faut donc expliquer la simplification de la structure du vent avec la
distance...
Le phénomène de vent stellaire (découvert par E.N.
Parker en 1958)
est analogue (formellement) à la transition subsonique/supersonique
au niveau du goulot d'étranglement d'une tuyère de Laval.
Dans le cas d'une atmosphère, il faut a) un champ de gravité
central décroissant avec l'altitude
b) un flux de chaleur important qui rende le fluide quasi-isotherme
(indice polytropique proche de 1).
Il existe alors une infinité de solutions
stationnaires (à symétrie sphérique)
aux équations de Navier-Stokes. Une seule de ces solutions correspond
au vent trans-sonique. Cette solution est la seule stable. En particulier,
l'atmosphère statique est instable.
Bien entendu, il faut que la pression du milieu extérieur (le
milieu interstellaire) ne soit pas trop élevée,
sinon on obtient non un vent, mais une accrétion de l'extérieur
vers l'étoile.
4. Le vent solaire est un écoulement turbulent
Les vents stellaires ont été beaucoup étudiés
théoriquement dans le régime stationnaire. Or,
dans le cas du soleil, le signal observé (aussi bien la vitesse
que la température, etc...)
contient tout un spectre de fluctuations, qui signe un
écoulement turbulent.
On peut à première vue penser soit:
a) que les fluctuations sont le reflet relativement
fidèle des fluctuations temporelles et spatiales
de la surface solaire (ou de l'atmosphère)
b) qu'elles proviennent d'instabilité de mélange
entre jets pendant le transport (Coleman, 1967).
Nous avons montré que, dans un vent stellaire sans champ magnetique,
la turbulence est le produit d'intabilités
de jets dans la zone d'accélération,
ces jets résultant de fluctuations thermiques dans
la couronne solaire.
Cette turbulence de mélange semble être
ensuite gelée par l'expansion du plasma,
autrement dit ne plus évoluer au cours de l'advection par le vent moyen.
Il n'est pas sûr que l'instabilité de mélange
puisse se déclencher dans le vent solaire réel. En effet, les
structures magnétiques contraignent fortement
le plasma lorsqu'on est près du soleil.
Les fluctuations de vitesse transverses
(nécessaires pour le
mélange turbulent des jets) sont évacuées
par le champ magnétique sous forme d'ondes d'Alfvén.
(Dans un milieu conducteur,
les lignes de force du champ magnétique propagent en effet
les mouvements transverses à une vitesse proportionnelle
à B/sqrt(ro), où B est l'intensité et ro la densité).
Pour esperer destabiliser les jets,
il faut donc se placer près des couches neutres où le
champ magnetique est localement faible.
De telles couches neutres existent en abondance
près de la surface solaire: elles résultent de l'entrainement
des boucles magnétiques fermées par le vent.
La question posée de leur stabilité
et de leur comportement en présence de fluctuations thermiques
est en cours d'etude.