Vent solaire, Héliosphère, propagation des rayons cosmiques

Avant d’atteindre la Terre, les rayons cosmiques traversent des milieux interstellaire et interplanétaire complexes. Le nombre de rayons cosmiques qui frappent 1 m² de la Terre en une seconde (le flux de rayons cosmiques) et d’autres propriétés sont affectés par les champs magnétiques que les particules rencontrent. La variabilité du champ magnétique du Soleil, emporté dans l’espace par le vent solaire, introduit des variations du flux des rayons cosmiques sur des échelles de temps allant de quelques heures aux millénaires.

Couronne solaire et Héliosphère

Nous savons depuis des observations d’éclipses solaires (et depuis des observations coronographiques – par exemple l’expérience LASCO sur la sonde SoHO, ESA/NASA) que le Soleil s’étend bien au-delà de la région brillante que nous voyons habituellement à l’œil, et qu’on appelle la photosphère. La couronne solaire est un gaz tenu avec un champ magnétique. Sa température moyenne est d’environ (1-2)x10⁶ K. Ce gaz est presque complètement ionisé, donc composé de particules électriquement chargées. On appelle un tel gaz ionisé un plasma. La pesanteur ne peut pas à elle seule retenir la couronne au Soleil. On a réalisé dans les années 1950, en partant des observations et de considérations physiques sur les gaz chauds, que ce plasma doit effectuer une expansion supersonique et emplir tout le système solaire.

Ce plasma chaud s’étend dans toutes les directions depuis la couronne à des vitesses entre un peu moins de 300 à plus de 1000 km/s durant des événements transitoires. C’est le vent solaire. On distingue deux régimes du vent solaire régulier : le vent solaire rapide provenant des trous coronaux à une vitesse pouvant atteindre 800 km/s et le vent solaire lent, qui vient d’autres régions de la couronne (en particulier des structures appelées grands jets, bien connus des clichés d’éclipses) à des vitesses de l’ordre de 400 km/s. Comme la couronne, le vent solaire est principalement composé de particules chargées : des protons, des électrons, une petite quantité (5%) d’hélium, ainsi que quelques ions plus lourds. Le dessin ci-contre montre quelques structures à grande échelle qu’on peut voir dans les clichés des coronographes ou d’éclipses naturelles: les grands jets contribuant au vent solaire lent et les trous coronaux, sources du vent solaire rapide. La couronne est aussi un milieu dynamique sur des échelles plus petites, avec des jets de plasma, des ondes de choc et des perturbations du champ magnétique appelées ondes d’Alfvén. Ces structures et perturbations façonnent le milieu interplanétaire et contribuent à sa dynamique.

Le vent solaire entraîne le champ magnétique du Soleil dans le système planétaire. Tandis que le champ magnétique est suffisamment fort près du Soleil pour retenir le plasma et pour structurer la couronne, le plasma chaud commence à dominer le champ magnétique à quelque distance du Soleil, et l’entraîne dans l’espace. Le dessin ci-contre, superposé à une image de la couronne par SoHO prise en 1996, représente des lignes de force. Le vert et le bleu désignent les polarités opposées. A partir d’une certaine distance au Soleil les lignes de force sont alignées à l’écoulement du vent, que nous supposons ici simplement radial. Le plan équatorial sépare des lignes de force d’orientations opposées. Le changement brusque du champ magnétique à cet endroit implique un fort courant électrique. On appelle la fine couche entre les champs magnétiques opposés la nappe de courant héliosphérique. En réalité il ne s’agit pas d’une simple surface plane, puisque la couronne solaire n’est en général pas symétrique.

Les lignes de force qui s’étendent dans l’espace interplanétaire restent ancrées au Soleil et suivent sa rotation. L’écoulement radial du vent solaire ressemble au jet d’un arrosoir de jardin tournant – la trajectoire des gouttes d’eau est incurvée par la rotation. Un observateur au Soleil suivant un volume de gaz du vent solaire verrait la même chose. De plus, le champ magnétique est aligné sur cette trajectoire. C’est pourquoi les lignes de force sont incurvées dans le milieu interplanétaire. Lorsqu’on les regarde d’un point de vue au-dessus du pôle nord du Soleil, leur forme est celle d’une spirale d’Archimède, aussi appelée spirale de Parker, d’après Eugene Parker qui a développé, en 1958, le premier modèle hydrodynamique du vent solaire avec son champ magnétique. Comme le montre la figure, la spirale de Parker connecte la Terre à un point à droite du centre du disque solaire, dans l’hémisphère ouest du Soleil.

Après que des particules chargées ont été accéléré dans l’atmosphère du Soleil et éjecté à haute énergie dans l’espace interplanétaire, leur propagation est guidée par le champ magnétique interplanétaire. S’il est décrit par le modèle de Parker, on s’attend à détecter des particules énergétiques à la Terre pourvu que le site d’accélération se situe dans l‘hémisphère ouest du Soleil. Les observations des moniteurs à neutrons confirment cette attente de façon statistique: l’histogramme ci-contre montre la répartition en fonction de la longitude solaire (longitude héliographique) des éruptions associées avec les événements à particules observés par les moniteurs. L’histogramme a son maximum entre 30° et 60° de longitude ouest, comme attendu si les particules viennent le long de la spirale de Parker. Il y a néanmoins des exceptions notables, comme des particules qui semblent provenir d’éruptions dans l’hémisphère est du Soleil ou de sa face cachée. Le modèle de Parker ne donne en effet qu’un modèle simple de la configuration moyenne du champ magnétique interplanétaire, modèle qui ne s’applique pas forcément à tous les événements individuels.

• Unité de l’intensité du champ magnétique: 1 nT (nano Tesla) =10^-9 Tesla
• Les températures des protons et électrons sont différentes. Ceci est typique d’un gaz de faible densité – c’est par exemple aussi le cas dans un tube à néon.

Perturbations de l’Héliosphère

Le champ magnétique solaire à grande échelle et l’Héliosphère

L’Héliosphère, c’est la région autour du Soleil remplie par le vent solaire et le champ magnétique qu’il transporte. A la frontière avec le milieu interstellaire, le vent solaire supersonique est décéléré à une vitesse subsonique. Ce freinage a lieu dans l’onde de choc terminale (Anglais: termination shock). Une transition similaire de supersonique à subsonique est attendue entre le vent interstellaire et l’Héliosphère, au choc d’étrave (Anglais: bow shock ; image: http://www.nasa.gov/centers/ames/images/content/72408main_ACD97-0036-1.jpg).

En partant de la mesure de la variation du flux du rayonnement cosmique galactique (voir plus loin) avec les moniteurs à neutrons, on a estimé que l’Héliosphère devait avoir une taille d’environ 100 UA (1 UA = 1 unité astronomique est la distance moyenne entre le Soleil et la Terre : 1.5x10⁸ km). Cette distance vient d’être mesurée directement par les deux sondes spatiales Voyager, lorsqu’elles ont traversé le choc terminal de l’Héliosphère en 2007 et 2008.

Perturbations de l’Héliosphère

Les sondes spatiales nous permettent de mesurer directement les paramètres fondamentaux du vent solaire. Ce n’est pas un écoulement paisible : des fluctuations du champ magnétique, appelées ondes d’Alfvén, sont produites tout le temps par des mouvements turbulents du gaz au Soleil et se propagent vers l’espace interplanétaire. Des discontinuités du champ magnétique et ondes de choc sont engendrées par la collision entre vents solaires rapide et lent dans les régions d’interaction en co-rotation (Anglais: corotating interaction region; CIR) et par les éruptions et éjections de masse dans la couronne solaire. Les éjections de masse traversent le système solaire et peuvent être détectées près de la Terre en tant qu’ éjections de masse interplanétaires (Anglais: interplanetary coronal mass ejections, ICMEs). Un type particulier est appelé nuage magnétique (Anglais: magnetic cloud). Quand une éjection est suffisamment rapide, elle engendre une onde de choc (Anglais: shock wave ) devant elle – tout comme un avion volant à vitesse supersonique dans l’atmosphère de la Terre.

La figure à gauche montre un exemple d’une éruption et éjection de masse solaire qui a provoqué des perturbations notables de l’Héliosphère. Les quatre clichés ont été pris le 28 Octobre 2003 par différents instruments à bord de la sonde SoHO (ESA/NASA): les groupes de taches solaires (cliché en haut à gauche) signalent une activité intense et des champs magnétiques complexes à la surface solaire. Des éruptions brillantes ont eu lieu dans la région la plus large et la plus complexe, un peu au-dessous du centre de l’image. Ces phénomènes ont, par exemple, été observés par l‘ Extreme Ultraviolet Telescope (EIT; en haut à droite). Une éjection coronale de masse rapide et large apparut quelques minutes plus tard dans le champ de vue des coronographes LASCO (figures du bas). Ces structures se propagèrent dans la couronne à une vitesse dépassant 1000 km/s.

Les observations des satellites ont montré que cette éjection rapide a enveloppé la Terre un jour plus tard, le 29 Octobre. La figure à droite est un dessin schématique (d’après l’article de Y. Liu et al., J. Geophys. Res., 111, A09108): le champ magnétique coronal expulsé avec l’éjection de masse (la ligne rouge illustre une ligne de force) perturbe le champ magnétique de l’Héliosphère (lignes bleus). Le plasma du vent solaire ne peut pénétrer dans la structure éjectée. Il est donc comprimé, et son champ magnétique avec lui, ou bien il contourne l’éjection de masse, comme indiqué par les deux flèches bleues. La forme des lignes de force est modifiée. A l’interface entre l’éjection de masse et le vent solaire ambiant, le champ magnétique peut devenir turbulent. Les rayons cosmiques d’origine solaire ou galactique trouvent dans un tel milieu des conditions de propagation tout à fait différentes de l’Héliosphère calme.

Propagation des rayons cosmiques dans l’Héliosphère

Les rayons cosmiques galactiques qui pénètrent dans l’Héliosphère interagissent avec le vent solaire. Les particules de très haute énergie ne seront pas affectées – elles traversent le vent solaire comme s’il n’existait pas. Mais les rayons cosmiques aux énergies modérées, disons jusqu’à quelques dizaines de GeV, ressentent ce milieu. Ce n’est pas au travers des collisions, puisque ce gaz est si ténu que des collisions directes entre une particule du rayonnement cosmique et une du milieu ambiant est très peu probable. Mais les fluctuations du champ magnétique font en sorte que la trajectoire des rayons cosmiques dévie beaucoup de la ligne droite.

On peut comprendre comment cela fonctionne en utilisant la description élémentaire du mouvement d’une particule chargée dans un champ magnétique uniforme. Si le champ magnétique varie au cours du temps, la particule «voit» un champ magnétique dont la direction change tout le temps. De ce fait, la direction du mouvement de la particule changera sans cesse. On dit alors que la particule est diffusée par les irrégularités du champ magnétique.

La modulation solaire du rayonnement cosmique galactique

Les rayons cosmiques galactiques sont diffusés par les irrégularités du champ magnétique qui se propagent vers l’extérieur de l’Héliosphère avec le vent solaire. Le nombre des irrégularités varie avec le cycle d’activité de 11 ans. Le traceur le mieux connu du cycle solaire est le nombre moyen de taches (courbe verte). La surveillance pendant de nombreuses années du rayonnement cosmique par le réseau mondial des moniteurs à neutrons montre que le flux du rayonnement cosmique galactique (courbe rouge) varie aussi avec le cycle solaire : lorsque le nombre de taches solaires est grand, le flux des rayons cosmiques galactiques est faible et vice versa.

Cette modulation solaire, comme on l’appelle, des rayons cosmiques galactiques est due à la propagation des particules dans le milieu dynamique de l’Héliosphère. Le champ magnétique de l’Héliosphère est très fortement variable en période de forte activité, c’est à dire lorsqu’il y a beaucoup de taches solaires, d’éruptions et d’éjections de masse. Le champ magnétique turbulent du milieu interplanétaire dévie alors les rayons cosmiques bien plus efficacement qu’en période calme, où le champ magnétique est plus régulier. Comme l’interaction des rayons cosmiques avec les fluctuations du champ magnétique dépend de l’énergie des particules, la modulation solaire change aussi le spectre d’énergie du rayonnement cosmique: la dépression du rayonnement cosmique est d’autant plus forte que l’énergie est faible.

Maintenant que nous avons remarqué la similitude entre les évolutions du nombre de taches solaires et du flux des rayons cosmiques, regardons aussi les différences : les évolutions des rayons cosmiques se distinguent nettement dans deux cycles successifs. Dans un cycle la courbe a un maximum pointu (par exemple en 1987), dans le cycle suivant ce maximum est bien plus plat (1997). Cela traduit le fait que le cycle solaire dure en fait 22 ans en moyenne, au lieu de 11. Tous les 11 ans le champ magnétique global renverse sa polarité. Cette polarité affecte fortement la propagation des particules chargées dans l’Héliosphère.

Hormis le cycle d’activité du Soleil, c’est aussi la localisation des régions actives qui affecte la propagation des rayons cosmiques. Une région active crée une structure magnétique localisée qui suit la rotation du Soleil avec une période d’environ 27 jours. Cette période se retrouve dans le flux des rayons cosmiques. D’autres variations ont lieu sur des échelles de temps bien plus longues, et laissent également leurs traces sur la Terre. Elles se trouvent notamment dans les carottes de glace polaire. Nous assistons, entre 2007 et 2009, à une période prolongée de faible activité : en mai 2009 13, années se sont écoulées depuis le minimum précédent, au lieu des 11 années en moyenne. La modulation du rayonnement cosmique confirme la faible activité solaire - son flux est plus élevé à la fin de l’année 2009 que lors des minima précédents de l’activité solaire.

Les dépressions Forbush

Les configurations de champ magnétique formant les éjections de masse interplanétaires (ICME) réduisent également le flux des rayons cosmiques. La figure ci-contre montre plusieurs jours de mesure du rayonnement cosmique par des moniteurs à neutrons au mois d’Avril 2001. Les mesures sont archivées dans la base de données NMDB. Les taux moyens de comptage mesurés au début de la période représentée ont été soustraits. Ces courbes montrent le pourcentage du taux de comptage par rapport à la moyenne mesurée avant l’événement. Cet événement est une dépression des taux de comptage qui atteint 12-14%, et peut atteindre 20% dans certains cas. On appelle ces événements des dépressions Forbush, d’après le physicien Scott Forbush, qui les a observées pour la première fois. Les dépressions sont attribuées au bouclier que produisent la structure magnétique complexe et turbulente autour de l’éjection de masse ainsi que l’onde de choc en amont de l’éjection.

Pour visualiser d’autres dépressions Forbush, utilisez le NMDB event search tool dans les outils d’accès aux données de NMDB. Choisissez le numéro de l’événement dans la liste des effets Forbush et les stations dont vous voulez tracer les observations. Puis cliquez sur “Submit.”