Soutenance mémoire
L’atmosphère solaire
Du fait de sa nature fluide, le soleil ne possède pas de surface « solide » au sens commun du terme. Par convention, on situe toutefois la frontière entre régions internes et externes au niveau de la photosphère située à RJ ∼ 697000 km du centre de l’astre. Cette fine couche de quelques 500 km pour une température de ∼ 5800 K, correspond en fait à la région du soleil observable à l’oeil nu . L’opacité y devient en effet suffisamment faible pour permettre aux photons visibles de s’échapper. Au dessus de la photosphère vient ensuite la chromosphère. Cette dernière s’observe généralement aux longueurs d’onde d’émission des raies Hα (656.3 nm), K (396.8 nm), ou bien indirectement lors d’une éclipse totale de soleil . Elle est le berceau de nombreuses manifestations de l’activité solaire qui s’étendent le plus souvent jusque dans la couronne.
La couronne solaire
La couronne solaire constitue la couche externe de l’atmosphère solaire. Elle débute vers 10000 km d’altitude au dessus de la photosphère, et s’étend dans le milieu interplanétaire pour former le vent solaire. Le milieu coronal constitue un plasma (c. à-d. un gaz ionisé) très ténu comparé aux couches sous-jacentes (la densité est de l’ordre de 10¹⁵ électrons par mètre cube à la base de la couronne, et décroît rapidement avec la distance r au soleil). Fait surprenant, la température est y anormalement élevée. Celle-ci passe en effet brutalement de ∼ 10000 K à plus de 10⁶ K dans une région de transition d’une centaine de kilomètres seulement, située entre la chromosphère et la base de la couronne. Il est généralement admis que le champ magnétique solaire joue un rôle essentiel dans le chauffage de la couronne. Plusieurs processus physiques sont susceptibles de convertir l’énergie magnétique en énergie thermique ; en faisant intervenir des couplages ondes (Alfveniques) plasma, ou bien encore les nombreuses reconnections magnétiques prenant place dans la couronne. La question reste encore discutée aujourd’hui.
Dans le domaine visible, les conditions physiques régnant dans la couronne rendent celle-ci un million de fois moins intense que la photosphère. L’observation de la couronne en lumière blanche nécessite donc une occultation naturelle (éclipse totale de soleil) ou artificielle (coronographe) de la photosphère. Et c’est la diffusion des photons visibles par le plasma coronal, et la poussière, qui permet alors de faire apparaître la structure de la couronne aux limbes. C’est principalement dans les domaines X, ultra-violet (UV) et radio, où elle est bien plus brillante, que l’observation directe de la couronne est permise. Ces rayonnements continus sont principalement produits par des raies en émission, ou bien par le freinage des électrons dans le plasma (Bremsstrahlung). Ils témoignent des propriétés du plasma et du champ magnétique, ainsi que des effets de l’activité solaire observables à ces longueurs d’onde. Les nombreuses structures visibles à toutes les échelles témoignent du couplage important entre plasma et champ magnétique, et ce principalement dans la basse couronne et dans les régions de forte densité magnétique (c.-à-d. les régions actives) où la pression magnétique devient supérieure à la pression cinétique du plasma. La dynamique coronale subit ainsi l’influence du champ magnétique qui connaît des variations cycliques d’activité sur une période de l’ordre de onze ans : on parle de cycle solaire. Ces variations se traduisent à l’échelle de l’astre par une inversion de polarité de la composante dipolaire probablement initiée sous l’effet de la rotation différentielle de l’étoile. La configuration magnétique, et par extension la structure coronale, vont ainsi connaître de profondes modifications. Et ces modifications à grandes échelles entraînent une intensification des phénomènes de reconnections magnétiques aux plus petites échelles, coïncidant avec une augmentation de l’activité solaire en surface, qui culmine au maximum solaire .
Le vent solaire
La température élevée de la couronne a pour conséquence l’évaporation du plasma coronal dans le milieu interplanétaire. Et c’est près d’un milliard de tonnes de matière que le soleil perd ainsi chaque seconde . Cette température confère aux électrons ambiants une vitesse thermique suffisante pour s’extraire des importantes forces de gravité de l’astre (vitesse d’agitation thermique supérieure à la vitesse de libération). La libération des électrons va avoir pour conséquence de modifier la neutralité du plasma coronal qui va se charger positivement. Un champ électrique induit dirigé vers le milieu interplanétaire va alors être généré, permettant aux particules chargées positivement, plus massives, de s’échapper. Le flot de particules ionisées qui en résulte forme le vent solaire, principalement constitué de protons, électrons (∼ 95%), et de particules α (∼ 5%) qui se déplacent à des vitesses supersoniques dans le milieu interplanétaire. Le vent solaire remplit ainsi tout l’espace pour former l’héliosphère qui s’étend depuis la couronne jusqu’à l’héliopause, située entre ∼ 100 et 200 unités astronomiques (UA) (une unité astronomique équivaut à une fois la distance Soleil-Terre, soit ∼ 150 × 10⁶ km) et qui marque la frontière entre milieu interplanétaire et milieu interstellaire.
Les propriétés physiques du plasma héliosphèrique varient de manière importante en fonction de la distance au soleil ; le vent solaire constitue de ce fait un excellent laboratoire naturel pour la physique des plasmas. En particulier le libre parcours moyen des particules λp augmente plus rapidement que l’échelle de hauteur caractéristique du milieu Hr . Ainsi, si le plasma peut être à peu prés considéré comme un fluide proche du Soleil (λp << Hr), il n’en est plus de même lorsque l’on s’en éloigne ; λp devient alors du même ordre de grandeur que Hr . L’approche fluide introduite par E. Parker à la fin des années 50 a malgré tout été la première a rendre compte des vitesses de l’ordre de ∼ 400 km.s −1 mesurées dans le vent solaire, ainsi que de la décroissance en ∝ r −2 (avec r distance au Soleil) de la densité. Toutefois des mesures réalisées par la suite ont mis en évidence l’existence de deux composantes du vent solaire : un vent dit lent, plus dense et chaud, se déplaçant à une vitesse moyenne de l’ordre de ∼ 400 km.s −1 , et provenant des régions équatoriales. Et un vent dit rapide, moins dense et plus froid, transporté à une vitesse moyenne de l’ordre de ∼ 800 km.s −1 , et issu principalement des trous coronaux .
L’activité solaire
Les régions actives
Les régions actives constituent la manifestation la plus visible de l’activité solaire. Elles sont le résultat de l’émergence de tubes de flux magnétiques, amenés en surface sous l’effet de la poussée d’Archimède. Elle forment ainsi un réseau complexe de champs magnétiques ouvert et fermé s’étalant sur plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de diamètre. Leur durée de vie excède rarement une période de rotation solaire (c.-à-d. ∼ 25 jours à l’équateur solaire) et elles apparaissent généralement par groupe de deux. De plus, elles se répartissent principalement sur plus ou moins 45◦ de latitude autours de l’équateur solaire. Cette répartition ainsi que leur fréquence d’observation, sont fortement corrélées aux différentes phases du cycle solaire : nombreuses et réparties sur de plus hautes latitudes en s’approchant du maximum solaire, elles deviennent de plus en plus rares et migrent vers les basse latitudes lorsque le soleil tend à redevenir calme. Le champ magnétique y est particulièrement intense (par rapport au Soleil calme) et agit à plusieurs niveaux sur le plasma ambiant. Il bloque les mouvements de convection qui ont lieu sous la surface, refroidissant ainsi localement la matière, et donnant lieu à l’apparition de taches solaires visibles sur la photosphère. A plus haute altitude, dans la couronne, les mouvements des lignes de champ magnétiques induisent des courants importants du fait de la conductivité élevée du milieu. Dans les couches « neutres », où le sens du champ magnétique s’inverse, la densité de courant est particulièrement élevée et provoque des phénomènes de turbulence qui font diminuer la conductivité. Cette situation peut évoluer de manière instable en provoquant des reconnections magnétiques brutales qui sont à l’origine des phénomènes éruptifs. Dans le vent solaire, le champ magnétique principalement fermé au dessus des régions actives coïncide en moyenne avec des mesures de vent lent (Woo et Habbal 1999). Cependant, le caractère hautement variable de la dynamique magnétique au voisinage des régions actives peut avoir une répercussion directe sur ces mesures ; en produisant des chocs se propageant dans le milieu interplanétaire, ou bien encore en générant des zones de surdensité par l’interaction entre deux régions de vent de vitesses différentes .
Les sursauts solaires
Les éruptions solaires se caractérisent par un dégagement brutal et localisé d’énergie magnétique survenant dans la basse couronne au voisinage des régions actives. Elles entraînent une cascade de processus physiques sous forme de chauffage, mouvements de matière, ondes magnéto-hydrodynamiques (MHD), accélération de particules, affectant progressivement tout ou partie des régions environnantes. Ces processus s’accompagnent le plus souvent d’émissions électromagnétiques, thermiques ou non-thermiques, à différentes longueurs d’onde depuis le domaine radio jusqu’au rayonnement γ. Ces sursauts sont très intéressants car ils offrent de précieux renseignements sur la nature des processus physiques mis en jeu, ainsi que sur les propriétés du milieu ambiant. Cependant l’énergie rayonnée par la photosphère dans le visible surpasse d’au moins 2 ordres de grandeur l’énergie totale émise lors de n’importe quelle éruption. L’observation de ces phénomènes reste donc exceptionnelle dans le visible, et il faut se tourner vers les autres domaines de longueur d’onde pour pouvoir les étudier en détail.
|
Table des matières
1 Introduction Générale
1.1 L’atmosphère solaire
1.1.1 La couronne solaire
1.1.2 Le vent solaire
1.2 L’activité solaire
1.2.1 Les régions actives
1.2.2 Les sursauts solaires
2 Les sursauts radio solaires de type III 17
2.1 Présentation des sursauts radio de type III
2.1.1 Signature spectrale
2.1.2 Mécanismes de base
2.1.3 Origine et trajectoire des électrons excitateurs
2.1.4 Corrélation avec les sursauts X et Hα
2.1.5 Observations des paires F-H
2.1.6 Diamètre et altitude de la source
2.2 Directivité des sursauts radio solaires de type III
2.2.1 Diagramme d’émission d’une source
2.2.2 Diagramme primaire
2.2.3 Diagramme apparent
2.2.4 Pourquoi aller plus loin ?
3 Directivité des sursauts aux fréquences inférieures à 1 MHz
3.1 Observations et analyse des données
3.1.1 Données radio
3.1.2 Observations
3.2 Méthode
3.2.1 Détermination de la position de la source radio
3.2.2 Diagramme d’émission
3.3 Résultats
3.3.1 Rapport d’énergies en fonction de la direction d’observation
3.3.2 Diagramme d’émission en fonction de la longitude
3.3.3 Diagramme d’émission en fonction de la latitude
3.4 Discussion
3.4.1 Effets de propagation
3.4.2 Variation avec le cycle solaire
3.4.3 Décalage vers l’est du diagramme d’émission
3.4.4 Variation en latitude
3.4.5 Mode d’émission
4 Etude du spectre radio en dessous de 10 MHz
4.1 Mission STEREO
4.1.1 Présentation
4.1.2 L’expérience S/Waves
4.2 Etude de la directivité des sursauts de type III sur S/Waves
4.2.1 Observations et analyse des données
4.2.2 Méthode
4.2.3 Résultats
4.3 Spectre d’émission radio à basse fréquence
4.3.1 Puissance rayonnée
4.3.2 Vitesse des faisceaux d’électrons
4.4 Discussion
4.4.1 Diagramme d’émission
4.4.2 Spectre radio
5 Conclusion générale
