Le soleil

Le soleil est une étoile de 1.400.000 km de diamètre ( plus de 100 fois le diamètre de la terre), située à 150 millions de km environ de la terre. Sa masse équivaut à environ 300.000 fois celle de la terre.

C'est une sphère de gaz chauds, environ 75% d'hydrogène et 24% d'hélium (en masse). Sa température interne atteint 15 millions de degrés. Les réactions thermonucléaires de fusion internes constituent la source d'énergie du soleil, et provoquent le dégagement d'une énergie rayonnante.

Le soleil est animé d'une rotation. La rotation de la couche externe du soleil est dite différencielle. A l'équateur la rotation complète se fait en 25 jours, alors que près des pôles elle peut durer jusqu'à 36 jours. Ce phénomène est du au fait que le soleil n'est pas un corps solide.

La composition du soleil.

L´intérieur:

    Le noyau: c'est la région où ont lieu les réactions nucléaires . Elle s´étend du centre à environ 0,25 rayon solaire. (épaisseur environ 210000km)
    La zone radiative: le rayonnement y est constamment absorbé pour être réémis dans des directions aléatoires. On estime que l'énergie du coeur met 1 million d'années environ à traverser cette zone radiative qui s'étend jusqu'à 0,70 rayon solaire environ.(épaisseur environ 280000km)
    La zone convective: c'est une couche dans laquelle l'accumulation de l'énergie en provenance de la zone radiative créée des courants de convection très importants.(épaisseur environ 200000km)

Constitution du soleil	Le temps de parcours depuis le noyau, source de l'énergie jusqu'à l'émission en surface.

La photosphère: c'est la surface du soleil. Cette couche a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur (environ 300km). Sa densité diminue rapidement vers l'extérieur. Après être passée par un minimum de 4000°, sa température se met à remonter vers l'extérieur du soleil, pour avoisiner en moyenne 5800°. Sa surface présente une structure granulée. Ces granules ont des dimensions comprises entre 1000 à 2000 km et une durée de vie de l'ordre d'une dizaine de minutes. Ce sont des cellules qui s'élèvent dans l'atmosphère solaire, en provenance des couches plus profondes et plus chaudes : il s'agit de la partie ascendante des courants convectifs vus à travers la photosphère.
La chromosphère: en temps normal, la chromosphère est invisible car la lumière du disque solaire sature les moyens d'observations classiques. Mais on peut l'observer directement pendant les éclipse de soleil quand le disque est caché, ou en utilisant un coronographe. Cette couche a une épaisseur d'environ 8000 km [doute 1500km???], et une température qui croît jusqu'à 15 000 °vers l'extérieur du soleil.
La zone de transistion: c'est une zone peu épaisse, mais dans laquelle la température passe de quelques dizaines de milliers de dergrés à plusieurs centaines de millions de degrés.
La couronne: c'est un genre de halo qui prolonge la chromosphère et qui entoure le soleil. Elle n'a pas de limite précise mais s'étend sur plusieurs millions de kilomètres. Sa température atteint 10 millions de degrés. La couronne se prolonge dans le milieu interplanétaire sous forme d' un flux permanent de matière qui inonde le système solaire, c'est le vent solaire.

Du centre du soleil à l'extérieur de la photosphère, la température décroît. Puis, dans la chromosphère elle augmente à nouveau. Il y a une inversion rapide de l'évolution de la température. La surface du soleil est la partie la plus froide de l'astre. Ce phénomène d'inversion est du aux ondes de chocs créées dans la zone convective par les courants ascendants. Ces ondes se déplaçant vers l'extérieur cédent au milieu qu'elles traversent une partie de leur énergie cinétique. Dans la photosphère la température diminue quand on s'éloigne du coeur, alors que dans la chromosphère, au contraire, l'énergie des ondes de choc chauffe la matière.

La chromosphère	L'évolution de la température à l'extérieur du soleil

L'activité solaire.

L'atmosphère solaire est en perpétuel changement et soumise à un cycle d'activité de 11 ans correspondant à un cycle magnétique de 22 ans.

Le cycle d'activité solaire

L'activité solaire se manisfeste par :

• l'apparition de taches (Spots) sur la photosphère,
• des éruptions violentes et des protubérances gazeuses dans la chromosphère, et
• des éjections de masses dans la couronne. (CME)

Les taches solaires sont des régions où le champ magnétique solaire est très intense. Elles se caractérisent par des régions sombres ( plus froides). Les plus grosses taches peuvent atteindre plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Le nombre de taches et le nombre de groupements des taches permettent de quantifier l'activité solaire depuis plus de 250 ans. Le nombre de taches peut être de plusieurs centaines pendant une période d'activité maximum, et peut avoisiner zéro en période minimum.

Tache solaire	Groupe de taches solaires

La libération brutale à la surface du soleil d'importantes quantités d'énergie interne, provoque des éruptions solaires qui peuvent s'accompagnées d'éjection de particules.

Les protubérances se manifestent sous l'aspect de grands tubes formant de grandes arches à la périphérie du soleil. On estime qu'il s'agit de boucles de champ magnétique piégeant de la matière de l'atmosphère solaire. On distingue les protubérances quiescentes, dont la durée de vie est de l'ordre d'une ou plusieurs semaines, et les protubérances éruptives dont l'évolution est plus rapide.

Protubérences vues en périphérie		Potubérence vue en projection sur la chromosphère

Si on examine une protubérence en projection sur le disque solaire chromosphérique, au lieu de la regarder à la périphérie de la couronne, elle apparait en couleur sombre, car elle est constituée de matière photosphérique, plus froide que celle de la chromosphère. On peut alors la désigner par "filament".

Les éjections de masse coronale sont dues à de puissantes explosions magnétiques dans la couronne du soleil, qui projettent le plasma ionisé dans l'espace interplanétaire. Les éjections de masse coronale transportent des milliards de tonnes de matière. La détente dans l'espace interplanétaire, du plasma initialement comprimé par les fortes pressions existant à la surface du soleil, augmente son volume jusqu'à des tailles comparables à celle du soleil.

Ejections de masse coronale.

Les éclats solaires

Lorsque l'énergie stokée dans les champs magnétiques localisés au dessus des taches solaires, se libère brutalement, il se produit une explosion aussi appelée "éclat solaire" (flare) , avec éjection de masse coronale (CME).
Les éclats solaires produisent un sursaut de radiations à travers le spectre électromagnétique, rayons X et rayons gamma, des émissions de particules, ions et protons, et une accélération du flux de ces particules.
La mesure de la densité de protons et d'électrons, la mesure de la vitesse des flux de particules, et la mesure des variations du champ magnétique terrestre permettent de quantifier les conséquences des éclats solaires.

Rayons X

Les scientifiques classent les éclats solaires en 5 classes selon leur brillance en rayons X dans les longueurs d'ondes de 1 à 8 angströms.

Classe (W/m2) entre 1 et 8 Angströms Autre classification n3kl.org A  I < 10-7 Normal B  10-7 < = I < 10-6 C  10-6 < = I < 10-5 Active M  10-5 < = I < 10-4 M Class Flare X 10-4 < = I <10-3 X Class Flare    I > = 10-3 Mega Flare

Etat actuel du rayonnement X du soleil Données en provenance de n3kl.org

classe A: le flux de rayons X est très calme, sans aucunes conséquences terrestre
classe B: le flux de rayons X est calme, sans aucunes conséquences terrestre
classe C: le flux de rayons X est actif, avec des événements mineurs pratiquement sans conséquences sur terre.
classe M: événement d'intensité moyenne qui affectent brièvement les liaisons radio surtout au niveau des régions polaires.
classe X: événement majeur qui peut provoquer des interruptions dans les communications radio et des tempêtes de radiations durables.
Une cinquième classe est parfois utilisée par certains prévisionistes pour qualifier un événement sans précédent.

Chaque classe d'éclat de rayons X comprend 9 subdivisions. Cependant, la limite supérieure de la classe X est ouverte, et des éruptions jusqu'à X40 ont été exceptionnellement enregistrées.
La notation C3.2 correspond à un éclat de classe C et de 3,2 10^-6 W/m², B1.4 à un éclat de classe B et de 1,4 10^-7 W/m².
Des éruptions solaires de classe X20 (2 mW/m2) ont été enregistrées par les satellites du programme GOES le 16 août 1989 et le 2 avril 2001.
Le 4 novembre 2003, la plus importante éruption jamais enregistrée a été classée entre X40 et X50 (soit entre 4 mW/m2 et 5 mW/m2). (voir aussi le 16/1/2005 16/8/89 2/4/01)
Les éclats solaires peuvent provoquer des interruptions de durée variable dans les communications radio . Le NOAA a défini une échelle classant les éclats solaires selon leurs conséquences sur la transmissions des ondes herziennes (blackout).

Le vent solaire est un plasma ionisé dans lequel les protons et les électrons gardent une grande indépendance. Le plasma est éjecté radialement du soleil mais à cause de la rotation du soleil sur lui-même, le jet ancré en un point donné paraît s'enrouler en spirale. Les lignes de champ magnétique gelées dans le plasma sont emportées par le jet et adoptent la même structure spirale.
Le vent solaire s'échappe continuellement dans toutes les directions de la surface du soleil et baigne l'ensemble du système solaire.
Le vent solaire se caractérise par sa vitesse, sa densité, son flux et sa structure magnétique. La densité du vent solaire diminue avec sa distance du soleil.

Deux régimes de vents sont mis en évidence:

• les vents solaires lents, dont la vitesse est en moyenne de 400 km/s, avec une densité de l'ordre de 10 protons/cm3 au niveau de l'orbite terrestre. Ils proviennent des jets de part et d'autre de l'équateur solaire
• les vents rapides, dont la vitesse est de l'ordre de 700km/s, avec une densité de l'ordre de 3 protons/cm3. Ils sont issus des trous coronaux.

Les variations de pression du vent solaire et les particules qui percutent la magnétosphère terrestre et provoquent des variations rapides de l'intensité et de la direction du champ magnétique terrestre. On est en présence d'un orage magnétique.

Pour consulter les dernières données solaires évoquées ci dessus, allez sur la page activité solaire .

Prévisions à 27 jours: http://www.wm7d.net/hamradio/solar/27d_forecast.gif

ssn des 30 derniers jours :http://www.wm7d.net/hamradio/solar/ssnchart.gif

Absorbtion couche D

Champ géomagnétique

Le champ magnétique terrestre ne se limite pas à un phénomène situé à la surface du globe. Bien au contraire, il s’étend loin dans l’espace dans lequel est plongée la Terre.

Quiet : Le champ géomagnétique est calme (Kp < 4)

Unsettled : Le champ géomagnétique a été instable (Kp = 4)

Storm : Une tempête géomagnétique s'est produite (Kp > 4)

sxi/current_sxi_4MKcorona.png

http://www.raben.com/maps/currentActiveRegions.png activité solaire face visible

http://www.raben.com/graphs/xrayFluxG12.png Solar fux x-ray

http://www.raben.com/graphs/flare.png flare event

Welcome!! This web page displays dynamic modeling of the Earth's bow shock and magnetopause. Real time data from the ACE spacecraft (top two panels) are used to predict the shape and location of these boundaries at the present time and into the near future (The time is Universal Time as measured at Greenwich, England. Click here for information on conversions to local time). In the figure to the right, the Earth is in the center, and is illuminated from the left by the Sun (not shown). In this view, we are looking down upon the North pole; thus the figure represents the equatorial plane. The solar wind emanating from the Sun is super-magnetosonic with respect to the Earth, so that a shock wave is formed. As the solar wind flows through the shock it is slowed down, and the pressure of the solar wind is balanced by the pressure from the Earth's magnetic field. The boundary at which this pressure balance is achieved is called the magnetopause. The ACE spacecraft monitors the solar wind from a position about 200 Earth radii (RE) sunward of the Earth. The real time solar wind data from this spacecraft allows us to predict what will happen at the Earth many minutes before the solar wind actually reaches us. Important solar wind values obtained from the ACE observations include the z-component of the interplanetary magnetic field (Bz) measured in units of nano-Tesla, and the dynamic pressure (also called the momentum flux) of the solar wind, measured in units of nano-Pascal. Geosynchronous orbit (where many weather and communication satellites orbit) is depicted by the green dashed circle. Here are all the gory details. This movie is updated every five minutes (unless there is an extended data gap in the ACE observations). Click here to create movies for past intervals.
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Le vent solaire Le vent solaire est observé et mesuré depuis une trentaine d'années. Au niveau de l'orbite terrestre, sa vitesse moyenne est de l'ordre de 400 km/s, mais il existe en fait deux régimes de vent : le vent rapide (> 700 km/s) peu dense et le vent lent ( 300 km/s) et dense. Le vent solaire rapide provient des trous coronaux. Le champ magnétique terrestre nous protège des particules ionisées du vent solaire. Sous l'effet de la pression du vent solaire, le champ magnétique terrestre est déformé. Le vent solaire emporte avec lui une infime partie du champ magnétique solaire. Ceci est à l'origine de l'existence du champ magnétique interplanétaire dont les lignes dessinent une spirale d'Archimède (dite de Parker). Au niveau de l'orbite terrestre, le champ magnétique interplanétaire fait un angle d'à peu près 45° avec la direction Soleil-Terre. Lorsque le champ magnétique interplanétaire pointe vers le sud (Bz), il y a de fortes chances d'apparition de perturbations ce qui fera grimper l'indice A.

Une des caractéristiques essentielles de ce plasma ionisé du vent solaire est d'être un conducteur électrique parfait. Dans ces conditions, le champ magnétique peut y subsister de façon permanente : on dit qu'il est " gelé " dans le plasma. Décrire l'écoulement du vent solaire c'est donc décrire également la structure du champ magnétique interplanétaire. Le plasma est éjecté radialement du soleil mais à cause de la rotation du soleil sur lui-même (en 27 jours), un jet de plasma ancré en un point donné paraîtra s'enrouler en une spirale. Les lignes de champ magnétiques gelées dans le plasma sont emportées par le jet et adoptent la même structure spirale. La Terre reçoit donc de plein fouet ce flux de particules. Heureusement pour se protéger de cela, elle possède un bouclier résistant à toutes épreuves. C'est la magnétosphère qui enveloppe la Terre. Cette magnétosphère repousse donc au large le flux de particules émis par le soleil. Côté jour, cette véritable coquille magnétique est aplatie par le souffle du vent solaire, tandis que côté nuit, elle se prolonge dans l'espace par une longue queue. Son seul point faible, ce sont les pôles Nord et Sud ouverts sur l'espace. Mais, après une éruption solaire, le flux de particules devient beaucoup plus élevé, et c'est une véritable tempête qui s'abat sur la magnétosphère : très élastique, elle se déforme et encaisse le choc. Sa face exposée au soleil se comprime, les lignes de champ de sa queue se resserrent au point de former une boucle magnétique. Piégées, de nombreuses particules remontent alors le long des lignes de champ jusqu'aux pôles. En suivant les lignes de champ qui convergent vers les pôles, quelques particules du vent solaire parviennent à forcer le bouclier de la magnétosphère terrestre. Une fois dans les " cornets " polaires, elles butent sur une deuxième ceinture magnétique, avant même de pouvoir atteindre les hautes couches de l'atmosphère. Comme un rayon lumineux serait renvoyé par un miroir, les particules solaires sont refoulées vers l'espace. En pleine tempête solaire, les particules sont nombreuses à pénétrer dans les cornets polaires : en frappant violemment le miroir magnétique, elles le repoussent vers la Terre de plusieurs centaines de kilomètres ! Electrons et protons se retrouvent cette fois-ci dans les hautes couches de l'atmosphère. Les réactions qui s'ensuivent avec l'oxygène et l'azote de l'air émettent des rayonnements lumineux qui colorent le ciel : ce sont les aurores polaires.

Le vent solaire est un plasma ionisé ou protons et électrons gardent une grande indépendance,car les collisions sont rares.Dès que l'on mesure la densité et la vitesse des protons sur une durée suffisamment longue,on met en évidence 2 régimes de vent distincts .Les vents solaires lents,dont la vitesse est en moyenne de 350 km/s,ont une densité de 10 protons/cm3 au niveau de l'orbite terrestre.Les vents rapides,dont la vitesse est de 700km/s,ont une densité 3 à 4 fois moindre.De même le flux total d'énergie ,est assez semblable dans les 2 cas.Le vent rapide est issue des trous coronaux aux pôles et sur le reste du limbe surtout autour du minimum du cycle solaire.Le vent le plus lent provient de la ceinture de jets de part et d'autre de l'équateur

La magnétosphère

L'existence d'un champ magnétique dipolaire et d'une atmosphère dense conduit à la formation autour de la Terre d'une magnétosphère bien développée. On distingue différentes régions: L'onde de choc (1) qui accompagne la Terre dans son déplacement supersonique par rapport au vent solaire. Son sommet se trouve à environ 12 rayons terrestres dans la direction du soleil. La magnétogaine (2) peuplée principalement de particules du vent solaire dans laquelle le champ magnétique présente de grandes fluctuations en intensité et en direction. La magnétopause (3), limite véritable de l'influence du champ magnétique terrestre. Son sommet se trouve à 10 rayons terrestres dans la direction du Soleil et elle forme, dans la direction antisolaire, une longue queue de plasma (4). Une région de piégeage instable, dans laquelle les particules chargées suivent les lignes de force du champ magnétique, mais dont les échanges avec les régions avoisinantes sont nombreux, en particulier dans la région des "cornets polaires" (5) par lesquels les particules du vent solaire peuvent trouver un accès direct à la magnétosphère interne (6). Une zone de piégeage stable, la zone de Van Allen, s'étendant jusqu'à 5 rayons terrestres dans les régions équatoriales (7).

Solar Terrestrial Indices & Plots

The data shown here is from the Space Environment Center (SEC), the National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) and the Belgium SIDC World Data Center.

Summary of Latest Indices

Last 30 days daily solar data

Forecast 27 days Space Weather

Dynamically updating plots:
6-hours X-ray
3-days X-ray
Satellite Environment
K-index
Electron Flux
GOES Magnetometer
Vent solaire

Animation flares http://www.lmsal.com/solarsoft/les_summovie/les_summary_movie.html

PA1SIX http://www.on4kst.info/chat/dom_chat_propa_index.php?sess=1&frame=1

Activité géomagnétique http://sprg.ssl.berkeley.edu/dst_index/