Ils résolvent le mystère de l’accélération et du réchauffement du vent solaire

Comme on le sait, le vent solaire est un flux constant de particules chargées qui émanent de la couronne solaire (l’atmosphère du Soleil) et s’écoulent dans l’espace dans toutes les directions, atteignant la Terre, où la collision de ces particules avec l’atmosphère provoque , entre autres, le phénomène coloré des aurores australes et boréales.

La partie la plus rapide de ce vent, appelée vent solaire rapide, se déplace à des vitesses supérieures à 500 km par seconde, soit 1,8 million de km/h. Cependant, le vent solaire ne quitte pas le Soleil à cette vitesse, mais bien plus lentement, et « quelque chose » l’accélère à mesure qu’il avance. Quelque chose, oui, mais quoi ?

Dans le même temps, le vent, qui quitte le Soleil à des températures avoisinant le million de degrés, se refroidit à mesure qu’il se dilate dans un volume d’espace croissant, mais, inexplicablement, il le fait à un rythme beaucoup plus lent que prévu. Qu’est-ce qui fournit alors l’énergie nécessaire pour l’accélérer et le chauffer ?

Oscillations du champ magnétique

Les données combinées des deux sondes ont fourni, pour la première fois, la preuve concluante que la réponse réside dans les oscillations à grande échelle du champ magnétique solaire, connues sous le nom d’ondes d’Alfvén.

“Avant ces travaux – explique Yeimy Rivera, du Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics et co-premier auteur de l’ouvrage – les ondes d’Alfvén avaient été suggérées comme source potentielle d’énergie, mais nous n’avions pas de preuves définitives.”

Normalement, dans un gaz commun, comme l’air terrestre, le seul type d’ondes pouvant être exprimé sont les ondes sonores. Mais lorsqu’un gaz est chauffé à des températures extraordinaires, comme cela se produit dans l’atmosphère du Soleil, il change d’état et devient un plasma qui réagit aux champs magnétiques. Ce qui permet à des ondes, appelées ondes d’Alfvén, de se former dans le champ magnétique. Ces ondes stockent l’énergie et peuvent la transporter efficacement à travers le plasma.

Un gaz « normal » exprime son énergie stockée sous forme de densité, de température et de vitesse. Cependant, dans le cas du plasma, le champ magnétique stocke également de l’énergie. Solar Orbiter et Parker Solar Probe contiennent tous deux les instruments nécessaires pour mesurer à la fois les propriétés de ce plasma et celles du champ magnétique solaire.

Travail combiné

Bien que les deux vaisseaux spatiaux opèrent à des distances différentes du Soleil et sur des orbites très différentes, en février 2022, ils se sont alignés le long du même flux de vent solaire.

Parker, qui opère à 13,3 rayons solaires (environ 9 millions de kilomètres) du Soleil, aux bords extérieurs de la couronne solaire, a traversé le courant en premier. Solar Orbiter, qui travaille beaucoup plus loin, à 128 rayons solaires (89 millions de kilomètres), a traversé le ruisseau quelques jours plus tard. “Ce travail”, explique Yeimi, “n’a été possible que grâce à l’alignement des deux engins spatiaux, qui ont prélevé des échantillons du même courant de vent solaire à différentes étapes de leur voyage”.

De cette manière, l’équipe a pu comparer les mesures d’un seul flux de plasma à deux endroits différents. Ensuite, les mesures ont été transformées en quatre quantités d’énergie clés, qui comprenaient une mesure de l’énergie stockée dans le champ magnétique, appelée flux d’énergie des vagues.

Puisque l’énergie n’est ni créée ni détruite, mais plutôt transformée d’une forme à une autre, l’équipe a comparé les lectures de Parker à celles de Solar Orbiter, avec et sans les données sur l’énergie magnétique.

“Nous avons découvert – dit Samuel Badman, également co-auteur de l’article – que si nous n’incluons pas le flux d’énergie des vagues dans Parker, nous n’égalons pas la quantité d’énergie dont nous disposons dans Solar Orbiter.”

Près du Soleil, où Parker a mesuré le courant, environ 10 % de l’énergie totale se trouvait dans le champ magnétique. Sur Solar Orbiter, ce chiffre était tombé à seulement 1 %, mais le plasma avait accéléré et refroidi plus lentement que prévu.

En comparant les chiffres, l’équipe a conclu que la perte d’énergie magnétique entraînait l’accélération et ralentissait le refroidissement du plasma.

Les données montrent également l’importance des configurations magnétiques connues sous le nom de « zigzags » pour l’accélération du vent. Les zigzags sont de grandes déviations dans les lignes du champ magnétique solaire et sont de très bons exemples d’ondes d’Alfvén. Ils ont été observés depuis les premières sondes solaires dans les années 1970, mais leur taux de détection a considérablement augmenté depuis que Parker Solar Probe est devenu le premier vaisseau spatial à survoler la couronne solaire en 2021 et a découvert que les zigzags se rejoignent en plaques.

L’étude confirme que ces zones contiennent suffisamment d’énergie pour être responsables de l’accélération et du réchauffement du vent solaire rapide. « Ce nouveau travail – déclare Daniel Müller, scientifique du projet Solar Orbiter de l’ESA – rassemble de manière experte certaines pièces importantes du puzzle solaire. “La combinaison des données collectées par Solar Orbiter, Parker Solar Probe et d’autres missions nous montre de plus en plus que différents phénomènes solaires travaillent réellement ensemble pour créer cet environnement magnétique extraordinaire.”

Pour Badman, en revanche, ces travaux peuvent également être très utiles en dehors de notre propre système solaire. «Notre Soleil – dit le scientifique – est la seule étoile de l’Univers dans laquelle nous pouvons mesurer directement les vents. Par conséquent, ce que nous avons appris ici s’applique, au moins potentiellement, à d’autres étoiles similaires, et peut-être à d’autres types d’étoiles autres que le Soleil, mais qui ont aussi des vents.

L’équipe travaille désormais à élargir son analyse pour l’appliquer à des formes plus lentes du vent solaire, afin de voir si l’énergie du champ magnétique du Soleil joue également un rôle dans son accélération et son échauffement.