La température des éruptions solaires aide à comprendre la nature du plasma solaire

La rotation du Soleil produit des changements dans son champ magnétique, qui s’inverse complètement tous les 11 ans environ, déclenchant une phase d’activité intense.

Les éruptions solaires – d’énormes éruptions de la surface du Soleil qui durent des minutes ou des heures – émettent des explosions intenses de particules et des niveaux élevés de rayonnement électromagnétique. La libération d’énergie lors des éruptions solaires chauffe la chromosphère, provoquant une ionisation presque complète de l’hydrogène atomique présent dans la région.

La chromosphère est une fine couche de plasma située à au moins 2 000 km au-dessus de la surface visible du Soleil (la photosphère) et sous la couronne (la haute atmosphère du Soleil). Le plasma est très dense et l’hydrogène se recombine à un taux très élevé, ce qui entraîne un processus récurrent d’ionisation et de recombinaison de l’hydrogène qui produit un type caractéristique d’émission de rayonnement dans la bande ultraviolette connue sous le nom de Lyman Continuum (LyC) en mémoire de l’American physicien Théodore Lyman IV (1874-1954).

Les descriptions théoriques suggèrent que la «température de couleur» du LyC pourrait être associée à la température du plasma qui produit l’éruption, et la température de couleur pourrait donc être utilisée pour déterminer la température du plasma pendant les tempêtes solaires.

Une nouvelle étude a simulé les émissions de dizaines d’éruptions solaires différentes et a confirmé le lien entre la température de couleur du LyC et la température du plasma dans la région à partir de laquelle l’éruption éclate. Cela confirme également qu’un équilibre thermodynamique local se produit dans la région entre le plasma et les photons dans le LyC. Un article sur l’étude est publié dans The Astrophysical Journal. L’étude a été financée par la FAPESP.

L’avant-dernier auteur de l’article est Paulo José de Aguiar Simões, professeur à l’École d’ingénierie de l’Université presbytérienne Mackenzie (EE-UPM) dans l’État de São Paulo, au Brésil. “Nous montrons que l’intensité du LyC augmente de manière significative pendant les éruptions solaires et que l’analyse du spectre Lyman peut vraiment être utilisée pour le diagnostic du plasma”, a déclaré Simões, qui est également chercheur au Centre de radioastronomie et d’astrophysique Mackenzie (CRAAM).

Les simulations ont corroboré un résultat important obtenu au Solar Dynamics Laboratory par l’astronome argentin Marcos Machado montrant que la température de couleur, qui en période calme est de l’ordre de 9 000 Kelvin (K), monte à 12 000-16 000 K lors des éruptions. L’article dans lequel il a rapporté ce résultat et dont Simões était également co-auteur, était le dernier publié par Machado. Expert mondialement reconnu du Soleil, il est décédé en 2018 alors que l’article était en cours de relecture.

Dynamique solaire

Il convient ici de rappeler un peu ce que l’on sait de la structure et de la dynamique du Soleil. L’énorme quantité d’énergie qui fournit à la Terre de la lumière et de la chaleur est principalement générée par la conversion de l’hydrogène en hélium dans un processus de fusion nucléaire qui se déroule au plus profond de l’étoile. Cette vaste région n’est pas directement observable car la lumière ne traverse pas la « surface » du Soleil, qui est en fait la photosphère.

« Nous pouvons observer directement la région au-dessus de la surface. La première couche, qui s’étend jusqu’à environ 500 km d’altitude, est la photosphère, avec une température d’environ 5 800 K. C’est là que l’on voit des taches solaires, là où les champs magnétiques qui émergent du Soleil inhibent la convection et maintiennent la plasma relativement froid, produisant ces zones plus sombres que nous appelons les taches solaires », a expliqué Simões.

Au-dessus de la photosphère, la chromosphère s’étend sur environ 2 000 km. « La température de cette couche est plus élevée, dépassant 10 000 K, et le plasma est moins dense. En raison de ces caractéristiques, l’hydrogène atomique est partiellement ionisé, gardant les protons et les électrons séparés », a-t-il déclaré.

Dans une fine couche de transition au sommet de la chromosphère, la température monte brusquement au-dessus de 1 million de K et la densité du plasma chute de plusieurs ordres de grandeur. Ce brusque échauffement lors du passage de la chromosphère à la couronne est un phénomène contre-intuitif ; il serait raisonnable de s’attendre à ce que la température baisse à mesure que la distance de la source augmente.

« Nous n’avons pas encore d’explication. Diverses propositions ont été présentées par des physiciens solaires, mais aucune n’a été acceptée sans réserve par la communauté », a déclaré Simões.

La couronne s’étend vers le milieu interplanétaire, sans région de transition nette. Les champs magnétiques du Soleil exercent une forte influence sur la couronne, structurant le plasma, en particulier dans les régions actives facilement identifiables dans les images ultraviolettes comme celle qui illustre la caractéristique correspondante (https://agencia.fapesp.br/41378) à l’Agência FAPESP. Des éruptions solaires se produisent dans ces régions actives.

« Dans ces tempêtes solaires, l’énergie accumulée dans les champs magnétiques coronaux est brusquement libérée, chauffant le plasma et accélérant les particules. Les électrons, qui ont moins de masse, peuvent être accélérés jusqu’à 30 % de la vitesse de la lumière. Certaines de ces particules, qui se déplacent le long des lignes de force magnétiques, sont éjectées dans le milieu interplanétaire. D’autres vont dans la direction opposée, de la couronne à la chromosphère, où ils entrent en collision avec le plasma à haute densité et transfèrent leur énergie au milieu. Ce surplus d’énergie chauffe le plasma local, provoquant l’ionisation des atomes. La dynamique de l’ionisation et de la recombinaison donne naissance au continuum de Lyman », a déclaré Simoes.

Les pics d’activité solaire se produisent environ tous les 11 ans. Pendant les périodes d’activité intense, les effets sur la Terre sont substantiels, notamment davantage d’affichages d’aurores boréales, des pannes de communication radio, des effets accrus de scintillation sur les signaux GPS et une augmentation de la traînée des satellites, réduisant leur vitesse et donc l’altitude de leur orbites. Ces phénomènes et les propriétés physiques du milieu interplanétaire proche de la Terre sont connus sous le nom de météo spatiale.

“Outre les connaissances fondamentales qu’elles fournissent, les études de la physique des éruptions solaires améliorent également notre capacité à prévoir la météo spatiale. Ces études marchent sur deux jambes : l’observation directe et les simulations basées sur des modèles informatiques. Les données d’observation dans les différentes bandes du spectre électromagnétique permettent de mieux comprendre l’évolution des éruptions solaires et les propriétés physiques du plasma impliqué dans ces événements. Les modèles informatiques, tels que ceux utilisés dans notre étude, servent à tester les hypothèses et à vérifier les interprétations des observations car ils nous donnent accès à des quantités qui ne peuvent pas être directement obtenues à partir de l’analyse des données d’observation », a déclaré Simões.

Formation du continuum de Lyman lors des éruptions solairesThe Astrophysical Journal (accès libre)