L'activité solaire

Auteur: Carine Briand, Cyril Dauphin

Introduction

introductionIntroduction

L’observation systématique du Soleil, sur des échelles de temps de quelques jours à quelques semaines, montre que notre étoile est loin d’être une simple boule de gaz présentant toujours le même aspect. C’est un fait connu depuis des millénaires. Par exemple, d’anciens livres chinois datant de 800 avant notre ère mentionnent déjà la présence de taches à la surface du Soleil. Il a cependant fallu attendre le XVIIe et surtout le XIXe siècle pour que des études plus systématiques soient menées et que l'origine de ces taches soit connue.

Activité du Soleil
Film montrant l'aspect du Soleil (en lumière blanche) pendant plusieurs jours. On peut y observer le passage de taches solaires sur le disque solaire (lié à la rotation du Soleil) et l'évolution propre des groupes de taches. La date de l’observation est indiquée en haut de chaque image.
Crédit : SOHO/MDI – ESA & NASA

Pourquoi s'intéresser à l'activité solaire ?

Le Soleil est la seule étoile offrant une telle quantité d’observation à haute résolution temporelle et spatiale. Autrement dit, on peut voir des détails comme sur aucune autre étoile et dans des laps de temps très courts. Les conclusions qui émanent de ces études peuvent alors servir de guide pour les recherches sur les autres étoiles, au moins celles de type proche de celui du Soleil.

Ensuite, comme révélé par E. Sabine (1852), l’activité solaire provoque des perturbations de l’environnement magnétique de la Terre. Les manifestations les plus spectaculaires sont les aurores polaires. Mais ces perturbations peuvent aussi avoir des conséquences beaucoup plus dramatiques sur les technologies modernes (communications, satellites, centrales électriques etc). La communauté scientifique se rassemble ainsi pour essayer d'établir des prévisions de l’activité solaire. C’est ce que l’on appelle la météorologie de l’espace (ou « space weather » en anglais).

Enfin, une dernière question : quelle influence le Soleil a-t-il sur notre climat ? L’activité solaire peut-elle modifier notre climat ?

Le champ magnétique : un élément déterminant

Même si tous les processus physiques à l’origine de l’activité solaire ne sont pas bien compris, il y a un consensus général pour admettre que le champ magnétique solaire joue un rôle fondamental. Nous allons donc dans un premier temps donner les grandes lignes de ce qu’est le champ magnétique solaire. Nous verrons ensuite quelques manifestations du cycle solaire et de l’activité solaire. Nous parlerons ensuite des conséquences de cette activité sur terre à travers la météorologie de l’espace (space weather) et les variations climatiques.


Le champ magnétique solaire


Introduction

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Nous avons déjà vu quelques exemples de signature du champ magnétique solaire dans le chapitre décrivant le Soleil. Rappelons les principaux, au niveau de :

L'origine du champ magnétique solaire n'est pas complètement comprise. Cependant, la théorie de la dynamo solaire est le mécanisme actuellement le plus accepté.


La dynamo solaire

En raison de la rotation rigide de la zone radiative et de la rotation différentielle de la zone convective, les vitesses varient rapidement à l'interface entre les deux régions. Cette zone particulière est appelée la tachocline.

La faible épaisseur de la tachocline implique la présence d'une forte turbulence et de champs magnétiques horizontaux importants. Cela crée des conditions favorables à l'efficacité du mécanisme dynamo dont l'existence est indispensable pour expliquer l'amplitude du champ magnétique solaire et ses variations cycliques. Pour résumer, le champ magnétique est induit par la rotation interne du gaz conducteur de courant électrique.


En savoir plus: L'effet dynamo : qu'est-ce que c'est ?

ensavoirplusEn savoir plus

Une dynamo est une machine qui convertit de l’énergie mécanique en électricité. Les dynamos sont largement utilisées dans les centrales électriques et également pour produire l’électricité des bicyclettes.

Comment ça marche ?

L’effet dynamo est basé sur la loi de Faraday qui dit que des particules en mouvement (énergie mécanique) dans un champ magnétique engendrent un courant électrique (énergie électrique).

L’effet dynamo sur le Soleil est un peu plus complexe en l’absence de champ magnétique initial (c’est cela que l'on essaie de générer !). Il faut faire appel à une loi de plus : la loi d’Ampère qui dit que des particules chargées en mouvement (autrement dit un courant) engendrent un champ magnétique.

Le Soleil est un plasma. En particulier dans la tachocline, les particules en mouvement vont être soumises aux lois d’Ampère et de Faraday qui peuvent se résumer ainsi :

Courant → Champ magnétique → Champ électrique → Courant

Et voilà, le tour est joué ! Il s’agit ici des grandes lignes. L’écoulement des particules doit avoir des propriétés particulières pour que l’effet dynamo fonctionne correctement. Mais cela sort largement du cadre de ce cours.


La dynamo solaire - 2

Le mécanisme de dynamo est compliqué du fait de la rotation différentielle du Soleil. Sans rentrer dans les détails, le film de cette page montre l’évolution du champ magnétique solaire sous l’influence de la rotation du Soleil.

Les lignes de champ magnétique sont représentées en bleu sur la vidéo.
Crédit : SOHO - ESA/NASA

La dynamo solaire serait à l’origine du champ magnétique du Soleil, à grande échelle. Cependant, d’autres dynamos pourraient avoir lieu plus près de la surface du Soleil et expliqueraient la présence des petits tubes de flux magnétiques que l’on observe entre les granules de la photosphère. Cette question reste néanmoins encore ouverte.


Cartographier le champ magnétique solaire

Les taches solaires, les boucles coronales, les protubérances sont le signe de la présence de champ magnétique. Mais pour comprendre les mécanismes physiques qui gouvernent l’évolution de ces structures, il est aussi intéressant de connaître la polarité (l’orientation nord ou sud) ainsi que l’intensité du champ dans ces régions.

Un magnétogramme est une carte du Soleil montrant l’orientation (la polarité) des lignes de champ magnétique. Généralement, il s’agit juste de la composante dirigée selon la ligne de visée (direction Soleil-observateur), autrement appelée composante longitudinale.

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En haut : carte en lumière blanche de la surface solaire montrant les taches solaires ; En bas : le magnétogramme correspondant indiquant les polarités des régions magnétiques (noire pour une polarité négative). Les zones grises correspondent à des régions sans champ magnétique détectable par l'instrument. Observations obtenues le 13/05/2005
Crédit : SOHO-MDI/ESA - NASA (extrait de l'Active Monitor Region - Big Bear)

La figure ci-contre présente une observation de la photosphère obtenue le 13/05/2005. Elle montre la présence de différents groupes de taches solaires (identifiés par leur index international NOAA). La grille de coordonnées héliographiques (voir la section suivante) a été ajoutée pour repérer plus facilement les structures.

La deuxième image indique l’orientation (la polarité) des lignes de champ magnétique. Les zones noires représentent des régions où le champ magnétique s’éloigne de l’observateur (polarité négative). Dans les zones blanches, les lignes de champ magnétique pointent vers l’observateur (polarité positive). Les zones grisées sont des régions de champ magnétique d’intensité faible. En effet, dans les taches, le champ magnétique peut atteindre quelques milliers de Gauss (1 Gauss = 10-4 Tesla), tandis qu’en dehors de ces régions (et hors petits tubes de flux) il est de l’ordre de 10 Gauss.

Un autre point est remarquable : les taches de tête (les plus à l’ouest, c’est-à-dire à droite sur le magnétogramme) sont d’une polarité dans un hémisphère (positive dans l’hémisphère nord dans le cas présenté) et de l’autre polarité dans l’autre hémisphère (négative dans l’hémisphère sud). Ces orientations se maintiennent pendant 11 ans et s'inversent au cycle suivant.

Les taches et groupes de taches sont soumis à l’orientation globale de champ magnétique solaire, mais se comportent aussi comme si un aimant était placé juste sous la surface. Nous avons maintenant les éléments suffisants pour comprendre le cycle solaire et l’activité solaire (tout du moins dans la mesure des connaissances actuelles …).

Film montrant des magnétogrammes du Soleil entre le 30 Avril et le 22 Mai 1998. On voit clairement que les taches de tête sont orientées positivement dans l’hémisphère nord et négativement dans l’hémisphère sud. Au prochain cycle solaire, ces orientations seront inversées.
Crédit : SOHO/MDI – ESA & NASA

Le cycle solaire


Petit historique

Samuel Heinrich Schwabe (1844) a montré que le nombre apparent de taches sur la surface du Soleil suivait un cycle périodique de 11 ans (voir premier graphe de la figure).

Edward Walter Maunder (1904) compléta la description en montrant que les taches apparaissaient tout d’abord aux hautes latitudes (maximum 40°) puis de plus en plus bas à mesure que le cycle avançait (minimum 5°). Cette description est connue sous le nom de « Diagramme Papillon » (voir second graphe de la figure). A cette époque, le caractère magnétique des taches solaires n’était pas connu. C’est Georg Ellery Hale qui le mit en évidence au début du XXe siècle.

Nombre moyen de taches solaires
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Evolution temporelle du nombre moyen de taches solaires par mois entre 1750 et 2000
Crédit : NASA
Diagramme Papillon
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Variation de la latitude d’apparition des taches solaires en fonction du temps pour les deux hémisphères solaires. EQ : Equateur Solaire ; 30N : 30° de latitude Nord ; 30S : 30° de latitude Sud.
Crédit : NASA

Ce cycle de 11 ans appelle le cycle solaire. La période de 11 ans est en fait une valeur moyenne. Entre 1700 et aujourd’hui les cycles ont varié entre 9 ans et 14 ans pour les valeurs extrêmes.

On peut facilement constater d’après la première figure que le nombre de taches au cours de chaque cycle varie énormément. Il est très difficile, encore à l’heure actuelle, de prévoir les niveaux du cycle à venir et de nombreuses équipes y travaillent à travers le monde. La figure suivante montre la prévision pour le nouveau cycle (numéro 24) dont le début est prévu pour la mi-2007.

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Nombre de taches solaires au cours du cycle solaire 23 (1996-2007) et la prévision pour le cycle 24 (2008-2019). En fait, le nouveau cycle n’a toujours pas vraiment commencé : à la mi-2009, le nombre de taches observées sur le Soleil est encore proche de zéro (mais les quelques taches apparues ont la nouvelle polarisation). La photo de fond est une image du Soleil en rayon X. La grande zone noire est un trou coronal, tandis que les zones les plus brillantes correspondent à des régions actives du Soleil.
Crédit : NASA/MSFC/Hathaway

Le "vrai" cycle solaire

Enfin, le « vrai » cycle solaire est plutôt de 22 ans si l’on tient compte de la polarité globale du Soleil. En regardant le Soleil dans sa globalité (grande échelle), il se comporte comme si une barre aimantée, placée en son centre, tournait de façon plus ou moins régulière. Après 11 ans, les pôles nord et sud sont inversés ; il faut attendre de nouveau 11 ans (en moyenne toujours) pour retrouver l’orientation initiale des pôles. La Terre aussi a vu l'inversion de l'orientation de ses pôles magnétiques dans son histoire. La dernière fois, c’était il y a 740 000 ans …

L’aspect du champ magnétique à grande échelle change considérablement au cours du cycle (voir figure).

Orientation des lignes de champ magnétique
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Orientation des lignes de champ magnétique coronal (en violet) lors d’un minimum solaire (en haut), du maximum suivant (au milieu) et du minimum suivant (en bas). L’axe Nord-Sud se réfère à l’axe de rotation du Soleil
Crédit : Observatoire de Paris - Adapté du dessin original de B. Forsyth

L'activité éruptive

Le cycle solaire est aussi un indicateur de l’activité éruptive du Soleil. Le nombre d’éruptions solaires suit en effet la même courbe : réduit au moment du minimum des cycles, il augmente très fortement pour atteindre un maximum aux alentours du maximum du cycle (en fait, les derniers travaux sur le sujet sembleraient montrer que le maximum d’activité est atteint environ deux ans après le maximum du cycle).

Bien sûr, tout ceci n’est que statistique et ne concerne que le nombre d’éruptions. Du point de vue de l’intensité, de très fortes éruptions sont souvent enregistrées pendant la phase de décroissance des cycles.

Film montrant l’aspect de la couronne solaire à différents moments du cycle 23 (1996-2007). Lors du minimum du cycle (1996), la couronne est relativement homogène. A mesure que l’activité augmente, le nombre de zones très brillantes augmente.
Crédit : SOHO-EIT / ESA & NASA

L'activité du Soleil


Introduction

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Les éruptions solaires sont les événements les plus énergétiques se produisant dans le système solaire. L'énergie libérée par seconde au cours d'une grande éruption solaire peut atteindre 1022 Joules. L'énergie totale rayonnée est comprise entre 1022 et 1025 Joules. Une petite région peut émettre autant d'énergie en quelques dizaines de secondes que l'ensemble du Soleil.

Parmi toutes les sources d'énergie présentes à la surface du Soleil, celle d'origine magnétique est la seule pouvant expliquer les quantités d'énergie libérées lors d'une éruption solaire. Une éruption s'accompagne d'une émission importante de rayonnement (dans toute la gamme électromagnétique) et de l'accélération de particules à des vitesses proches de celle de la lumière.

On distingue plusieurs types de phénomènes éruptifs :


Les éruptions (Flares)

Ce sont des éruptions qui se déroulent dans la chromosphère et la couronne solaire. Elles ont lieu au sein de régions comprenant plusieurs taches solaires. Ces zones sont alors appelées « régions actives ».

La phase de croissance d’une éruption ne dure que quelques minutes (voir la figure). Actuellement, il est encore difficile de prévoir l’heure d’une éruption ainsi que son intensité. Dans la plupart des cas, on peut, au mieux dire que le risque (ou la chance !) est important ou non selon le degré de « complexité » des lignes de champ magnétique à l’intérieur d’une région active. Une tache solaire isolée et bien « circulaire » a peu de chance de générer un flare. Par contre, si plusieurs taches de polarité opposées sont présentes dans une zone relativement peu étendue, les risques d’éruption sont beaucoup plus grands. Un exemple est donné dans cette figure.

Film montrant l’évolution d’une région active observée le 21/04/2002 sur le bord du disque solaire. Notez la vitesse d'évolution de la région à partir des heures indiquées en bas à gauche.
Crédit : TRACE/NASA
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Magnétogramme du Soleil le 28/10/2003. Quasiment toutes les régions actives ont donné des flares plus ou moins importants ce jour là, mais en particulier la région identifiée 10486 (-10˚Ouest ; -20˚Sud) a donné lieu à l’éruption la plus intense jamais enregistrée.
Crédit : SOHO-MDI ESA - NASA (extrait de l'Active Monitor Region - Big Bear)

Le rayonnement magnétique libéré lors des éruptions

Les éruptions s’accompagnent d’intense rayonnement électromagnétique, notamment dans la gamme des rayons X. Pour décrire une éruption, on utilise une échelle logarithmique basée sur l’intensité en Watts du rayonnement X (dans la gamme 1 à 8 Angstroem).

On parle d’un flare de classe A, B, C, M ou X (dans l’ordre croissant). Il y a un facteur 10 en intensité entre deux classes. A l’intérieur d’une même classe, on donne un chiffre (entre 1 et 9.9) qui précise le degré d’intensité. Une éruption de classe M est plus intense qu’une éruption de classe C et une éruption C1.6 est moins intense qu’une éruption C7.4

Intensité du rayonnement X
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Variation de l’intensité du flux du rayonnement X observé en octobre 2003 (premier graphique). Ces graphes sont ceux qui sont délivrés tous les jours aux scientifiques par le service américain NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration). L’échelle de gauche donne les flux en Watt.m-2 tandis que l’échelle de droite est utilisée pour caractériser la classe d'un flare (courbe rouge). A titre d'exemple, l'intensité du rayonnement X observée dans une période de Soleil très calme est donnée sur la figure du bas (10 avril 2008)
Crédit : NOAA

Sur les deux graphiques du 26 et du 29 octobre 2003, on peut voir que le Soleil a produit dans l'intervalle de temps 3 éruptions de classe X dont une (le 28) qui a dépassé l’échelle prévue (X-17 : aucune lettre au-dessus de X n'était prévue).

En comparant les deux graphes (qui correspondent à deux dates différentes mais aux mêmes échelles d’intensité), on constate que le niveau moyen de rayonnement X est de 10 à 1000 fois plus important en période proche du maximum du cycle solaire (premier graphe) que de minimum ( second graphe).


Les éjections de filaments

Les filaments (ou protubérances quand elles sont vues sur le bord du Soleil, le limbe) sont des structures magnétiques typiques de la chromosphère et basse couronne solaire. Le champ magnétique est peu intense. Elles peuvent s’étendre sur de très grandes distances. Les filaments sont parfois déstabilisés et expulsés dans le milieu interplanétaire.

Ejection de filaments
Film de la basse couronne solaire : une dizaine d’éjections de filament est visible sur ce film qui ne représente pourtant que 3 jours d’observations réelles !
Crédit : SOHO-EIT / ESA & NASA

Ejection de masse coronale

Ces éruptions de filament entraînent des éjections de masse coronales (CME selon l’acronyme anglais couramment utilisé – Coronal Mass Ejection), sortes de nuages magnétisés qui se propagent dans le milieu interplanétaire à des vitesses allant jusqu'à 2000 km/s. Des particules très énergétiques sont envoyées dans le milieu interplanétaire et celles déjà présentes sont accélérées sont l'impulsion de l'onde de choc qui se déplace en amont des CME. Toutes ces particules très énergétiques viennent se superposer à celles du vent solaire.

Le film ci-contre montre un mois d’observation de la haute couronne solaire. Le petit cercle blanc représente la position du disque solaire. Il a été masqué ainsi que la chromosphère et la basse couronne car l’intensité de la haute couronne est près d'un million de fois plus faible. Les panaches blancs, statiques illustrent les régions d’échappement du vent solaire. De temps en temps, de larges bouffées blanches viennent se superposer. Ce sont des CME, des bulles de plasma qui partent dans le milieu interplanétaire.

L’observation est réalisée par un instrument (LASCO) embarqué à bord du satellite SOHO qui est situé à environ 1,5 millions de kilomètres devant la Terre en direction du Soleil. Quand les éjections de plasma sont dirigées vers la Terre, les particules énergétiques interagissent avec le récepteur de l'instrument et produisent des traînées sur l’image, comme, par exemple, à 3h18 le 27/10/2003 et surtout à 16h27 le 28/10/2003. Dans ce dernier cas, il s’agit d'une éruption X17.

Le 5 novembre 2003, le Soleil a produit une autre éruption classée X28 : en fait tous les récepteurs ont été saturés, d’où la difficulté pour lui donner sa valeur d’intensité maximale. C'est la plus grosse éruption jamais enregistrée.

Un mois d'observation de la haute couronne solaire par l'instrument LASCO embarqué sur le satellite SOHO. Le petit cercle blanc représente la position du disque solaire. Les points blancs qui se déplacent lentement sur le fond du ciel sont des étoiles. La grosse « étoile » saturant la caméra est en fait une planète.
Crédit : SOHO-LASCO/ ESA & NASA

Relations Soleil-Terre


Introduction

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Les éruptions provoquent des variations rapides et importantes des flux électromagnétiques et des flux de particules très énergétiques envoyées dans le milieu interplanétaire. Nous allons maintenant voir quelles peuvent être les conséquences sur Terre de telles variations.


La Terre sous un flux de particules

Les particules (électrons, protons, ions) émises par le vent solaire ou lors des diverses éruptions solaires se propagent librement dans le milieu interplanétaire. Elles vont donc rencontrer des obstacles comme des comètes, des astéroïdes ou des planètes. Nous allons nous intéresser rapidement au cas de la Terre.

La Terre possède un champ magnétique propre (engendré par les mouvements du noyau liquide de fer) dont les pôles nord et sud sont proches (mais non confondus) avec les axes de rotation de la planète. Cette enveloppe magnétique entourant notre planète s’appelle la magnétosphère. Elle permet de dévier les particules du vent solaire. Elle est donc comme une sorte de bouclier magnétique qui protège notre planète des particules très énergétiques et dévastatrices pour toute forme de vie.

La magnétosphère subit aussi la pression du vent solaire : elle est comprimée du côté «jour» et allongée du côté «nuit». La limite extrême de la magnétosphère dans la direction du Soleil est située environ 60 000 km et s'étend sur des distances beaucoup plus considérables dans la direction anti-solaire. La Lune qui gravite à 300 000 km autour de la Terre est donc à l’intérieur ou à l’extérieur de ce bouclier magnétique.

Mais, selon l’orientation relative des lignes de champ magnétique terrestres et interplanétaires, des particules peuvent pénétrer le bouclier magnétique terrestre.

Impact du vent solaire sur la magnétosphère terrestre
Film d’animation montrant l’impact du vent solaire sur la magnétosphère de la Terre (dont les lignes de champ magnétiques sont symbolisées en traits verts). Les particules du vent solaire (symbolisées en jaune) sont déviées par la présence du champ magnétique et la magnétosphère de la Terre est comprimée du côté jour.
Crédit : NASA

En savoir plus: Le principe de la reconnexion magnétique

Reconnexion magnétique
Illustration du principe de reconnexion magnétique. Des lignes de champ magnétique de polarité opposées peuvent se reconnecter entre elles de façon à donner de nouvelles orientations aux lignes nouvellement formées.
Crédit : NASA

ensavoirplusEn savoir plus

Les particules du vent solaire sont électriquement non neutres. Elles se déplacent en spiralant le long des lignes de champ magnétique interplanétaire. Comme des trains se déplaçant le long de lignes de chemin de fer, elles ne peuvent passer d’une ligne de champ magnétique à une autre que s’il existe une sorte d’aiguillage. Celui-ci peut se produire lors de reconnexion des lignes de champ magnétique de la Terre et du Soleil comme illustré dans le film ci-contre.


Les aurores polaires

Les aurores polaires (boréales dans l’hémisphère nord, australes dans l’hémisphère sud) sont une première manifestation de la précipitation des particules du vent solaire dans la basse atmosphère de la Terre. Les aurores sont des phénomènes courants. Elles se produisent même en période de Soleil calme. Elles ne sont généralement observables qu’aux environs des cercles polaires (nord et sud) formant ainsi un ‘ovale auroral’. En cas de très fortes éruptions solaires, les aurores peuvent être observées à beaucoup plus basses latitudes et remplir l’intégralité de l’ovale auroral.

Une aurore polaire
Observation depuis l’espace d’une période de forte activité aurorale.
Crédit : IMAGE/NASA

Si les aurores sont sans danger, la pénétration de particules énergétiques dans notre environnement peut avoir des conséquences plus dramatiques pour nombre de systèmes industriels et technologiques. Le graphe suivant résume les systèmes particulièrement sensibles.

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Schéma résumant les principaux systèmes sensibles à l’impact de particules énergétiques du vent solaire dans notre environnement.
Crédit : Adapté de Bell Laboratories, Lucent Technologies

Exemples de perturbations sur Terre

Black-out électrique

Lorsque de très fortes éruptions solaires, l'intrusion brutale et massive de particules énergétiques dans l'environnement magnétique de la Terre induit des fluctuations importantes du champ magnétique de la Terre. Ces fluctuations induisent des champs électriques qui créent eux-mêmes des différences de potentiel (voltage) d'autant plus importantes sur des structures conductrices de grande dimension. Des nouveaux courants, induits par ces perturbations magnétiques, vont s’écouler le long de structures conductrices, comme par exemple les lignes à haute tension, les oléoducs ou gazoducs, les cables sous marins etc.

Les centrales électriques fonctionnent très souvent en régime maximum (ou très proche du maximum). Un gros surplus de courant peut alors provoquer des surtensions dans les transformateurs et conduire à leur rupture totale. C’est ce qui s’est passé au Canada le 13 mars 1989 : en l'espace de 90 secondes, le Québec a été privé de la moitié de sa production électrique plongeant la population dans un black-out électrique qui a duré près de neuf heures.

Des études récentes ont montré qu'une éruption équivalente à celle qui s'est produite en mai 1921 priverait d'électricité près 130 millions de personnes aux US.

L'écoulement de courant le long des oléoducs provoque des corrosions prématurées des conduites. Passant souvent dans des régions protégées, ces structures nécessitent donc une maintenance particulière.

Black-out des communications

Les communications longues distances (radio par exemple) utilisent l’ionosphère comme « miroir » pour renvoyer les signaux vers la Terre. Lors de fortes éruptions, les courants ionosphériques sont perturbés entraînant par la même occasion des perturbations des transmissions, voire des coupures totales. Les grandes stations de radio françaises ont pour cela des services chargés du suivi de l’activité solaire pour mettre en place les mesures nécessaires à la bonne transmission des programmes.

Les avions peuvent également subir des black-out de communication (l'exemple le plus célèbre étant celui de Air Force One en 1984, avec le Président de Etats-Unis à son bord).

Aviation

Enfin, les vols longues distances passent souvent près des pôles, là où viennent se précipiter les particules. Comme ils s’effectuent en plus à haute altitude, les passagers et équipages d’avion peuvent être irradiés. Le problème se pose surtout dans le cas de multiples expositions (vols réguliers, pour les équipages par exemple). C’est une question prise très au sérieux. La Direction Générale de l’Aviation Civile (DGAC) en partenariat avec l’IPEV (Institut Pole Emile Victor), l’IRSN (L'Institut de radioprotection et de sûreté nucléaire), l’Observatoire de Paris et le GSF (GSF-National Research Center for Environment and Health) collabore au service SIEVERT d’évaluation de l’irradiation et des conséquences sur la santé humaine.

Vols habités et conquête spatiale

Bien sûr, ce problème d’irradiation devient particulièrement critique pour tous les voyages habités en dehors de l’atmosphère et surtout de la magnétosphère terrestre. Comme nous l’avons vu, la Lune passe une partie de son temps en dehors de cette protection. Donc même pour aller sur la Lune, des mesures de protection importantes doivent être prises. Que dire alors de voyages vers d’autres planètes, telle que Mars…


Flux électromagnétiques

Les flux électromagnétiques varient de façon importante au cours du cycle solaire et lors d’éruptions. C’est par exemple le cas pour les rayons X (nous avons vu que des augmentations d’un facteur 1000 ou plus surviennent en l’espace de quelques minutes lors d’éruptions). Les flux ultraviolets augmentent aussi considérablement.

Satellites artificiels

Ceci a une conséquence directe sur notre atmosphère : celle-ci va en effet légèrement s’échauffer et donc augmenter de volume. Or, un grand nombre de satellites artificiels gravitent à des orbites relativement basses. Une augmentation du volume occupé par l’atmosphère terrestre implique une augmentation de la densité et donc des frottements des satellites qui perdent alors leur altitude.

Des mesures de suivi et de correction de l’altitude sont prises en permanence par les opérateurs et les agences spatiales (quand des moteurs de contrôle d'altitude sont présents sur les satellites, ce qui est loin d'être toujours le cas). Quand les corrections deviennent trop importantes, les satellites sont précipités dans l’océan, de façon contrôlée... ! C’est ce qui s’est passé pour la station orbitale russe MIR.


Et le climat dans tout ça ?

Le Soleil a bien évidemment une influence sur le climat de la Terre. C’est la seule source d’énergie externe que nous recevons.

Intégré sur toutes les longueurs d’onde, le flux solaire présente de très faibles variations : de l’ordre de 0,1% au cours du cycle solaire. Ces variations sont insuffisantes pour expliquer les changements de température observés.

Par contre, si l’on regarde les variations temporelles des flux en fonction de la longueur d’onde, on s’aperçoit que le flux UV varie de plus de 10% au cours du cycle solaire. Or, ce flux UV est responsable de l’état de la couche d’ozone. Mais ces variations sont liées à l’activité solaire et donc à un cycle de 11 ans.

La question du rôle du Soleil dans le réchauffement climatique doit être abordée du point de vue des échelles des temps et des cycles solaires. Mais ceci dépasse le cadre de ce cours.


En savoir plus: Bibliographie

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Pour aller plus loin, quelques références en français :

bibliographieBibliographie

  • "Sous les feux du Soleil. Vers une météorologie de l'espace", J. Bornarel, J. Lilensten, 2001, Editeur : EDP sciences, ISBN : 2-86883-540-6
  • " Du Soleil à la Terre. Aéronomie et météorologie de l'espace", P.L. Blelly, J. Lilensten, 2000, Editeur : PUG, ISBN : 2-7061-0834-7
  • "Météorologie de l'environnement spatial", 1998, CNES (disponible ici)

et quelques documents en anglais :

  • "Severe Space Weather Events -- Understanding societal and economic impacts - Workshop report", 2008, National Research Council, ISBN : 0-309-12770-X (au format PDF)