Le Soleil émet en permanence près d'un million de tonne de matière par seconde dans le milieu interplanétaire. C'est ce que l'on appelle le vent solaire. Le vent solaire est un plasma c'est-à-dire un gaz constitué principalement d'électrons et de protons mais également d'ions (tels que He² et d'autres plus lourds).
En fait, il existe deux vents :
- un vent solaire lent, situé principalement autour du plan de l'équateur solaire en période de minimum d'activité solaire,
- un vent solaire rapide situé aux plus hautes latitudes (émanant des trous coronaux - voir Figure).
Vitesses du vent solaire mesurées par la sonde Ulysse, en fonction de la latitude dans le milieu interplanétaire, en période de minimum solaire. La séparation entre vent rapide (en bleu –hémisphère Sud - et rouge –hémisphère Nord) et lent a lieu à ± 15°. La densité (en vert) est plus élevée dans les régions de vent lent. Les axes indiquent les valeurs de vitesse en km.s-1. Les petites graduations aux environs de 700 km.s-1 donnent l'échelle des densités (en cm-3)
Crédit :
ULYSSES / ESA
La vitesse du vent solaire lent est d'environ 350 km.s-1. Il varie peu en fonction du cycle solaire et ne dépend pas de l'activité solaire. Le vent solaire rapide quant à lui varie entre 500 et 800 km.s-1. Il dépend fortement du cycle et de l'activité solaire. Ce sont ses sursauts qui peuvent avoir des conséquences sur la Terre.
Si l'origine du vent solaire est à peu près comprise (voir page En savoir plus), l'existence d'une composante rapide est pour l'instant encore la source de nombreux débats.
En savoir plus
Les électrons ont en moyenne une vitesse supérieure à la vitesse de libération du Soleil et peuvent s'échapper de son attraction. Ces particules étant chargées négativement, une différence de potentiel se créé entre la couronne (qui sera un peu plus positive due à la perte des électrons) et les couches supérieures négatives (due à un surplus d'électrons). Cette différence de potentiel engendre un champ électrique E dirigé du Soleil vers le milieu interplanétaire. La force qui s'exerce sur les protons (particules de charge positive) tend à les accélérer. Ceux-ci vont ainsi pouvoir aussi s'échapper de l'attraction solaire.
Origine du vent solaire : un résumé
Crédit :
C. Briand -Observatoire de Paris
Le vent solaire se propage radialement dans une zone très étendue appelée l'héliosphère. A un peu moins de 100 UA (soit dans la partie externe de la Ceinture de Kuiper, ceinture d'objets glacés orbitant au delà de Neptune), la sonde Voyager 1 a atteint en 2004 la première de ces limites extrêmes de notre système solaire : le choc terminal (suivi par Voyager 2 en 2007). Dans toute l'héliosphère, le vent solaire est supersonique. Perdant peu à peu de la vitesse à mesure qu'il rencontre les particules du milieu intersidéral, le vent solaire devient sub-sonique (plus petit que la vitesse locale du son) au niveau du choc terminal.
Juste après le choc terminal on trouve l'héliogaine (zone très turbulente). Au-delà, la configuration est purement théorique (et se base sur les observations de l'interaction du vent solaire avec les planètes et des modèles).
L'héliopause est la région où le vent solaire est arrêté par le vent stellaire. Dans l'hypothèse où le vent stellaire se déplacerait à une vitesse supersonique, un choc doit être présent devant l'héliopause. Ce phénomène est d'ailleurs observé autour d'autres étoiles.
Vue d'artiste des confins de notre système solaire, avec la position des deux sondes Voyager.
Crédit :
Adapté d'un dessin original de NASA/JPL