R - Formation et Enseignement à l'Observatoire de Paris

Le Soleil et les relations Soleil-Terre
Le Soleil : carte d’identité, structure, source et transport
d’énergie
Couronne et vent solaires
L’activité solaire:
Karl-Ludwig Klein
• Taches solaires et champ magnétique dans la photosphère
• Eruptions, éjections de masse, reconnexion magnétique
• Cycle d’activité de 11 (22) ans
L’environnement ionisé et magnétisé de la Terre
(ionosphère, magnétosphère) et les relations Soleil-Terre
Observatoire de Meudon - Bât. 14, ludwig.klein@obspm.fr, 01 45 07 77 61

Le Soleil
Carte d’identité

• Rayon apparent 1000″
⇒ rayon physique R =7×10 5 km (≈ 110 × Terre)
• Demi-grand axe de l’orbite de la Terre (« unité
astronomique ») 150×10 6 km≈215 R
• Rotation P ≈ 27 jours (différentielle)
• Masse 2×10 30 kg (≈ 3×10 5 × Terre)
• Masse volumique moyenne 1400 kg/m 3
• Température à la « surface » 5800 K
1000″
1 UA = 150 ×10 6 km
Le Soleil:
Carte d’identité
7×10 5 km

• Claude Pouillet (1790-1868), John
Herschel (1792-1871)
• Principe: mesurer le flux d’énergie
en exposant, pendant durée
précise, une quantité connue d’eau
(a) à la chaleur du Soleil, puis
mesurer l’augmentation de T
(thermomètre d)
• Résultats de leurs mesures :
environ la moitié de la valeur
actuelle (absorption atmosphère
Terre)
Le Soleil:
Flux d’énergie à la Terre
Pyrhéliomètre (Pouillet, 1837)
Soleil

• Mesures depuis des satellites (élimination absorption
atmosphérique)
• Flux d’énergie environ 1,37 kW/m 2 (« constante solaire »)
• Légère variation (~1 pour mil), rythme environ 11 ans
• Nous ne savons pas encore pourquoi le flux du Soleil varie. Pour apprécier le taux
de génération d’énergie, nous utiliserons une valeur approximative constante.
http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant
Le Soleil:
Flux d’énergie à la Terre

Un m 2 à la Terre n’intercepte qu’une petite fraction de
l’énergie du Soleil. Quelle est la puissance émise par le
Soleil ?
A la distance de la Terre (d),
l’énergie émise par le Soleil est
d
répartie sur une sphère de rayon
d et de surface 4d 2 . Le flux
d’énergie est la puissance émise
par le Soleil (L) divisée par cette
surface :
S 0 = L
4pd 2
La puissance émise par le Soleil (luminosité) vaut
L= 4π d2S0 = 4π (150×109 ) 2 × 1400 W= 4×1026 W.
€
Le Soleil:
Luminosité

• Notion intuitive: plus un
gaz est chaud,
– plus il émet de la lumière
– plus la couleur s’approche
du bleu
• Gaz : loi de Planck (1900),
d’où
– flux émis F=σT 4 (Stefan
1879)
– longueur d’onde du max. de
brillance λ m T=cte. (Wien
1893)
Le Soleil:
Température à la « surface »
La répartition spectrale du
rayonnement selon Planck
• Température à la « surface » du Soleil : L= 4π R S 2 σT 4
⇒T≈5800 K (σ=5,67×10 -8 W/m 2 /K 4 )

Le Soleil:
Structure, génération et transport d’énergie
• Noyau : génération d’énergie par fusion nucléaire
Noyau : fusion 4p → 4 He+γ
• Transport d’énergie vers la surface :
Zone de transport
radiatif
Zone de transport
convectif
QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
– Rayonnement (absorption-émission …) : zone radiative,
r

• Photosphère (D) : couche
rayonnant l’essentiel de
l’énergie (photons visibles,
T=5800 K, max dans le vert).
Couche plus ou moins
sphérique, force dominante =
gravitation.
• Chromosphère (A), couronne
(B, C) (visibles à l’œil lors d’une
éclipse; ou en EUV, X, radio) :
de nombreuses structures,
formées par la gravitation et le
champ magnétique.
• Les couches externes
(photosphère, chromosphère,
couronne) forment l’atmosphère
du Soleil.
Le Soleil:
Atmosphère

Le Soleil
Couronne et vent solaires

La couronne solaire
Trou coronal
Grand jet
Eclipse : forme irrégulière, ≠ photosphère !
Protubérance

La couronne solaire
• La matière de la
couronne :
– un gaz dilué: 10 8
particules/cm 3 à la base,
plus dans les régions
actives
– Comparable à l’
atmosphère de la Terre à
400 km d’altitude (station
spatiale; 8×10 8
atomes/cm 3 )
• Quelles particules ?

TRACE (NASA) : raie
EUV d’un ion de fer (T
> 10 6 K)
La couronne solaire
Un plasma
• EUV : photosphère sombre
(T=5800 K trop faible pour
émission EUV - loi de Wien).
• Raies d’émission d’ions
(≠photosphère), souvent
fortement ionisés (p. ex. Fe qui
a perdu entre 9 et 13 de ses
26 électrons)
• Requiert gaz très chaud (>>
5800 K), ce qui a retardé pendant
des décennies l’identification des
éléments chimiques émetteurs
(élément hypothétique « coronium »,
auquel on attribuait les raies non
identifiées)

TRACE (NASA) : raie
EUV d’un ion de fer (T
> 10 6 K)
-
+
-
+
+
-
-
+
La couronne solaire
Un plasma
• Interprétation: haute
température ≥10 6 K - les
atomes entrent en collision à
grande vitesse et arrachent les
électrons
• Couronne constituée de
particules chargées: électrons,
protons, ions - interaction par
force électrique; « plasma »
• Explique les raies observées,
mais la question de l’origine de
cette haute T reste sans
réponse définitive.

TRACE (NASA) : raie EUV
d’un ion de fer (T > 106 K)
La couronne solaire
Structuration par le champ magnétique
• Pourquoi la couronne apparaît-elle si structurée (« boucles
coronales ») ?
• Puisque la matière est électriquement chargée, les structures
montrent des lignes de force du champ magnétique. Analogie:
limaille de fer traçant les lignes de force d’un aimant.
– Lignes de champ fermées (boucles; en particulier dans les
régions actives) : le plasma est confiné.
– Lignes de champ « ouverts » (se bouclant très loin du Soleil) :
le plasma (chaud) peut s’échapper dans l’espace.

• Boucles magnétiques
dans la couronne (Hα,
Swedish Vacuum
Telescope La Palma,
J.-M. Malherbe Obs
Paris)
• Matière (= gaz H à
environ 6000°) guidée
par le champ
magnétique de la
couronne
La couronne solaire
Confinement par le champ magnétique
QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.

Protubérance (Hα)
La couronne solaire
Confinement par le champ magnétique
Boucle magnétique (EUV)
• Un autre exemple de confinement du gaz par le champ magnétique : les
protubérances.
• A noter : même un gaz neutre (p.ex. émettant Hα - protubérances)
montre le confinement, puisque les atomes de ce gaz sont couplés au
mouvement des ions, par les collisions, et suivent les lignes de champ.

Ondes radioélectriques (λ≈70 cm):
Radiohéliographe de Nançay
Trou coronal
La couronne solaire
Echappement vers l’espace
UV extrême (EUV): SoHO/EIT
Emission de la couronne: ions (EUV), électrons libres (radio,
EUV) - intensité = mesure de la quantité de matière le long de
la ligne de visée. Trou coronal moins dense que couronne ambiante. Expansion
couronne chaude, échappement le long de lignes de champ ouvertes vers l’espace.

• Visualisation du vent
solaire: queue d’une
comète « flottant »
dans le vent solaire
• Soleil en haut à
droite, les structures
brillantes sont des
parties de la couronne
• Observation
STEREO/NASA
QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
Le vent solaire
http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/gallery.shtml

• Couronne chaude ⇒
expansion du gaz
• Flot continu de matière
dans tout le système
planétaire, depuis les
régions à B ouvert au
Soleil.
• Ténu: quelques
protons/cm 3 à 1 UA
• Différentes propriétés
selon la région d’origine
au Soleil:
– VS rapide (trous
coronaux) (600-
800) km/s,
– VS lent (jets, bords des
Le vent solaire
VS rapide
VS lents et rapides mélangés
Le vent solaire aux alentours du minimum de l’activité, avec
un trou coronal au-dessus de chaque pôle du Soleil.

Vent solaire
champ magnétique
complexe à petite échelle
La couronne solaire
Le champ magnétique global
Nappe de courant
interplanétaire
Vent solaire
© SoHO/ESA
En période de minimum d’activité: champ magnétique à
grande échelle ressemble à un dipôle ouvert dans le plan
équatorial par le vent solaire (la pression du gaz dépasse la force du
champ magnétique au-dessus d’une certaine altitude). Nappe de courant là où le
signe du champ mag. change, donc origine dans grands jets coronaux.

Couronne et vent solaires
Résumé
• Enveloppe ionisée diluée & chaude (« plasma ») structurée
par le champ magnétique: couronne solaire.
• Le plasma s’échappe dans l’espace interplanétaire là où il
n’est pas retenu par des lignes de champ magnétique
« fermées » à basse altitude (quelques fractions de R S audessus
de la photosphère), ouvre les lignes de champ à
grande altitude : vent solaire (électrons, protons, particules
α (= 4 He)).
• Le vent solaire entraîne le champ magnétique du Soleil
dans l’espace interplanétaire.
• La connexion magnétique avec le Soleil structure l’espace
interplanétaire.
• Questions ouvertes: chauffage couronne, accélération du
vent solaire.

Activité solaire
Eruptions, éjections de masse,
reconnexion magnétique

L’activité solaire
Une tache solaire (photosphère)
QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
SVT : Swedish Vacuum Telescope, La Palma, Iles Canaries - http://www.solarphysics.kva.se/

Photosphère, T≈5800 K
pénombre
Ombre, T≈4000 K
Cliché Pic du Midi
L’activité solaire
Nature des taches solaires
• Région à champ magnétique
intense émergeant de
l’intérieur du Soleil (Hale,
1908)
• Champ magnétique
empêche convection /
transport de chaleur vers la
« surface » (plus froid ⇒ plus
sombre)
Photosphère
Mvts. convectifs

Tache
Facule
Photosphère : Ca II (Obs Meudon)
L’activité solaire
La dynamique du champ magnétique
QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
Photosphère : Champ mag (SoHO/MDI)
• régions bi-/multipolaires, B intense autour taches &
facules: régions actives
• émergence depuis l’intérieur du Soleil, annihilation,
réarrangement

• Emergence du
champ
magnétique
depuis l’intérieur
du Soleil:
illustration par les
taches
(SDO/NASA)
• Différentes
structures
émergeantes
fusionnent,
formant une
grosse tache.
L’activité solaire
La dynamique du champ magnétique
QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
Photosphère : Champ mag (SoHO/MDI)
http://sdo.gsfc.nasa.gov/gallery/main.php?v=item&id=38

QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
L’activité solaire
Instabilités du champ magnétique coronal
QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
• Eruption solaire (EUV; SoHO/ EIT), énergie → 10 25 J, libérée en ~1000 s
(bouffées de rayonnement, dus au chauffage du plasma & à
l’accélération de particules - perturbation détecteurs par particules
solaires)
• Éjections de masse (CME, lumière blanche; STEREO), énergie → 10 25 J,
mouvement d’ensemble de la matière (et du champ magnétique)

L’activité solaire
La reconnexion magnétique
• Comment la couronne procède-t-elle pour libérer l’énergie et éjecter
des structures magnétiques ?
• Analogie: perturbation du champ magnétique d’un aimant par un autre,
à orientation opposée ⇒ reconfiguration des lignes de champ;
initialement N → S, après introduction du deuxième aimant: N → S à
l’extérieur, nouvelles connexions N → S’ et N’ → S au voisinage du
deuxième aimant.
• Au Soleil : émergence d’une nouvelle structure magnétique dans une
configuration coronale pré-existante.
• Reconnexion: annihilation B dans la région comprimée à l’interface
entre les deux structures (« nappe de courant »), conversion de
l’énergie emmagasinée, détachement de structures magnétiques.
u
u
champ
Žlectrique
u'
u'

QuickTimeª et un
dŽcompresseur Video
sont requis pour visionner cette image.
Observatoire de Paris, Meudon
http://www.solaire.obspm.fr/observat/pages/galerie/galerie.html
L’activité solaire
La reconnexion magnétique - éruption d’un filament
• Filament (matière froide
suspendue dans la couronne
= protubérance, vue en
absorption devant le disque
solaire)
• Envol, puis apparition de
deux filets brillants de part et
d’autre
• Détachement à la suite de la
reconnexion

Coupe 2D, plan
perpendiculaire à l’axe du
filament) :
L’activité solaire
La reconnexion magnétique - scénario simplifié
(a) Configuration initiale: filament maintenu par B, entouré de lignes de champ
ancrées dans et sous la photosphère
(b) Montée de la configuration sous l’effet des mouvements photosphériques ⇒
formation d’une nappe de courant sous le filament
(c) Reconnexion, formation de boucles dans la basse couronne et d’un
« plasmoïde » détaché (effet 2D; filament qui s’envole), éventuellement onde de
choc en amont. Chauffage et excitation du plasma à la base des boucles
nouvellement formées: les 2 filets brillants vus dans l’animation. Accélération de
particules chargées.

• Mise en évidence des
boucles formées au
cours de la reconnexion:
obs. EUV (TRACE/
NASA; plasma T~10 6 K,
visualisation des
structures qui confinent
ce plasma
• Chute de la matière le
long des boucles =
écoulement guidé par le
champ magnétique
• Filets brillants (Hα) aux
pieds de ces boucles
L’activité solaire
La reconnexion magnétique - boucles magnétiques
http://trace.lmsal.com/

L’activité solaire
Résumé
• Emergence de champs magnétiques de l’intérieur du Soleil:
taches, facules, surplombées de régions brillantes dans la
chromosphère et la couronne (« régions actives »).
• Evolution du champ magnétique dans la couronne, sous
l’effet des mouvements convectifs à l’intérieur du Soleil:
stockage d’énergie, instabilités, dissipation brusque de
l’énergie emmagasinée dans le champ magnétique ⇒
– éruptions (chauffage du plasma, accélération de
particules);
– déstabilisation de grandes structures magnétiques dans
la couronne: éjections de masse et éruptions de
filaments.
– Chauffage de la couronne = succession ininterrompue de « nano »éruptions
?

Activité solaire
Cycle de 11 (22) ans

Le cycle d’activité du Soleil
Observations
Obs Meudon 27/11/2006 28/10/2003

Rayons X
Indice des
taches
Visible
Le cycle d’activité du Soleil
Observations
• Variation de l’activité au cours des années: alternance périodes avec /
sans taches et régions actives
• Période environ 11 ans (de 9 à 13 ans)
• Changement de la morphologie de la couronne (champ magnétique) -
fort changement de l’émission X (et UV) !

http://sidc.oma.be/html/wolfaml.html
Le cycle d’activité du Soleil
Observations
Déc 2008
• Les cycles solaires ont des durées différentes. 11 ans = moyenne.
• Variation de de l’amplitude: périodes prolongées de faible activité (cas
extrême: minimum de Maunder

Le cycle d’activité du Soleil
Observations
• Magnétogrammes à la fin du cycle 23 (gauche: 10/12/2006) et dans la
phase montante du cycle 24 (droite: 10/08/2010)
• Différences: latitude et (moins claire) polarités magnétiques
http://sohodata.nascom.nasa.gov/
cgi-bin/data_query

• Magnétogramme de la
photosphère solaire
(SoHO/MDI
10/08/2010)
• Champs magnétiques
complexes dans
l’hémisphère nord,
plus simple (bipolaire)
au sud
• Différence entre les
hémisphères:
polarités magnétiques
Le cycle d’activité du Soleil
Le champ magnétique global du Soleil
Orientation du champ magnétique:
• blanc vers l’observateur
• noir vers le Soleil
http://sohodata.nascom.nasa.gov/
cgi-bin/data_query

• Différence entre les
hémisphères:
polarités magnétiques
• Les régions actives
sont les parties
émergées d’un champ
magnétique global du
Soleil
Le cycle d’activité du Soleil
Le champ magnétique global du Soleil
Orientation du champ magnétique:
• blanc vers l’observateur
• noir vers le Soleil
http://sohodata.nascom.nasa.gov/
cgi-bin/data_query

Pourquoi voyonsnous
du champ
magnétique dans
l’atmosphère du
Soleil ?
Le cycle d’activité du Soleil
Emergence de flux magnétique
Force d’Archimède sur un tube de flux
magnétique à l’intérieur du Soleil:
• Un tube de plasma contenant du champ magnétique est moins dense /
plus léger que ses environs.
• Force d’Archimède vers l’extérieur ⇒ une petite courbure du tube vers
l’extérieur fait que la matière est évacuée (gravitation).
• Le tube de flux se déforme plus vite, le sommet monte vers la
photosphère.
• Émergence : régions bipolaires au-dessus de la photosphère - p. ex. les
régions actives.
g

Le cycle d’activité du Soleil
Mécanisme dynamo
Champ magnétique dipolaire +
rotation différentielle :
• Début : champ magnétique simple, dans plans méridiens (« poloïdal »)
• Déformation des lignes de champ immergées → champ toroïdal
(composante le long des parallèles) s’intensifiant au cours du temps
• Émergence : régions bipolaires au-dessus de la photosphère
• Migration vers les pôles, inversion du champ dans régions polaires
• Champ poloïdal à orientation opposée

-
Le cycle d’activité du Soleil
Mécanisme dynamo
Intensification du champ toroïdal et
émergence de flux magnétique aux
latitudes intermédiaires (ni pôles, ni
équateur) - les taches solaires et
régions actives sont effectivement
observées aux latitudes 40°-10°.
Émergence des régions bipolaires au-dessus de la photosphère
• Migration de la partie de queue des régions bipolaires vers les pôles :
inversion du champ dans les régions polaires (à noter : l’orientation du
champ mag dans la partie de queue des RA est opposée à celle du champ global du
Soleil au pôle !)
• Migration de la partie de tête vers l’équateur : annihilation avec le
champ magnétique de tête des RA de l’autre hémisphère.
• A la fin du processus : champ poloïdal à orientation opposée

• Champ magnétique
dipolaire +
Le cycle d’activité du Soleil
Mécanisme dynamo
rotation différentielle
• Déformation des lignes de champ: développement d’un
champ toroïdal (composante le long des parallèles)
• Émergence, annihilation & migration vers les pôles
• Champ poloïdal à orientation opposée
QuickTimeª et un
dŽcompresseur Cinepak
sont requis pour visionner cette image.

L’activité solaire
Résumé: cycle
• Les indicateurs de l’activité magnétique du Soleil montrent
une variabilité avec une période d’environ 11 ans (cycle
d’activité du Soleil).
• D’abord détecté pour les taches solaires, ce cycle se trouve
dans toutes les manifestations transitoires : flux EUV et
radio (provenant des régions actives), nombre d’éruptions.
• La morphologie de la couronne (lumière blanche, EUV, X,
radio) suit le même cycle (les sources les plus intenses de
ces émissions sont les régions actives).
• Compte tenu de l’inversion du champ global du Soleil, la
durée du cycle est de 22 ans.
• Origine du cycle d’activité : interaction du plasma (zone
convective, rotation différentielle) avec le champ
magnétique, production d’un champ toroïdal à partir d’un
champ poloïdal et inversion.

L’environnement ionisé et
magnétisé de la Terre
et les perturbations d’origine
solaire

Les relations Soleil - Terre
Couronne et envir t magnétisé et ionisé de la Terre
Les porteurs des relations Soleil-Terre: rayonnement (ondes),
vent solaire, particules chargées de haute énergie.

Les relations Soleil - Terre
Rayonnement solaire et atmosphère terrestre
• Les rayonnements visible (λ≈400-800nm) , une partie de
l’IR (λ≈800-1400 nm) et radio (λ≈1 mm - 30 m) traversent
l’atmosphère de la Terre et parviennent au sol
• Les rayonnements X et EUV/UV sont absorbées par
l’atmosphère - leur énergie est
transformée en
– chauffage de l’atmosphère (énergie
cinétique des atomes)
– Ionisation (libération d’un
ou plusieurs électrons)
hν
-
+
• La forte variation des émissions UV et X au cours du cycle
d’activité solaire induit la variation des paramètres de la
haute atmosphère terrestre.

© P. Lantos, Le Soleil en face, Masson
Les relations Soleil - Terre
L’ atmosphère terrestre au cours du cycle d’activité
• Profil de la température en
fonction de l’altitude: pas (peu ?)
de différence entre min et max de
l’activité h≤100 km, forte
différence (facteur 2) au-dessus -
chauffage par UV et X, plus
intenses au max qu’au min
• Corollaire: expansion de
l’atmosphère en période
de forte activité (haute
T), p.ex.: densité d’O

T. Dudok de Wit, LPCE Orléans,
http://lpce.cnrs-orleans.fr/~ddwit/
Les relations Soleil - Terre
L’ ionosphère terrestre
• Deux domaines d’altitude dans
l’atmosphère
– Basse altitude: peu de
rayonnement ionisant, faible
ionisation, recombinaison
(=capture d’un e par un ion) facile
⇒ atmosphère neutre;
– Haute altitude : ray ts UV et X, gaz
ambiant dilué (peu de
recombinaison), possibilité
d’électrons libres ⇒ ionosphère -
dépend de jour (ionisation élevée)/nuit
et de l’activité solaire
• L’état de l’ionosphère affecte la
transmission/propagation des
ondes hertziennes (comm. radio,
GPS)

Les relations Soleil - Terre
La magnétosphère terrestre
• La Terre possède un champ
magnétique.
• Semblable au champ d’un
aimant, mais inclinaison 11°
p/r axe de rotation, excentré
420 km vers Pacifique.
• Le vent solaire comprime le
champ magnétique (côté
dirigé vers le Soleil).
• Le domaine autour de la Terre dominé par le champ
magnétique est appelé magnétosphère.
• Le vent solaire heurte la magnétosphère à vitesse
supersonique. Il se forme une onde de choc.

Vent solaire
Le vent solaire est composé de
particules chargées
électriquement. Il ne peut
traverser le champ magnétique
de la Terre.
Les relations Soleil - Terre
Magnétosphère terrestre et vent solaire

Vent solaire
Mais si le champ magnétique
interplanétaire a une
composante nord-sud …
Les relations Soleil - Terre
Magnétosphère terrestre et vent solaire
?

Analogie: perturbation du
champ magnétique d’un aimant
par un autre, à orientation
opposée ⇒ reconfiguration des
lignes de champ de (1) N → S à
(2) N → S à l’extérieur, N → S’
& N’ → S au voisinage du
deuxième aimant.
Les relations Soleil - Terre
Magnétosphère terrestre et vent solaire
?

Les relations Soleil - Terre
Magnétosphère terrestre et vent solaire
Vent solaire
Vent solaire magnétisé :
possibilité de reconnexion
avec le champ de la
Terre, apport d’énergie et
de particules chargées à
la Magnétosphère.

• Accumulation, puis libération
explosive de l’énergie
emmagasinée dans la queue
de la magnétosphère: sousorage
magnétique.
• Accélération d’électrons qui
sont précipités dans
l’atmosphère de la Terre :
aurores polaires.
Les relations Soleil - Terre
Magnétosphère terrestre et vent solaire
QuickTimeª et un
dŽcompresseur Apple Motion JPEG Format A
sont requis pour visionner cette image.

QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
Ejection de masse et champ magnétique de la Terre
Animation NASA, http://svs.gsfc.nasa.gov/
Les relations Soleil - Terre
Magnétosphère terrestre et vent solaire
• Les éjections de masse
agissent comme des
bourrasques du vent
solaire
• Arrivée d’une éjection
de masse : perturbation
du champ magnétique
de la Terre
• Reconnexion, orage
géomagnétique
• Aurores (parfois basses
latitudes)

QuickTimeª et un
dŽcompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
Les relations Soleil - Terre
Particules solaires de haute énergie
• Bombardement du satellite SoHO
par des particules énergétiques
(protons, ions) accélérées lors
d’une éruption. Ces particules sont
bien plus rapides (>40000 km/s),
mais moins nombreuses que les
particules du vent solaire.
• Impact des particules les plus
énergétiques sur l’atmosphère de la
Terre. Production de particules
secondaires : neutrons, muons …
dont certaines peuvent atteindre la
surface terrestre.
• Particules de haute énergie de la
Galaxie et du Soleil = « rayons
cosmiques »

• Chauffage & ionisation de la
haute atmosphère (UV, X) :
– freinage des satellites
– Communic. hertziennes, GPS
• Particules énergétiques :
– électronique des satellites
– vols spatiaux habités hors
magnétosphère (Lune, Mars)
– exposition prolongée aviation civile
(routes polaires-ray t cosmique)
• Perturbation du B terrestre :
– électronique et panneaux solaires des
satellites
– lignes de haute tension au sol, voisinage
des pôles magnétiques (Canada)
– aurores polaires à basse latitude
(1) Puissance éruption ≈10 -3 ×rayt permanent !
Les relations Soleil - Terre
Effets de l’activité solaire sur la Terre (1)
• Effet sur climat terrestre ?
– Minimum de Maunder / petite âge
glaciaire ? (meilleure
« corrélation »: règne Louis XIV -
méfiance envers les corrélations !)
– Contribution probable puisque nous
savons que luminosité plus faible en
période de minimum d’activité
– Ne contredit pas l’impact de
l’activité humaine sur les
changements climatiques récents.
– Sujet de recherche.

Les relations Soleil - Terre
Résumé
• Le Soleil émet le gros de son énergie (lumière visible et IR) de façon
(presque) continue et invariable. Cette stabilité assure l’habitabilité de la
Terre.
• Les émissions de la couronne solaire sont fortement variables au cours
du temps (échelles qq s à plusieurs années):
– Rayons UV et X : chauffage et ionisation de la haute atmosphère;
création/maintien de l’ionosphère.
– Flux rapide (300-800 km/s) de particules chargées (vent solaire):
compression du champ magnétique de la Terre côté jour, création queue
magnétosphère côté nuit).
– Champ magnétique interplanétaire, emmené par le vent solaire: interaction
avec le champ magnétique de la Terre (processus dynamiques (sous-orages
et orages; reconnexion magnétique)
• Le sol de la Terre est protégé contre la majorité des impacts solaires
par le champ magnétique et l’atmosphère terrestres.
• Impacts de l’activité solaire (a) connus sur la technologie dans les
régions à haute latitude magnétique de la Terre et dans l’espace, et sur
les doses de radiation; (b) incertains sur la basse atmosphère/climat.

Δυ
Comment évaluer la masse du Soleil:
υ
€
υ' θ
(1) accélération centripète
• Mouvement en orbite circulaire : une force dirigée vers le centre fait dévier le
mouvement de la ligne droite.
• Calcul de l’accélération : pdt le laps de temps Δt, le corps se déplace de A à B
•
(angle θ=2πΔt/P, si P=période du mvt circulaire).
Vitesse le long de la tangente au cercle : υ=cte.= υ′
υ
θ
90°-θ
υ ′ = υ ⇒ Δυ = θυ = 2p
P Dtu
u = 2pr
P
Þ 2p
P
= u
r
Þ Du = u
r
υ'
Dtu = u 2
r Dt
Accélération requise pour maintenir l’orbite circulaire :
2
Δυ u
=
Δt r
⇒ Force F = m Du
Dt
= mu 2
r
B
r
θ
A
r

Comment évaluer la masse du Soleil:
(2) Newton
• Orbite ~circulaire de la Terre autour du Soleil : force centripète =
force d’attraction gravitationnelle
• Centripète :
• Newton :
• Egalité des deux forces ⇒ 3 ème loi de Kepler :
€
F = Gm T M S
• orbite de la Terre r=1,50×10 11 m, P=365,25 j =31,5×10 6 s;
G=6,67×10 -11 m 3 /kg/s 2 ⇒M S ≈2,0×10 30 kg
€
4p 2 m T
r 2
r
P 2 = GmT MS r 2
Þ M S =
4p 2
G
r 3
P 2