Le vent solaire est invisible, et pourtant il est partout dans le Système solaire. Au cœur des objectifs de deux missions spatiales actuellement au plus près de notre étoile, il garde encore de nombreux mystères. Pourtant, comprendre son interaction avec les planètes, et en particulier la Terre, est un défi majeur pour la communauté scientifique.
Les astronomes ont, comme les botanistes, la manie de classer les objets de leurs découvertes en catégories, en familles, en classes, en sous-classes, aboutissant ainsi à de multiples zoologies célestes utiles à l’analyse des données d’observation et à la compréhension de l’Univers. Cette classification est, plus qu’utile, parfaitement nécessaire pour ordonner la pensée scientifique. Cependant, elle efface parfois un aspect fascinant du fonctionnement de l’Univers que sont les interactions.
1. Kristian Birkeland (à gauche), vers 1900, dans son laboratoire de l’université de Christiania (l’ancien nom de la ville d’Oslo), avec son expérience, la « terrela », qui tente de simuler le phénomène à l’origine des aurores polaires.
Interactions étoiles-planètes
Le Soleil est une étoile. C’est donc, par définition, un objet différent d’une planète. Et pourtant, le Soleil interagit avec la Terre. Cette interaction passe évidemment par la lumière, qui rayonne de l’étoile et baigne tous les objets alentour, mais pas seulement. L’atmosphère du Soleil est très vaste et se propage vers les planètes sous la forme d’un gaz qu’on appelle le vent solaire. Ce vent solaire interagit avec tout ce qui l’entoure, petits corps, planètes magnétisées et non magnétisées, poussières, lunes de planètes : rien autour du Soleil ne lui échappe. Les objets célestes ne peuvent donc pas éternellement être étudiés séparément, dans des boîtes bien délimitées et étanches, symbolisées par des départements d’agences spatiales différents ou des lignes de crédit séparées (l’on pense en particulier aux divisions habituelles d’« héliophysique » et de « planétologie »). L’étude des interactions étoile-planète commence, et c’est heureux, à se développer au-delà de notre Système solaire, alors même qu’elles sont encore mal comprises dans l’environnement proche de notre étoile. L’interaction étoile-planète peut couvrir de nombreux aspects, et je ne pourrai pas traiter ici des différentes facettes de cette interaction de manière exhaustive. Je me contenterai donc d’explorer ici un élément en particulier : le vent solaire et son interaction avec les planètes du Système solaire.
Un peu d’histoire
Il y a soixante-deux ans, un Américain de l’université de Chicago, Eugene Parker, construit pour la première fois une théorie du vent solaire. Il surnomme ainsi un phénomène que l’on soupçonne depuis les années 1850 de « peindre » les aurores polaires ou de perturber le télégraphe en attaquant le champ magnétique terrestre. À l’époque, on imagine des paquets de particules chargées émis de temps à autre par le Soleil et qui se propagent dans le vide. Au début du xxe siècle, le physicien norvégien Kristian Birkeland étudie sous toutes les coutures les aurores, concluant à l’existence de particules chargées émises par le Soleil en permanence, et non de manière sporadique. Un demi-siècle plus tard, ce ne sont pas les aurores mais les comètes qui amènent l’Allemand Ludwig Biermann à postuler qu’un flot continu de particules chargées venant de notre étoile pourrait expliquer la direction de la queue ionique des comètes et, peu de temps après, l’Anglais Sydney Chapman avance que l’atmosphère du Soleil pourrait s’étendre bien au-delà de l’orbite terrestre et que notre planète baignerait dedans.
Quand Eugene Parker publie en 1958 que tous ces Européens doivent parler d’une seule et même chose, un « gaz interplanétaire » qu’il appelle à l’oral « vent solaire », le débat scientifique s’enflamme et des campagnes d’observation voient le jour. Dès 1959, les premiers satellites confirment les résultats de Parker [1].
2. Cette magnifique image de la couronne solaire, prise lors de l’éclipse totale de 2017, révèle la structure du champ magnétique de notre étoile. on distingue très bien les lignes « ouvertes », s’échappant des trous coronaux aux pôles nord et sud, des lignes fermées, ou « boucles », plus nombreuses autour de l’équateur solaire. Ce sont les électrons qui émettent la lumière blanche photographiée ici : on voit tout de suite que le plasma est beaucoup plus dense autour des boucles fermées que le long des lignes ouvertes.
(© Miloslav Druckmüller/Peter Aniol/Vojtech Rušin/ubomír Klocok/Karel Martišek/Martin Dietzel)
L’héliophysique connaît en ce moment un âge d’or, avec deux missions spatiales en train de sonder l’héliosphère interne au même moment. Lancée en août 2018, Parker Solar Probe (Nasa) est en train de s’approcher au plus près du Soleil. En octobre 2020, puis en janvier 2021, la sonde a frôlé le Soleil à seulement 20 rayons solaires de notre étoile ! Aussi près de l’étoile, la comparaison entre les structures observées dans le vent solaire et les phénomènes à la surface du Soleil devient à la fois plus facile (les phénomènes d’altération liés à la propagation du vent ont un impact minimal) et plus complexe : le niveau de détail des structures à étudier donne le tournis ! Un peu plus loin, mais équipée d’instruments complémentaires, la sonde Solar Orbiter est toujours en phase de croisière, depuis son lancement en février 2020. Elle ne commencera ses mesures scientifiques optimisées qu’en fin d’année. En attendant, certains instruments sont allumés lors de campagnes dédiées et les premières données, d’une résolution inédite, sont en cours d’analyse. Le 26 septembre dernier, les deux sondes étaient alignées radialement par rapport au Soleil, et Parker Solar Probe était pratiquement arrivé au périhélie : cette configuration plutôt rare (c’est la seule de l’année 2020) permet d’étudier plus en détail la propagation du vent, d’abord du Soleil à Parker Solar Probe, et ensuite de Parker Solar Probe à Solar Orbiter. Outre ces deux sondes, il y a bien sûr encore les observatoires spatiaux, comme SoHo, ou les télescopes solaires au sol, qui organisent des campagnes coordonnées pour mieux replacer les données collectées in situ dans leur contexte tridimensionnel.
Le vent solaire aujourd’hui
Le vent solaire est un plasma. C’est-à-dire que le vent solaire est un gaz qui, au niveau de l’orbite terrestre, est dix milliards de milliards de fois moins dense que l’air au niveau de la mer sur Terre. Sa température dépasse les cent mille degrés et sa vitesse moyenne est de plus d’un million de kilomètres par heure.
Le vent solaire, qui emporte avec lui 10–14 fois la masse du Soleil chaque année, résulte des réactions nucléaires qui ont lieu au sein de notre étoile. Il s’échappe en permanence de la couronne solaire, l’atmosphère principalement composée d’hydrogène chaud ionisé qui entoure le Soleil. La couronne solaire est particulièrement visible lors des éclipses par la Lune, d’où le nom de « couronne » (comme on peut le voir sur la fig. 2).
De nos jours, le vent solaire suscite toujours de nombreuses interrogations. En effet, l’héritage des observations passées a conduit à une séparation entre l’étude de l’atmosphère du Soleil, comprise entre la surface de l’étoile et une trentaine de rayons solaires de distance, et le vent solaire lui-même. L’étude de la couronne solaire est assurée par des instruments au sol [2] et les observatoires spatiaux, tandis que les mesures du vent solaire in situ sont prises bien au-delà du champ de vue des observatoires solaires, beaucoup plus loin de l’étoile, la plupart du temps au niveau de l’orbite terrestre.
Ainsi, Ulysses, la sonde de l’Agence spatiale européenne qui a permis d’explorer le vent solaire à la fois dans le plan de l’écliptique mais aussi au-dessus des pôles Nord et Sud solaires dans les années 1990, a prouvé que le vent solaire s’organise en fait en deux composantes principales : aux hautes latitudes, on observe essentiellement le vent solaire rapide, tandis que dans le plan de l’écliptique, où se trouvent les planètes, on mesure un mélange de vent solaire lent et de vent solaire rapide en proportions variables selon l’activité solaire. La sonde a révélé que la structuration du vent solaire dans l’héliosphère dépend de l’activité solaire, qui varie selon un cycle de onze ans environ (voir l’article « Le Nouveau cycle solaire est arrivé », l’Astronomie 143). Le vent rapide, qui se propage autour de 800 km/s, émane principalement des trous coronaux (des régions faiblement émissives en rayons X), qui se situent essentiellement aux pôles pendant la phase calme d’un cycle solaire. Le vent lent (se propageant à environ 400 km/s) doit provenir de régions à proximité de lignes de champ magnétique fermées. On devine ces lignes de champ fermées sur l’image d’éclipse de la figure 2, puisque les électrons qui suivent les lignes de champ magnétique réfléchissent de la lumière blanche issue du disque solaire. Ces lignes de champ fermées, ou « boucles », sont schématisées sur la figure 3.
3. sur ce schéma des lignes de champ magnétique du soleil sont représentées. Les lignes
« ouvertes », dont un seul des deux pieds est planté à la surface du soleil, sont dessinées en différentes couleurs en fonction de leur écartement à la direction radiale à leur base, à la surface du soleil : les lignes violettes sont alignées avec la direction radiale dès leur sortie du soleil, tandis que les lignes rouges s’alignent plus haut, du fait qu’elles contournent d’abord des lignes de champ magnétique fermées (en noir sur le schéma). Les lignes ouvertes sortent principalement des trous coronaux. Au-dessus d’un ensemble de boucles fermé se forme ce qu’on appelle un «helmet streamer», à cause de la forme en «casque» des lignes fermées. La polarité du champ magnétique s’inverse au-dessus de ces
streamers. Par contre, quand il y a deux boucles fermées côte à côte, on assiste à la formation d’un pseudo-streamer, et là la polarité du champ magnétique reste inchangée de part et d’autre des boucles fermées. toutes ces différentes géométries jouent un rôle crucial dans la formation de différents types de vent solaire. (Extrait de l’article de revue de Cranmer, en 2017)
Sachant cela, il reste de nombreuses questions sans réponse, qui constituent autant de défis théoriques, mathématiques, numériques, expérimentaux : la chercheuse américaine Nicoleen Viall et son collègue Joseph E. Borovsky ont publié début 2020 un article intitulé « Nine Outstanding Questions of Solar Wind Physics » (Neuf questions remarquables de la physique du vent solaire) qui les résume. Tout d’abord, les mécanismes physiques permettant d’expliquer l’origine du vent solaire, et en particulier de la composante lente du vent (se propageant à environ 400 km/s), restent aujourd’hui mal compris. Pour l’anecdote, quand j’expliquais que mon équipe, à l’Irap, travaille sur les origines du vent solaire lent [3], un petit malin en stage de 3e a haussé les épaules : « Ça vient du Soleil ! » Eh oui, jusque-là, on était au courant… Mais expliquer dans le détail comment ces particules chargées s’échappent à des vitesses différentes en fonction de leur source à la surface du Soleil, c’est déjà un peu plus compliqué ! En effet, le vent solaire lent n’est pas simplement plus lent, il a aussi une composition différente de celle du vent rapide. Les ions n’ont pas exactement les mêmes états d’ionisation dans les deux types de vent. Comme la composition peut difficilement être altérée au cours de la propagation du vent dans l’héliosphère, ces différences de composition sont sans doute liées à des mécanismes de formation différents à la surface du Soleil. Ce que l’on sait, c’est que la formation du vent solaire est étroitement liée à la structure du champ magnétique solaire, qui est lui-même issu de la zone de convection de notre étoile (lire le zoom de l’Astronomie no 145). La convection des gaz dans cette zone apporte de l’énergie, qui s’ajoute à l’énergie découlant des flux de champ magnétique, et cette énergie apporte de la chaleur à l’atmosphère solaire et commence à accélérer le vent. Les trois grandes questions liées à la formation du vent solaire sont donc : D’où vient le vent solaire sur la surface du Soleil ? Comment est-il éjecté ? Comment est-il accéléré ?
Mais ensuite, comment faire le lien entre les propriétés du vent solaire au niveau du Soleil et les propriétés mesurées au niveau de l’orbite terrestre ? Les processus de transport du vent solaire font l’objet de nombreuses études. En particulier, à partir d’une certaine distance, le vent solaire devient turbulent : la turbulence, décrite pour la première fois par Léonard de Vinci dans les écoulements d’eau, explique comment l’énergie peut être distribuée par les structures de grandes échelles vers les petites échelles, et ainsi expliquer l’organisation et le comportement des différentes populations de particules qui constituent le vent, et leur évolution liée à la propagation du vent. J’ai expliqué plus haut que le plasma interagit avec le champ magnétique. Un paramètre, qu’on appelle l’alfvénicité (du nom d’Hannes Alfvén, le physicien qui a découvert les ondes basse fréquence qui affectent à la fois le champ magnétique et le mouvement des ions), permet de décrire à quel point la vitesse du plasma est corrélée à la direction locale du champ magnétique. L’alfvénicité change avec la distance au Soleil, mais aussi d’une catégorie de vent à l’autre, en fonction de la source. Les ondes jouent aussi un rôle essentiel : ondes d’Alfvén, ondes magnéto-acoustiques, mais aussi ondes résultant d’effets cinétiques, c’est-à-dire intervenant aux petites échelles. Toutes ces ondes transmettent des informations souvent bien plus rapidement que le vent lui-même. Cela peut expliquer comment les flots de vents différents à la source vont ensuite se rencontrer, se mélanger et changer de propriétés au cours de leur voyage vers les planètes.
Les deux sondes actuellement en mission dans l’héliosphère interne, Parker Solar Probe (Nasa) et Solar Orbiter (Esa), vont permettre de résoudre nombre de ces questions en prenant des mesures au plus près de notre étoile (voir encadré 1). En particulier, Parker Solar Probe a effectué cet automne un passage à vingt rayons solaires du Soleil, une distance comprise dans le champ de vue des grands observatoires solaires. Le lien entre Soleil, origine du vent et propagation jusqu’à la Terre n’a jamais été aussi établi que maintenant.
En 1928, Irving Langmuir (1881-1957) avait introduit le mot « plasma » pour désigner un gaz partiellement ou totalement ionisé. En 1963, David A. Frank-Kamenezki désignait pour la première fois le plasma comme le « quatrième état de la matière ». En ce sens, on ne peut considérer les lois régissant un plasma comme différentes de celles d’un gaz neutre. Malheureusement, elles sont plus complexes, car elles mêlent la mécanique des écoulements d’un fluide aux lois de l’électromagnétisme. Un plasma est donc un ensemble de particules chargées, des ions et des électrons, globalement neutre du point de vue électrique et qui présente néanmoins un comportement collectif. Ce dernier point signifie que lorsqu’on applique au plasma une perturbation, un grand nombre de particules de celui-ci sont impliquées dans la réponse macroscopique à la perturbation. On compare généralement l’effet des collisions binaires entre deux particules passant à proximité l’une de l’autre (effet dominant dans les gaz neutres) et l’effet des interactions collectives. Dans le vent solaire, l’effet des interactions collectives l’emporte très largement, et l’on dit que ce plasma est non collisionnel. Le plasma conduit l’électricité et interagit avec le champ magnétique. Le champ magnétique guide le plasma, mais celui-ci peut à son tour modifier le champ magnétique. De par sa nature de plasma, le vent solaire est étudié à des échelles diverses par différentes théories. Une particule chargée soumise à un champ magnétique dirigé dans une certaine direction effectue un mouvement circulaire autour d’une droite alignée avec la direction du champ magnétique (voir figure ci-contre), mouvement circulaire dont le rayon dépend de la masse de la particule, de l’intensité locale du champ magnétique et de la vitesse de la particule. Ce mouvement circulaire est appelé giration et le rayon de la giration est aussi connu sous le nom de rayon de Larmor. Ce mouvement de giration est aussi associé à une période de giration. Dans un champ magnétique intense et qui varie lentement à la fois dans l’espace et dans le temps (par rapport à la giration), on utilise la théorie du centre-guide pour décrire le mouvement d’une particule par rapport au tube de flux magnétique. Cette théorie permet de comprendre la manière dont une particule chargée évolue par rapport au champ magnétique. Cependant, pour des raisons de calcul évidentes, les équations du mouvement sont impossibles à résoudre pour chacune des millions ou des milliards de particules en jeu dans les phénomènes qui nous intéressent à l’échelle des objets célestes. Il faut donc, pour comprendre les comportements des particules qui composent le plasma, se reposer sur les calculs statistiques, et notamment la probabilité qu’il y ait une particule dotée de telle vitesse à tel endroit. Cette fonction de probabilité est appelée fonction de distribution. Dans le cas général d’un plasma peu collisionnel, une description détaillée de la fonction de distribution des particules est nécessaire, notamment lorsque l’on s’intéresse aux petites échelles, en dessous du rayon de giration des particules. C’est le domaine des théories cinétiques des plasmas, le plus souvent basées sur des équations du type de l’équation de Boltzmann pour le gaz [5], mais avec des termes de forces d’interactions plus complexes. Leur utilisation pour simuler un plasma aux grandes échelles (une magnétosphère planétaire par exemple) est malheureusement très difficile à cause de leur lourdeur en matière de ressources de calcul numérique. Enfin, lorsqu’on s’intéresse prioritairement aux grandes échelles, on peut négliger (sous certaines conditions) les phénomènes microscopiques et considérer le plasma comme un fluide d’ions et un fluide d’électrons, voire comme un fluide unique de particules chargées. La théorie basée sur cette dernière hypothèse est appelée la magnétohydrodynamique (MHD). Les plasmas n’existent pas à l’état naturel sur Terre, mais constituent plus de 99 % de la matière connue de l’Univers, et le plasma du Système solaire est le seul accessible pour les mesures in situ. Sur Terre, les plasmas « artificiels » sont étudiés pour essayer de produire de l’énergie nucléaire par fusion, comme dans le Soleil (et non par fission comme dans les centrales nucléaires actuelles), afin, entre autres problèmes, de réduire l’abondance des déchets liés actuellement à la production d’énergie nucléaire. Ainsi, confronter les théories de la physique des plasmas aux observations effectuées dans le vent solaire est un excellent moyen de faire progresser la physique des plasmas en soi, avec de futures retombées essentielles pour l’humanité
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La magnétosphère de la Terre et son interaction avec le vent solaire
Le vent solaire, s’il est fascinant, est surtout extrêmement dangereux pour les êtres vivants et les objets fonctionnant avec de l’électricité. Heureusement pour nous, et pour nos satellites artificiels, la Terre possède elle-même un champ magnétique complexe et puissant, qui permet de détourner le vent solaire à son arrivée à proximité de la Terre. La présence du champ magnétique terrestre bloque en effet le vent solaire dans sa course, formant ce qu’on appelle un choc (sur le même principe que le choc en forme de cône formé dans l’air par les avions quand ils passent le mur du son). Au niveau du choc, la vitesse du vent solaire dans la direction Soleil-planète passe de 400 km/s à une vitesse très faible, c’est très violent. Le vent est ensuite dévié de part et d’autre de la magnétopause, la frontière de la région dominée par le champ magnétique terrestre. Le vent est ensuite transporté vers le côté nuit, en exerçant de fait une pression sur le champ magnétique terrestre qui s’allonge autour d’une longue queue magnétosphérique. Au niveau de l’équateur, les lignes de champ sortantes se retrouvent collées au lignes de champ entrantes : c’est ainsi que se forme une région de fort courant électrique, qui parfois casse les lignes de champ magnétique (ce qu’on appelle un « orage magnétique »), permettant momentanément aux particules de vent solaire d’entrer dans la magnétosphère terrestre et de remonter le long des boucles fermées, côté nuit. Mais qu’il y ait un orage magnétique ou non, les particules de vent solaire qui remontent vers le pic des lignes fermées, à proximité du cercle polaire, peuvent provoquer les fameuses aurores boréales (dans l’hémisphère Nord) ou australes (dans l’hémisphère Sud, au-dessus de l’océan et du continent antarctique, donc plus rarement observées).
Lorsque le vent solaire est suffisamment puissant, il peut écraser le champ magnétique de la Terre côté jour. Les boucles fermées au niveau de l’équateur peinent alors à résister, et les satellites artificiels peuvent se retrouver sans protection. Pire, le vent solaire peut directement atteindre la surface de la Terre, comme lors de la très grosse tempête de vent solaire de 1859, qui avait provoqué de grosses perturbations du réseau de télégraphie. Si une telle tempête avait lieu aujourd’hui, les dégâts causés sur les infrastructures électriques se chiffreraient en centaines de milliards de dollars et la pagaille provoquée par ces destructions simultanées d’infrastructures à l’échelle d’un continent serait fort grande. Pour anticiper un tel désordre, les agences spatiales, mais aussi les grands groupes industriels privés de l’aérospatiale ont mis en place des programmes de surveillance du Soleil et de modélisation de la propagation du vent, en essayant de prédire ainsi l’arrivée de tempêtes solaires. C’est ce qu’on appelle la météorologie de l’espace.
4. Vue d’artiste de la magnétosphère de la terre avec les principales frontières représentées (les échelles de distance ne sont pas respectées) : le choc en amont (bow shock), la magnétopause et, entre les deux, la région appelée magnétogaine (magnetosheath). on y voit aussi deux satellites, Cluster et XMM-Newton, dont la mission consiste à prendre des mesures de la magnétosphère de la terre. (ESA/ATG medialab)
Chaque magnétosphère planétaire est unique ! Les ingrédients de base sont pourtant les mêmes : un champ magnétique planétaire, du vent solaire, mais comme les propriétés de ces deux éléments changent d’une planète à l’autre, cela résulte en six cas très distincts. Si l’on place à part la magnétosphère de Mercure, qui est vraiment toute petite, on peut comparer les tailles caractéristiques des quatre magnétosphères géantes à celle de la Terre de plusieurs manières.
La taille caractéristique est définie par l’équilibre entre la pression dynamique du vent solaire au niveau de l’orbite de la planète et la pression magnétique exercée par le champ magnétique de la planète. On voit bien, sur les schémas A et B, que Jupiter a une magnétosphère gigantesque : le champ magnétique interplanétaire, transporté par le vent solaire, met une dizaine de jours à se connecter puis à se déconnecter de la planète ! Sur Mercure, cette durée de connexion magnétique est de l’ordre de la minute ! L’autre horloge de la physique magnétosphérique est dictée par la rotation planétaire. Dans le cas de Mercure, celle-ci est négligeable. Elle commence à jouer un rôle dans la magnétosphère terrestre. Mais c’est surtout pour les magnétosphères des planètes géantes que la rotation planétaire dicte le bal. Avec des périodes de rotation de 10 à 17 heures, et des inclinaisons d’axe magnétique pouvant aller jusqu’à 60° (pour Uranus), la dynamique globale des magnétosphères géantes est absolument fascinante [6].
Que peuvent nous apprendre les autres planètes magnétisées ?
La magnétosphère de la Terre permet aussi de faire de la planétologie comparée : l’étude de l’interaction du vent solaire avec les autres planètes du Système solaire est essentielle à la compréhension de notre situation terrestre. De la génération du champ magnétique à la dynamique globale de la magnétosphère, en passant par des phénomènes étudiés aux toutes petites échelles, l’observation et l’exploration des autres planètes nous apportent des éléments de réponse indispensables à la construction de notre puzzle scientifique.
Le premier constat que l’on peut faire, c’est que toutes les planètes n’ont pas un champ magnétique global, à l’échelle de la planète. Vénus et Mars n’ont en effet pas (ou plus) de champ magnétique. Cela pose de grandes questions, notamment sur le rôle du champ magnétique planétaire dans la protection du développement de la vie. Et bien sûr, dans le cas de Mars, la question de l’envoi d’astronautes et des effets du vent solaire sur les organismes et les installations artificielles est délicate. En revanche, étrangement, Mercure a gardé un champ magnétique certes peu intense, mais suffisant pour soutenir une petite magnétosphère. C’est la seule magnétosphère du Système solaire dont l’échelle de distance caractéristique (mesurée par la position de la magnétopause côté jour) est du même ordre de grandeur que le rayon de la planète elle-même. Pour les autres magnétosphères planétaires (lire encadré 3), la planète est bien plus petite, et peut-être quasiment considérée comme un point par rapport à la totalité de la magnétosphère. Les planètes géantes ont en effet des champs magnétiques très intenses. La reine des magnétosphères planétaires est celle de Jupiter : la queue de la magnétosphère de Jupiter s’étend jusqu’à l’orbite de Saturne !
Les magnétosphères des planètes géantes sont plus ou moins bien connues, en fonction du nombre de missions spatiales qui ont été dédiées à chacune d’entre elles. Mais en combinant mesures in situ et observations au télescope (notamment les radiotélescopes ou les observatoires spatiaux comme Hubble), on arrive à trouver moult indices qui permettent de reconstituer d’incroyables raisonnements scientifiques : par exemple, on étudie l’interaction de la magnétosphère de Saturne avec ses anneaux, l’impact de la lune magnétisée Io sur les aurores polaires de Jupiter, ou encore on retrouve l’orientation du champ magnétique d’Uranus grâce aux quelques pixels lumineux qui correspondent aux aurores sur la planète [4] !
Toutes ces découvertes sont bien sûr à mettre en parallèle avec l’observation des exoplanètes ! Les interactions étoiles-exoplanètes magnétisées commencent à être détectées, ouvrant tout un nouveau domaine de recherche passionnant sur l’interaction des étoiles avec leurs planètes. Le vent solaire est donc, sous bien des aspects, une composante essentielle de l’astrophysique actuelle.
Léa Griton | Institut de recherche en astrophysique et planétologie, Toulouse
Publié dans le magazine L’Astronomie Février 2021
1. Pour en savoir plus sur l’histoire de la découverte du vent solaire, on conseille l’ouvrage de référence (en anglais) de Nicole Meyer-Vernet et celui de Fabrice Mottez, Aurores polaires – La Terre sous le vent du Soleil, Éditions Belin (en français), 2017. 2. Notamment grâce aux coronographes, voir l’article sur l’histoire des observations solaires dans l’Astronomie, no 143. Ce projet est financé par l’European Research Council sous la direction d’Alexis Rouillard, chargé de recherches au CNRS. 4. Lire l’article de Laurent Lamy sur la magnétosphère de Saturne paru dans l’Astronomie no 125, mars 2019. 5. Voir entre autres Goedbloed and Poedts (2004) ou Russell et al. (2016). 6. Je reviendrai dessus plus en détail dans un prochain article, mais pour les curieux, mon manuscrit de thèse est téléchargeable en ligne : [http://www.theses.fr/2018PSLEO006].
