Éruption solaire

Une éruption solaire est une intense éruption localisée de rayonnement électromagnétique dans l’ atmosphère du Soleil . ^[1] Les éruptions se produisent dans les Régions actives et sont souvent, mais pas toujours, accompagnées d’ Éjections de masse coronale , d’événements de particules solaires et d’autres phénomènes solaires .

Une éruption solaire de classe X5.4 vue à 131 Å le 6 mars 2012. L’éruption apparaît comme un point lumineux au centre de l’image.

Les éruptions solaires se produisent dans un spectre de magnitudes en Loi de puissance ; un dégagement d’énergie de typiquement 10 ²⁰ joules d’ énergie suffit à produire un événement clairement observable, alors qu’un événement majeur peut émettre jusqu’à 10 ²⁵ joules. ^[2] Bien qu’à l’origine observés dans le spectre électromagnétique visible, en particulier dans la ligne d’émission H-alpha de l’hydrogène, ils peuvent maintenant être détectés des ondes radio aux rayons gamma.

Des éruptions se produisent également sur d’autres étoiles, où le terme éruption stellaire s’applique.

La description

Les éruptions solaires affectent toutes les couches de l’atmosphère solaire ( photosphère , chromosphère et couronne ). Le milieu du plasma est chauffé à des dizaines de millions de kelvins , tandis que les électrons , les protons et les ions plus lourds sont accélérés jusqu’à une vitesse proche de la lumière . Les éruptions produisent un rayonnement électromagnétique sur tout le spectre électromagnétique à toutes les longueurs d’ onde , des ondes radio aux rayons gamma. La majeure partie de l’énergie est répartie sur des fréquences situées en dehors de la plage visuelle ; la majorité des éruptions ne sont pas visibles à l’œil nu et doivent être observées avec des instruments spéciaux. Les éruptions se produisent dans les Régions actives souvent autour des taches solaires , où des champs magnétiques intenses pénètrent dans la photosphère pour relier la couronne à l’intérieur solaire. Les fusées éclairantes sont alimentées par la libération soudaine (de quelques minutes à des dizaines de minutes) d’énergie magnétique stockée dans la couronne. Les mêmes libérations d’énergie peuvent produire des Éjections de masse coronale (CME), bien que la relation entre les CME et les éruptions ne soit pas encore bien comprise. ^{[ citation nécessaire ]}

Les éruptions solaires sont associées aux éruptions solaires. ^[3] Ils impliquent des éjections de matière plus rapides que les proéminences éruptives, ^[4] et atteignent des vitesses de 20 à 2000 kilomètres par seconde. ^[5]

La fréquence

La fréquence d’occurrence des éruptions solaires varie avec le cycle solaire de 11 ans . Cela peut aller de plusieurs par jour pendant le maximum solaire à moins d’un par semaine pendant le minimum solaire . De plus, les fusées éclairantes plus puissantes sont moins fréquentes que les plus faibles. Par exemple, les poussées de classe X10 (sévères) se produisent en moyenne environ huit fois par cycle, tandis que les poussées de classe M1 (mineures) se produisent en moyenne environ 2 000 fois par cycle. ^[6]

Erich Rieger a découvert avec des collègues en 1984 une période d’environ 154 jours d’apparition d’ éruptions solaires émettant des rayons gamma au moins depuis le cycle solaire 19 . ^[7] La période a depuis été confirmée dans la plupart des données héliophysiques et le champ magnétique interplanétaire et est communément connue sous le nom de période de Rieger . Les Harmoniques de résonance de la période ont également été signalées à partir de la plupart des types de données dans l’ héliosphère .

Durée

La durée d’une éruption solaire dépend fortement de la longueur d’onde du rayonnement électromagnétique utilisée dans son calcul. Cela est dû aux différentes longueurs d’onde émises par différents processus et à différentes hauteurs dans l’atmosphère du Soleil.

Une mesure courante de la durée de l’éruption est la pleine largeur à mi-temps (FWHM) du flux de rayons X mous dans les bandes de longueur d’onde de 0,05 à 0,4 et de 0,1 à 0,8 nanomètres (0,5 à 4 et 1 à 8 ångströms ) mesuré par le vaisseau spatial GOES en orbite géosynchrone . Le temps FWHM s’étend du moment où le flux d’une éruption atteint pour la première fois à mi-chemin entre son flux maximum et le flux de fond et lorsqu’il atteint à nouveau cette valeur lorsque l’éruption se désintègre. En utilisant cette mesure, la durée d’une poussée varie d’environ quelques dizaines de secondes à plusieurs heures avec une durée médiane d’environ 6 et 11 minutes dans les bandes 0,05 à 0,4 et 0,1 à 0,8 nanomètre, respectivement. ^{[8] [9]}

Les éruptions solaires d’une durée supérieure à environ 30 minutes sont considérées comme des événements de longue durée (LDE). ^{[10] [11] [ meilleure source nécessaire ]}

Boucles et arcades post-éruption

Une arcade post-éruption présente après une éruption solaire de classe X5.7 lors de la tempête solaire du 14 juillet . ^[12]

Après l’éruption d’une éruption solaire, des boucles post-éruption composées de plasma chaud commencent à se former à travers la ligne neutre séparant les régions de polarité magnétique opposée près de la source de l’éruption. Ces boucles s’étendent de la photosphère jusqu’à la couronne et se forment le long de la ligne neutre à des distances de plus en plus grandes de la source au fil du temps. ^[13] On pense que l’existence de ces boucles chaudes se poursuit par un échauffement prolongé présent après l’éruption et pendant la phase de désintégration de l’éruption. ^[14]

Dans les éruptions suffisamment puissantes, généralement de classe C ou supérieure, les boucles peuvent se combiner pour former une structure allongée en forme d’arche connue sous le nom d’ arcade post-éruption . Ces structures peuvent durer de plusieurs heures à plusieurs jours après la poussée initiale. ^[13] Dans certains cas, des vides de plasma sombres se déplaçant vers le soleil, connus sous le nom de flux descendants supra-arcade , peuvent se former au-dessus de ces arcades. ^[15]

Cause

Les éruptions se produisent lorsque des particules chargées accélérées, principalement des électrons, interagissent avec le milieu plasma . Les preuves suggèrent que le phénomène de reconnexion magnétique conduit à cette accélération extrême des particules chargées. ^[16] Sur le Soleil, la reconnexion magnétique peut se produire sur les arcades solaires – une série de boucles se produisant étroitement suivant les lignes de force magnétiques. Ces lignes de force se reconnectent rapidement dans une arcade inférieure de boucles laissant une hélice de champ magnétique non connectée au reste de l’arcade. La libération soudaine d’énergie lors de cette reconnexion est à l’origine de l’accélération des particules. Le champ magnétique hélicoïdal non connecté et le matériau qu’il contient peuvent se dilater violemment vers l’extérieur en formant une éjection de masse coronale. ^[17]Cela explique également pourquoi les éruptions solaires éclatent généralement à partir de Régions actives du Soleil où les champs magnétiques sont beaucoup plus forts.

Bien qu’il y ait un accord général sur la source d’énergie d’une éruption, les mécanismes impliqués ne sont pas encore bien compris. On ne sait pas comment l’énergie magnétique est transformée en énergie cinétique des particules, ni comment certaines particules peuvent être accélérées jusqu’au GeV (10 ⁹ électronvolt ) et au-delà. Il existe également des incohérences concernant le nombre total de particules accélérées, qui semble parfois supérieur au nombre total dans la boucle coronale. Les scientifiques sont incapables de prévoir les éruptions. ^{[ citation nécessaire ]}

Classification

Observations multi-engins spatiaux de l’éruption de classe X du 20 mars 2014.

Classification des rayons X mous

Le système de classification moderne des éruptions solaires utilise les lettres A, B, C, M ou X, selon le flux de pointe en watts par mètre carré (W/m ² ) des rayons X mous avec des longueurs d’ onde de 0,1 à 0,8 nanomètres (1 à 8 ångströms ), tel que mesuré par le vaisseau spatial GOES en orbite géosynchrone .

Classification	Plage de flux de crête approximative à 0,1-0,8 nanomètre (watts/mètre carré)
UN	< 10 ⁻⁷
B	10 ⁻⁷ – 10 ⁻⁶
C	10 ⁻⁶ – 10 ⁻⁵
M	10 ⁻⁵ – 10 ⁻⁴
X	> 10 ⁻⁴

La force d’un événement au sein d’une classe est notée par un suffixe numérique allant de 1 jusqu’à, mais excluant, 10, ^[18] qui est également le facteur pour cet événement au sein de la classe. Par conséquent, une fusée X2 est deux fois plus puissante qu’une fusée X1, une fusée X3 est trois fois plus puissante qu’une X1 et seulement 50% plus puissante qu’une X2. ^[19] Un X2 est quatre fois plus puissant qu’un fusée éclairante M5. ^[20] Les torches de classe X dont le flux de crête dépasse 10 ⁻³ W/m ² peuvent être notées avec un suffixe numérique égal ou supérieur à 10.

Le plus grand événement enregistré s’est produit lors des tempêtes solaires d’Halloween de 2003 ; initialement, il a été mesuré comme un événement X28 avec une certaine incertitude en raison de la surcharge des instruments du satellite. ^{[21] [22]} À la suite de recherches supplémentaires, en 2004, l’événement a été mis à niveau vers X45. ^[23]

Classement H-alpha

Une classification antérieure des éruptions était basée sur des observations spectrales H-alpha . Le schéma utilise à la fois l’intensité et la surface émettrice. La classification en intensité est qualitative, se référant aux fusées éclairantes comme : faibles ( f ), normales ( n ) ou brillantes ( b ). La surface émettrice est mesurée en termes de millionièmes d’hémisphère et est décrite ci-dessous. (La superficie totale de l’hémisphère A _H = 15,5 × 10 ¹² km ² .)

Classification	Aire corrigée (millionièmes d’hémisphère)
S	< 100
1	100–250
2	250–600
3	600–1200
4	> 1200

Une éruption est alors classée en prenant S ou un nombre qui représente sa taille et une lettre qui représente son intensité maximale, vg : Sn est une éruption solaire normale . ^[24]

Dangers

Éruption solaire massive de classe X6.9, 9 août 2011

Les éruptions solaires ne présentent aucun danger direct pour les humains à la surface de la Terre. Le rayonnement électromagnétique nocif émis par les fusées éclairantes, principalement les rayons X , est absorbé par le côté lumière du jour de l’atmosphère terrestre et n’atteint pas la surface de la Terre. Cependant, cette absorption de rayonnement électromagnétique à haute énergie peut augmenter temporairement l’ ionisation de la haute atmosphère, ce qui peut interférer avec les communications Radio à ondes courtes , et peut temporairement chauffer et dilater l’atmosphère extérieure de la Terre. Cette expansion peut augmenter la traînée des satellites en orbite terrestre basse , ce qui peut entraîner une décroissance orbitale au fil du temps. ^[25]

Les risques de rayonnement posés par les éruptions solaires sont une préoccupation majeure dans les discussions sur une mission humaine sur Mars , la Lune ou d’autres planètes. Les protons énergétiques peuvent traverser le corps humain, causant des dommages biochimiques , ^[26] présentant un danger pour les astronautes lors de voyages interplanétaires. Une sorte de blindage physique ou magnétique serait nécessaire pour protéger les astronautes. ^{[ citation nécessaire ]}

Coupures de radio

L’augmentation temporaire de l’ionisation du côté lumière du jour de l’atmosphère terrestre, en particulier la couche D de l’ ionosphère , peut interférer avec les communications Radio à ondes courtes qui dépendent de son niveau d’ionisation pour la propagation des ondes célestes . Skywave, ou saut, fait référence à la propagation des ondes radio réfléchies ou réfractées par l’ionosphère ionisée. Lorsque l’ionisation est supérieure à la normale, les ondes radio se dégradent ou sont complètement absorbées en perdant de l’énergie à cause des collisions plus fréquentes avec des électrons libres. ^[1]

Le niveau d’ionisation de l’atmosphère est en corrélation avec la force de l’éruption solaire associée. La NOAA classe les pannes radio en fonction de l’intensité maximale de l’éruption associée.

Classification	Éruption solaire associée	Descriptif ^[27]
R1	M1	Petite panne de radio
R2	M5	Panne radio modérée
R3	X1	Forte coupure radio
R4	X10	Panne de radio grave
R5	X20	Panne radio extrême

Observations

Les éruptions produisent un rayonnement sur tout le spectre électromagnétique, bien qu’avec une intensité différente. Ils ne sont pas très intenses en lumière visible, mais ils peuvent être très brillants sur certaines raies spectrales. Ils produisent normalement un rayonnement de freinage dans les rayons X et un rayonnement synchrotron dans la radio.

Histoire

Observations optiques

Les éruptions solaires ont été observées pour la première fois par Richard Carrington et Richard Hodgson indépendamment le 1er septembre 1859 en projetant l’image du disque solaire produite par un télescope optique à travers un filtre à large bande. C’était une éruption de lumière blanche extraordinairement intense , une éruption émettant une grande quantité de lumière dans le Spectre visuel . ^[28]

Étant donné que les éruptions produisent de grandes quantités de rayonnement à H-alpha , l’ajout d’un filtre passe-bande étroit ^{( ≈1 Å )} centré à cette longueur d’onde au télescope optique permet l’observation d’éruptions peu lumineuses avec de petits télescopes. Pendant des années, Hα a été la principale, sinon la seule, source d’information sur les éruptions solaires. D’autres filtres passe-bande sont également utilisés.

Observations radio

Pendant la Seconde Guerre mondiale , les 25 et 26 février 1942, des opérateurs de radar britanniques ont observé un rayonnement que Stanley Hey a interprété comme une émission solaire. Leur découverte n’est rendue publique qu’à la fin du conflit. La même année, Southworth a également observé le Soleil en radio, mais comme pour Hey, ses observations n’ont été connues qu’après 1945. En 1943 , Grote Reber a été le premier à rapporter des observations radioastronomiques du Soleil à 160 MHz. Le développement rapide de la Radioastronomie a révélé de nouvelles particularités de l’activité solaire comme les orages et les sursauts liés aux éruptions. Aujourd’hui, les radiotélescopes au sol observent le Soleil depuis c. 15 MHz jusqu’à 400 GHz.

Télescopes spatiaux

Depuis le début de l’exploration spatiale , des télescopes ont été envoyés dans l’espace, où il est possible de détecter des longueurs d’onde plus courtes que les UV, qui sont complètement absorbées par l’atmosphère terrestre, et où les éruptions peuvent être très lumineuses. Depuis les années 1970, la série de satellites GOES observe le Soleil dans les rayons X mous, et leurs observations sont devenues la mesure standard des éruptions, diminuant l’importance de la classification H-alpha . Les rayons X durs ont été observés par de nombreux instruments différents, le plus important étant aujourd’hui le Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager ( RHESSI ). Néanmoins, les observations UV sont aujourd’hui les stars de l’imagerie solaire avec leurs détails d’une incroyable finesse qui révèlent la complexité descouronne solaire . Les engins spatiaux peuvent également apporter des détecteurs radio à des longueurs d’onde extrêmement longues (jusqu’à quelques kilomètres) qui ne peuvent pas se propager à travers l’ ionosphère .

Exemples de grandes éruptions solaires

Courte vidéo commentée sur les observations de Fermi de la lumière la plus énergétique jamais associée à une éruption sur le Soleil en mars 2012 La région active 1515 a publié une éruption de classe X1.1 depuis la partie inférieure droite du Soleil le 6 juillet 2012, culminant à 19 h 08 HAE. Cette éruption a provoqué une panne de radio, étiquetée R3 sur l’échelle de la National Oceanic and Atmospheric Administrations qui va de R1 à R5. Météo spatiale – Mars 2012. ^[29]

L’éruption la plus puissante jamais observée fut la première à être observée ^[30] le 1er septembre 1859 et fut rapportée par l’astronome britannique Richard Carrington et indépendamment par un observateur nommé Richard Hodgson. L’événement est nommé Tempête solaire de 1859 , ou “événement Carrington”. L’éruption était visible à l’œil nu (en lumière blanche ), et le CME associé a produit de superbes aurores jusqu’aux latitudes tropicales telles que Cuba ou Hawaï, et a mis le feu aux systèmes télégraphiques. ^[31] L’éruption a laissé une trace dans la glace du Groenland sous forme de nitrates et de béryllium-10 , ce qui permet aujourd’hui de mesurer sa résistance. ^[32]Cliver et Svalgaard ^[33] ont reconstitué les effets de cette poussée et les ont comparés à d’autres événements des 150 dernières années. Selon leurs propres termes : “Bien que l’événement de 1859 ait de proches rivaux ou supérieurs dans chacune des catégories d’activités météorologiques spatiales ci-dessus, c’est le seul événement documenté des ∼150 dernières années qui apparaît en haut ou près du haut de toutes les listes. ” L’intensité de l’éruption a été estimée à environ X50. ^[34]

À l’époque moderne, la plus grande éruption solaire mesurée avec des instruments s’est produite le 4 novembre 2003 . Cet événement a saturé les détecteurs GOES, et de ce fait sa classification n’est qu’approximative. Initialement, en extrapolant la courbe GOES, il a été estimé à X28. ^[35] Une analyse ultérieure des effets ionosphériques a suggéré d’augmenter cette estimation à X45. ^[36] Cet événement a produit la première preuve claire d’une nouvelle composante spectrale au-dessus de 100 GHz. ^[37]

D’autres grandes éruptions solaires se sont également produites le 2 avril 2001 (X20+), ^[38] 28 octobre 2003 (X17.2+ et 10), ^[39] 7 septembre 2005 (X17), ^[38] 9 août 2011 (X6.9) , ^{[40] [41]} 7 mars 2012 (X5.4), ^{[42] [43]} et 6 septembre 2017 (X9.3). ^[44]

Prédiction

Les méthodes actuelles de prédiction des éruptions sont problématiques et rien n’indique avec certitude qu’une région active du Soleil produira une éruption. Cependant, de nombreuses propriétés des taches solaires et des Régions actives sont en corrélation avec le torchage. Par exemple, les régions magnétiquement complexes (basées sur le champ magnétique de la ligne de visée) appelées points delta produisent les plus grandes éruptions. Un schéma simple de classification des taches solaires dû à McIntosh, ou lié à la complexité fractale ^[45] est couramment utilisé comme point de départ pour la prédiction des éruptions. ^[46] Les prévisions sont généralement exprimées en termes de probabilités d’apparition d’éruptions au-dessus de la classe M ou X dans les 24 ou 48 heures. La National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) des États-Unis émet des prévisions de ce type. ^[47] GAM4a été développé à l’Université de l’Alabama à Huntsville avec le soutien du Space Radiation Analysis Group du Johnson Space Flight Center (NASA/SRAG) pour prévoir les éruptions de classe M et X, les CME, les CME rapides et les événements de particules énergétiques solaires. ^[48] Une méthode basée sur la physique qui peut prédire de grandes éruptions solaires imminentes a été proposée par l’Institut de recherche environnementale espace-terre (ISEE) de l’Université de Nagoya. ^[49]

Dans la culture populaire

Une éruption solaire a été le principal dispositif d’intrigue pour les histoires de science-fiction :

Flare , un roman de 1992 de Roger Zelazny et Thomas Thurston Thomas
Inconstant Moon , un épisode de1996 Outer Limits sur Showtime par l’écrivain Larry Niven et mettant en vedette Michael Gross et Joanna Gleason
Tamizhuku En Ondrai Azhuthavum , un film en langue tamoule de 2015 réalisé par Ramprakash Rayappa et avec Nakul
Every Little Thing, la première de la saison 2 de la série AppleTV+ 2019 For All Mankind créée par Ronald D. Moore , Matt Wolpert et Ben Nedivi
Finch , un film AppleTV+ de 2021réalisé par Miguel Sapochnik et avec Tom Hanks
Stowaway , un thriller de science-fiction de 2021de Joe Penna et Ryan Morrison

Ils sont également un Scénario apocalyptique populaire dans les films catastrophes, où leurs effets sur Terre sont souvent grandement exagérés. ^[50]

Voir également

Aurore
Éjection de masse coronale
Étoile évasée
Sursaut gamma
Hyder torche
Liste des articles sur le plasma (physique)
Liste des tempêtes solaires
Nuage magnétique
Vague de Moreton
Effet Neupert
Période Rieger
Superflare
Flux descendants supra-arcade

Références

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^ Wheatland, MS (2008). “Une approche bayésienne de la prédiction des éruptions solaires”. Le Journal d’Astrophysique . 609 (2): 1134-1139. arXiv : astro-ph/0403613 . Bibcode : 2004ApJ…609.1134W . doi : 10.1086/421261 . S2CID 10273389 .
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^ https://astroengine.com/2009/08/23/knowing-how-solar-flares-dont-work/comment-page-1/

Liens externes

Wikimedia Commons a des médias liés aux éruptions solaires .

Données et ressources en temps quasi réel sur les éruptions solaires du NOAA Space Weather Prediction Center :
- Flux de rayons X GOES (données d’une minute)
- Imageur ultraviolet solaire GOES (SUVI)
- Prédictions d’absorption de la région D (D-RAP)
- Prévisions à 3 jours
- Discussion sur les prévisions
NASA Astronomy Picture of the Day: An X Class Flare Region on the Sun (6 novembre 2007)

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