Boucle coronale - Coronal loop
Les boucles coronales sont d'énormes boucles de champ magnétique commençant et se terminant sur la surface visible du Soleil ( photosphère ) se projetant dans l'atmosphère solaire ( couronne ). Le gaz ionisé incandescent ( plasma ) piégé dans les boucles les rend visibles. Les boucles coronales varient considérablement en taille jusqu'à plusieurs milliers de kilomètres de long. Ce sont des caractéristiques transitoires de la surface solaire, qui se forment et se dissipent sur des périodes de quelques secondes à quelques jours. Ils forment la structure de base de la couronne inférieure et de la région de transition du Soleil. Ces boucles hautement structurées sont une conséquence directe du flux magnétique solaire tordu au sein du corps solaire. Les boucles coronales sont associées aux taches solaires ; les deux « points de repère » où la boucle traverse la surface du soleil sont souvent des taches solaires. C'est parce que les taches solaires se produisent dans les régions de champ magnétique élevé. Le champ magnétique élevé où la boucle traverse la surface forme une barrière aux courants de convection , qui amènent le plasma chaud de l'intérieur à la surface du soleil, de sorte que le plasma dans ces régions à champ élevé est plus froid que le reste de la surface du soleil, apparaissant comme une tache sombre lorsqu'on la regarde par rapport au reste de la photosphère. La population des boucles coronales varie avec le cycle solaire de 11 ans , ce qui influence également le nombre de taches solaires.
Origine et caractéristiques physiques
En raison d'un processus naturel appelé dynamo solaire entraîné par la chaleur produite dans le noyau du Soleil, le mouvement convectif du gaz ionisé électriquement conducteur ( plasma ) qui compose le Soleil crée des courants électriques , qui à leur tour créent de puissants champs magnétiques à l'intérieur du Soleil. Ces champs magnétiques se présentent sous la forme de boucles fermées de flux magnétique , qui sont torsadées et enchevêtrées par la rotation solaire différentielle , les différentes vitesses de rotation du gaz à différentes latitudes de la sphère solaire. Une boucle coronale se produit lorsqu'un arc incurvé du champ magnétique se projette à travers la surface visible du Soleil, la photosphère , faisant saillie dans l'atmosphère solaire.
Dans le champ magnétique, les trajectoires des particules chargées électriquement en mouvement ( électrons et ions ) qui composent le gaz solaire sont fortement courbées par le champ (la force de Lorentz ) lorsqu'elles se déplacent transversalement au champ, de sorte qu'elles ne peuvent se déplacer librement que parallèlement à les lignes de champ magnétique, tendant à s'enrouler autour des lignes. Ainsi, le gaz à l'intérieur d'une boucle coronale ne peut pas s'échapper latéralement de la boucle mais est piégé dans la boucle et ne peut s'écouler que sur sa longueur. La température plus élevée dans l'atmosphère du Soleil fait briller ce gaz, rendant la boucle visible à travers les télescopes. Les boucles coronales sont des structures idéales à observer lorsque l'on essaie de comprendre le transfert d'énergie du corps solaire, à travers la région de transition et dans la couronne.
La forte interaction du champ magnétique avec le plasma dense sur et sous la surface du soleil a tendance à « lier » les lignes de champ magnétique au mouvement du gaz solaire, de sorte que les deux « points » où la boucle pénètre dans la photosphère sont ancré à la surface du soleil et tourne avec la surface. À l'intérieur de chaque point de pied, le fort flux magnétique a tendance à inhiber les courants de convection qui transportent le gaz chaud de l'intérieur du soleil à la surface, de sorte que les points de pied sont souvent (mais pas toujours) plus froids que la photosphère environnante. Ceux-ci apparaissent comme des taches sombres à la surface du soleil ; taches solaires . Ainsi, les taches solaires ont tendance à se produire sous les boucles coronales et ont tendance à se présenter par paires de polarité magnétique opposée ; un point où la boucle de champ magnétique émerge de la photosphère est un pôle magnétique Nord , et l'autre où la boucle pénètre à nouveau dans la surface est un pôle magnétique Sud.
Les boucles coronales se forment dans une large gamme de tailles, de 10 km à 10 000 km. Un phénomène connexe, les tubes à flux ouvert de champ magnétique s'étendent de la surface jusque dans la couronne et l'héliosphère et sont la source du champ magnétique solaire à grande échelle ( magnétosphère ) et du vent solaire . Les boucles coronales ont une grande variété de températures le long de leurs longueurs. Les boucles à des températures inférieures à 1 mégakelvin (MK) sont généralement appelées boucles froides, celles existant à environ 1 MK sont appelées boucles chaudes et celles au-delà de 1 MK sont appelées boucles chaudes. Naturellement, ces différentes catégories rayonnent à des longueurs d'onde différentes.
Emplacement
Les boucles coronales peuplent à la fois les régions actives et calmes de la surface solaire. Les régions actives de la surface solaire occupent de petites zones mais produisent la majorité de l'activité et sont souvent la source d'éruptions et d' éjections de masse coronale en raison du champ magnétique intense présent. Les régions actives produisent 82 % de l'énergie de chauffage coronale totale. Les trous coronaux sont des lignes de champ ouvertes situées principalement dans les régions polaires du Soleil et sont connus pour être la source du vent solaire rapide . Le Soleil calme constitue le reste de la surface solaire. Le Soleil calme, bien que moins actif que les régions actives, est inondé de processus dynamiques et d' événements transitoires (points lumineux, nanoflares et jets). En règle générale, le Soleil calme existe dans les régions de structures magnétiques fermées, et les régions actives sont des sources hautement dynamiques d'événements explosifs. Il est important de noter que les observations suggèrent que toute la couronne est massivement peuplée de lignes de champ magnétique ouvertes et fermées.
Boucles coronales et problème de chauffage coronal
Une boucle fermée de champ magnétique, un tube de flux au-dessus de la surface solaire, ne constitue pas en soi une boucle coronale ; il doit être rempli de plasma avant de pouvoir être appelé boucle coronale. Dans cet esprit, il devient clair que les boucles coronales sont rares à la surface solaire, car la majorité des structures à flux fermé sont vides. Cela signifie que le mécanisme qui chauffe la couronne et injecte le plasma chromosphérique dans le flux magnétique fermé est très localisé. Le mécanisme derrière le remplissage du plasma, les flux dynamiques et le chauffage coronal reste un mystère. Le ou les mécanismes doivent être suffisamment stables pour continuer à alimenter la couronne en plasma chromosphérique et suffisamment puissants pour accélérer et donc chauffer le plasma de 6000 K à plus de 1 MK sur la courte distance entre la chromosphère et la région de transition vers la couronne. C'est la raison même pour laquelle les boucles coronales sont ciblées pour une étude intense. Ils sont ancrés à la photosphère, sont alimentés par le plasma chromosphérique, font saillie dans la région de transition et existent à des températures coronales après avoir subi un chauffage intensif.
L'idée que le problème de chauffage coronal est uniquement dû à un mécanisme de chauffage coronal est trompeuse. Dans un premier temps, le plasma remplissant les boucles surdenses est drainé directement de la chromosphère. Il n'existe aucun mécanisme coronal connu qui puisse comprimer le plasma coronal et l'alimenter dans les boucles coronales à des altitudes coronales. Deuxièmement, les observations de flux ascendants coronaux indiquent une source chromosphérique de plasma. Le plasma est donc d'origine chromosphérique ; il faut en tenir compte lors de l'examen des mécanismes de chauffage coronal. Il s'agit d'un phénomène d' activation chromosphérique et d' échauffement coronal possiblement liés par un mécanisme commun.
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Historique des observations
1946-1975
De nombreux progrès ont été réalisés par des télescopes au sol (comme le Mauna Loa Solar Observatory , MLSO, à Hawaï ) et éclipse observations de la couronne, mais pour échapper à l'effet obscurcissant de la Terre atmosphère de, observations spatiales sont devenues une évolution nécessaire pour la physique solaire. En commençant par les vols courts (sept minutes) des fusées Aerobee en 1946 et 1952, les spectrogrammes ont mesuré les émissions solaires EUV et Lyman-α . Des observations de base aux rayons X ont été obtenues en 1960 en utilisant de telles fusées. Les missions de fusée britannique Skylark de 1959 à 1978 ont également renvoyé principalement des données de spectromètre à rayons X. Bien que réussies, les missions de fusée étaient très limitées en durée de vie et en charge utile. Au cours de la période 1962-1975, la série de satellites Orbiting Solar Observatory (OSO-1 à OSO-8) a pu obtenir des observations étendues par EUV et par spectromètre à rayons X. Puis, en 1973, Skylab a été lancé et a commencé une nouvelle campagne multi-longueurs d'onde qui caractérise les futurs observatoires. Cette mission n'a duré qu'un an et a été remplacée par la Solar Maximum Mission , qui est devenue le premier observatoire à durer la majorité d'un cycle solaire (de 1980 à 1989). Une mine de données a été accumulée sur toute la gamme d'émissions.
1991-aujourd'hui
La communauté solaire a été secouée par le lancement de Yohkoh (Solar A) depuis le centre spatial de Kagoshima en août 1991. Il a été perdu le 14 décembre 2001 en raison d'une panne de batterie mais a révolutionné les observations aux rayons X au cours de sa décennie d'opérations. Yohkoh (ou Sunbeam ) a fait le tour de la Terre sur une orbite elliptique , observant les émissions de rayons X et de rayons γ provenant de phénomènes solaires tels que les éruptions solaires. Yohkoh portait quatre instruments. Le Bragg Crystal Spectrometer (BCS), le Wide Band Spectrometer (WBS), le Soft X-Ray Telescope ( SXT ) et le Hard X-Ray Telescope (HXT) ont été exploités par un consortium de scientifiques du Japon, des États-Unis et du Royaume-Uni. . L' instrument SXT pour l'observation des boucles coronales émettant des rayons X est particulièrement intéressant .
L'instrument SXT a observé des rayons X dans la plage de 0,25 à 4,0 keV , résolvant les caractéristiques solaires à 2,5 secondes d'arc avec une résolution temporelle de 0,5 à 2 secondes. SXT était sensible au plasma dans la plage de température de 2 à 4 MK, ce qui en fait une plate-forme d'observation idéale pour comparer avec les données collectées à partir des boucles coronales TRACE rayonnant dans les longueurs d'onde EUV.
La prochaine étape majeure de la physique solaire a eu lieu lors du lancement de l' Observatoire solaire et héliosphérique (SOHO) en décembre 1995 depuis la base aérienne de Cap Canaveral en Floride , aux États-Unis. SOHO avait à l'origine une durée de vie opérationnelle de deux ans. La mission a été prolongée jusqu'en mars 2007 en raison de son succès retentissant, permettant à SOHO d'observer un cycle solaire complet de 11 ans. SOHO fait continuellement face au Soleil sur une orbite lente autour du premier point lagrangien (L1), où l'équilibre gravitationnel entre le Soleil et la Terre fournit une position stable à SOHO pour orbiter. SOHO éclipse continuellement le Soleil de la Terre à une distance d'environ 1,5 million de kilomètres.
SOHO est géré par des scientifiques de l' Agence spatiale européenne (ESA) et de la NASA. Contenant plus d'instruments que TRACE et Yohkoh, cette grande mission solaire a été conçue pour examiner la chaîne allant de l'intérieur solaire, de la couronne solaire au vent solaire. SOHO a 12 instruments à bord, y compris le coronale de diagnostic Spectrometer (CDS), le télescope imageur dans l' ultraviolet extrême (EIT), les mesures ultraviolet solaire de rayonnement émis (SUMER) et l'ultraviolet coronographe Spectrometer (UVCS), qui sont tous largement utilisé dans l'étude de la région de transition et de la couronne.
L'instrument EIT est largement utilisé dans les observations de la boucle coronale. EIT image la région de transition jusqu'à la couronne interne en utilisant quatre passes de bande, 171 FeIX, 195 FeXII, 284 FeXV et 304 HeII, chacune correspondant à différentes températures EUV, sondant le réseau chromosphérique jusqu'à la couronne inférieure.
Le Transition Region And Coronal Explorer ( TRACE ) a été lancé en avril 1998 depuis la base aérienne de Vandenberg dans le cadre du projet Goddard Space Flight Center Small Explorer (SMEX) de la NASA. Le petit instrument en orbite est doté d'un télescope Cassegrain de 30 × 160 cm et de 8,66 m de focale avec un détecteur CCD de 1200 × 1200 pixels. Le moment du lancement était prévu pour coïncider avec la phase ascendante du maximum solaire. Des observations de la région de transition et de la couronne inférieure pourraient alors être effectuées en collaboration avec SOHO pour donner une vue sans précédent de l'environnement solaire pendant cette phase passionnante du cycle solaire.
En raison de la haute résolution spatiale (1 seconde d'arc) et temporelle (1 à 5 secondes), TRACE a pu capturer des images très détaillées des structures coronales, tandis que SOHO fournit l'image globale (résolution inférieure) du Soleil. Cette campagne démontre la capacité de l'observatoire à suivre l'évolution des boucles coronales en régime permanent (ou au repos ). TRACE utilise des filtres sensibles au rayonnement électromagnétique dans la gamme 171 FeIX, 195 FeXII, 284 FeXV, 1216 HI, 1550 CIV et 1600 Å. Les bandes passantes de 171 , 195 et 284 sont particulièrement intéressantes, car elles sont sensibles au rayonnement émis par les boucles coronales au repos.
Flux dynamiques
Toutes les missions spatiales ci-dessus ont été couronnées de succès en observant de forts flux de plasma et des processus hautement dynamiques dans les boucles coronales. Par exemple, les observations SUMER suggèrent des vitesses d'écoulement de 5 à 16 km/s dans le disque solaire, et d'autres observations conjointes SUMER/TRACE détectent des débits de 15 à 40 km/s. Des vitesses très élevées ont été détectées par le spectromètre à cristal plat (FCS) à bord de la mission Solar Maximum, où des vitesses de plasma ont été trouvées dans la plage de 40 à 60 km/s.
Voir également
- Hinode (satellite) - L'observatoire solaire Hinode (Solar-B)
- Yohkoh - La mission à rayons X solaire très réussie, Yohkoh (Solar-A)
Les références
Liens externes
- Page d'accueil de TRACE
- Observatoire solaire et héliosphérique, y compris des images en temps quasi réel de la couronne solaire
- Problème de chauffage coronaire chez Innovation Reports
- Description NASA/GSFC du problème de chauffage coronal
- FAQ sur le chauffage coronal
- Explication animée des boucles coronales et de leur rôle dans la création de proéminences (Université de Galles du Sud)
