Qu'est-ce qu'un trou coronal ?

Les images solaires prises par l'Observatoire de la dynamique solaire (SDO) de la NASA dans l'ultraviolet extrême, à une longueur d'onde de 193 ou 211 Ångström, montrent les couches extérieures chaudes de l'atmosphère du Soleil. Cette couche externe du Soleil est appelée la couronne. Le champ magnétique du Soleil joue un rôle important dans ce que nous voyons sur ces images. Les zones brillantes de ces images montrent du gaz chaud et dense qui est capturé par le champ magnétique du Soleil. Les zones sombres et vides sont des endroits où le champ magnétique du Soleil s'étend dans l'espace pour permettre aux gaz chauds de s'échapper. Ces zones sont caractérisées par des températures et des densités beaucoup plus basses que leur environnement, ce qui explique l'aspect sombre des trous coronaux. Les trous coronaux ne sont donc pas de véritables trous dans le Soleil, ils en ont simplement l'apparence dans certaines longueurs d'onde ultraviolettes extrêmes !

Un trou coronal typique tel qu’observé par le Solar Dynamics Observatory de la NASA.
Un trou coronal typique tel qu’observé par le Solar Dynamics Observatory de la NASA.

Le champ magnétique d'un trou coronal est différent de celui du reste du Soleil. Au lieu de retourner à la surface, ces lignes de champ magnétique restent ouvertes et s'étendent dans l'espace. À l'heure actuelle, nous ne savons pas encore où elles se reconnectent. Au lieu de maintenir les gaz chauds ensemble, ces lignes de champ magnétique ouvertes provoquent la formation d'un trou coronal, par lequel le vent solaire peut s'échapper à grande vitesse. Lorsqu'un trou coronal est situé près du centre du disque solaire orienté vers la Terre, ces gaz chauds s'écoulent vers la Terre à une vitesse supérieure à celle du vent solaire normal et provoquent des perturbations géomagnétiques sur Terre, avec une activité aurorale accrue. Selon la taille et l'emplacement du trou coronal sur le disque, on peut s'attendre à une activité aurorale plus ou moins importante. Les grands trous coronaux provoquent souvent un vent solaire plus rapide que les trous coronaux plus petits. Les trous coronaux ne sont généralement pas très intéressants pour les observateurs d'aurores aux latitudes moyennes et ne provoquent qu'occasionnellement des tempêtes géomagnétiques.

Les trous coronaux peuvent se développer à n'importe quel moment et à n'importe quel endroit du Soleil. Les trous coronaux situés aux pôles solaires sont les plus stables, en particulier dans les années entourant le minimum solaire, mais ils influencent rarement notre planète. Ce n'est que lorsque ces trous coronaux se développent et s'étendent vers des latitudes plus basses que nous ressentons parfois le vent solaire à grande vitesse provenant de ces trous coronaux polaires. Ces extensions vers les basses latitudes peuvent parfois se déconnecter du trou coronal polaire et devenir une structure isolée. Les trous coronaux persistent souvent pendant des semaines ou des mois et changent de forme et de taille au fil du temps. Les trous coronaux peuvent également se développer indépendamment des trous coronaux polaires, ce qui est plus fréquent dans les années précédant et suivant le minimum solaire.

Comment reconnaître le flux d’un trou coronal?

Outre une éjection de masse coronale, un courant coronal à grande vitesse (CH HSS en anglais) arrive lentement avec une augmentation constante de la densité du vent solaire au cours des deux premières heures. Cette augmentation de la densité du vent solaire vient du fait que le vent le plus rapide accumule devant lui les particules du vent solaire le moins rapide. On se refaire a ce phénomène comme étant la Région d’Interaction de Flux (RIF) ou la Région d’Interaction de Corotation (RIC) et est presque toujours associé a une augmentation totale de la force du champ magnétique interplanétaire (Bt) et la densité du vent solaire diminue.

Géométrie de l’interaction entre un vent solaire rapide et un vent solaire ambiant.
Géométrie de l’interaction entre un vent solaire rapide et un vent solaire ambiant.

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