Qu'est-ce qu'un trou coronal?

Lorsque nous regardons les images solaires provenant du Solar Dynamics Observatory (SDO) de la NASA, prises à une longueur d'onde de 193 ou 211 Ångström, on peut observer la couche externe de l'atmosphère du Soleil. Cette couche la plus externe du Soleil est appelée la couronne. Le champ magnétique du Soleil joue un rôle important dans ce que l'on peut trouver sur ces images. Les zones brillantes sur ces images correspondent à du gaz chaud et dense, capturé par le champ magnétique du Soleil. Les zones sombres et semblant presque vides sont des endroit ou le champ magnétique du Soleil part dans l'espace de manière a ce que le gaz chaud et dense puisse s'en échapper. Ces points sembles noirs car ils contiennent très peu de matière en comparaison de leur voisinage.

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

Le champ magnétique d'un trou coronal est différent du reste du champ magnétique du Soleil. Au lieu de retourner a la surface en bouclant, les lignes de champ magnétique restent ouvertes et se dirigent dans l'espace. Pour le moment nous ne savons pas où elles se reconnectent. Au lieu de garder le gaz chaud, ces lignes de champ magnétiques ouvertes provoquent l'apparition de trous coronaux d’où le vent solaire peut s'échapper a de très grandes vitesses. Quand un trou coronal ait face a la Terre, ces gaz chaud foncent vers la Terre a une vitesse bien plus élevée que le celle du vent solaire habituel, causant ainsi des perturbations géomagnétiques sur Terre avec une activité aurorale renforcée. En fonction de la taille et de la localisation du trou coronal sur le disque solaire, on peut s'attendre a plus ou moins d'activité aurorale. Les trous coronaux ne sont habituellement pas très intéressants pour les chasseurs d'aurores polaires dans les latitudes moyennes et ils ne causent que très occasionnellement des tempêtes géomagnétiques.

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.

Image: Géométrie de l'interaction entre un vent solaire rapide et un vent solaire ambiant.
Image: Géométrie de l'interaction entre un vent solaire rapide et un vent solaire ambiant.

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Les données disponibles indiquent qu'il n'est actuellement pas possible de voir une aurore sur les latitudes moyennes.
La force du Champ Magnétique Interplanétaire est modérée (10,08nT), la direction est Septentrional (0,84nT).

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