Influence de l'activité solaire sur le sol (I)
Bien que la plupart de l'énergie que nous recevons du Soleil nous vienne comme rayonnement électromagnétique, son émission fractionnaire n'est pas négligeable. En plus des neutres produits par les réactions thermonucléaires qui se produisent dans le noyau, de nombreuses fractions coralliennes peuvent échapper à l'influence du champ gravitationnel solaire : les protons (noyaux d'hydrogène), l'électron, les fractions ? (noyaux d'hélium) et les neutrons. Cette émission s'étend sur le système solaire et est appelée «vent solaire».
Ce flux est, bien sûr, durable, mais, comme nous l'avons vu dans les numéros précédents du magazine, il augmente considérablement en raison des phénomènes de l'activité du Soleil, et à travers elle, nous obtenons la plupart des effets de cette activité. La densité du vent solaire autour de la Terre est d'environ 10 fractions/cm3. La perte de matériel solaire est estimée à 106 tonnes/seconde, bien que pour l'année 6x1013 le soleil serait une vie mille fois prédite en fonction des processus qui déterminent son évolution. Les fractions sont généralement lancées à une vitesse comprise entre 200 et 900 km/s, mais elles atteignent des vitesses allant jusqu'à plusieurs milliers de kilomètres par seconde.
La Terre n'est pas sans protection contre les fractions et les radiations violentes. Plusieurs couches protègent dans l'atmosphère. Cependant, dans ce cas, en parlant de l'atmosphère, nous ne nous référons pas seulement aux couches de gaz les plus denses que nous avons plus près de la surface terrestre, c'est-à-dire aux gaz que le champ de gravité maintient autour de la Terre, mais à toutes celles qui se trouvent jusqu'à la magnétopause. La magnétopause, en particulier, est la limite de la magnétosphère, c'est-à-dire la région où le champ magnétique de la Terre a la force suffisante pour que la fraction (en particulier les ions) puisse être affectée par elle.
La magnétosphère et l'ionosphère sont les plus importantes des couches protectrices. La figure 1 montre un schéma de la structure de l'atmosphère pour clarifier les idées. Dans la partie gauche, nous avons des couches qui peuvent être différenciées en tenant compte de l'interaction de la matière avec le vent solaire. A droite, nous avons la division normale. La donnée qui y donne comme hauteur de la magnétosphère est approximative. En réalité, la forme de la région touchée par le champ magnétique terrestre est déformée par le vent solaire, comme on peut le voir dans la Figure 2.
Dans la zone du soleil, les lignes magnétiques se rétrécissent en raison de leur élan, générant des ondes de choc et des régions de transition turbulentes. À l'arrière, le champ ne supporte pas la compression et lorsque la force magnétique de la Terre s'affaiblit assez, les fractions chargées de vent solaire entraînent les lignes magnétiques avec narration jusqu'à leur rupture. Ceux-ci sont associés aux lignes de la zone interplanétaire, définissant la magnétopause. La queue que vous voyez sur l'image peut aller plus loin que la lune.
Dans ce premier article nous parlerons des phénomènes qui se produisent dans les deux couches mentionnées ci-dessus et dans le suivant nous exposerons les conséquences qui sont observées sur la surface terrestre, comme le climat. Le cas le plus représentatif pour analyser les effets de l'activité solaire est celui des éruptions. Une fois produit l'un d'eux, en plus de générer l'émission de fortes ondes électromagnétiques, deux contributions se produisent qui intensifient le vent solaire. La première, celle des fractions à plus grande vitesse (qui arrive environ une heure après l'éruption) et la seconde, formée de fractions plus lentes (mais plus dense, qui arrive plusieurs heures ou un jour après). Analysons, en premier lieu, l'influence des éruptions dans l'ionosphère.
L'ionosphère est une couche de plasma de 80 à 500 km. Le principal responsable de l'ionisation des atomes entre ces limites est le rayonnement solaire. La concentration d'électrons et d'ions positifs dépend donc de facteurs tels que les heures du jour, la saison de l'année, l'état du cycle solaire, etc. Sa structure permet de distinguer les couches D (entre 90 et 100 km), E (entre 100 et 140 km) et F (entre 140 et 500 km) en fonction de leur composition, densité, processus d'ionisation et degré de recombinaison. Bien que la couche D soit légèrement ionisée pendant la journée, la nuit la recombinaison est totale.
En dessous de cette couche le gaz est toujours neutre et au-dessus de la couche F nous ne trouvons jamais de gaz neutre. Les différentes couches de l'ionosphère servent, par leurs propriétés, à refléter les transmissions radio sur de grandes distances. Lorsque le sinus de l'angle d'incidence de l'onde avec la couche réfléchissante coïncide avec l'indice de réfraction entre les couches, une réflexion totale de l'onde se produit. Cependant, lorsque des éruptions, des ultraviolets, des rayons X et des rayons plus forts se produisent, cela modifie la réflexion sur les ondes radio des couches et les propriétés d'absorption.
Parce que les causes de ces effets sont des émissions électromagnétiques, les effets commencent à se remarquer à 8,5 minutes de se produire le phénomène. Par exemple, les petites ondes qui se reflètent dans les couches E et F dans des conditions normales sont perdues dans la couche D par absorption dans le nouvel état, entraînant l'effet SWF. D'autre part, la couche D elle-même est réfléchissante des ondes longues et avec l'ionisation les conditions sont considérablement améliorées, provoquant une «augmentation de l'échappement des signaux» (SES).
Ces phénomènes et autres qui peuvent survenir sont appelés «perturbations ionosphériques de bapat» (SID) et peuvent former pendant quelques heures de grandes émissions de radio, comme celles utilisées dans la navigation, les avions, les systèmes radar, etc. Au contraire, ils peuvent également offrir la possibilité de recevoir des signaux de télévision à distance. En outre, l'émission infrarouge qui vient directement du soleil peut produire des interférences très résistantes dans les cas mentionnés et dans la réception de communications par satellite.
En plus de ces phénomènes d'ionisation, l'expansion des couches basses de l'atmosphère terrestre est appréciée à des moments de haute activité. Par conséquent, les espaces situés dans des orbites basses subissent les effets de l'augmentation du frottement, jusqu'à tomber (comme c'était le cas avec le célèbre Skylab). Quant aux espaces, la poussée du simple vent solaire permanent est également importante, surtout si elles sont grandes et légères. Par exemple, l'Echo I se détourna notablement de l'orbite calculée par cette poussée. Mais, encore une fois, au fil de l'influence des éruptions, examinons les effets des deux incréments mentionnés par le vent solaire.
La première émission est composée principalement de protons relativistes qui, rencontrant les couches les plus élevées de l'atmosphère, créent des désintégrations nucléaires. Les produits de ces réactions peuvent être détectés sur Terre, produisant l'effet appelé au niveau superficiel (GLE). Ces protons à haute énergie sont très dangereux pour les astronautes qui partent des espaces et obligent à concevoir des systèmes de protection. Lorsque les satellites artificiels se déplacent dans la magnétosphère, ils ont le même problème en raison de la nécessité de protéger certains appareils. Lorsque les Soviétiques perdirent le contact avec Martitz et, surtout, avec la deuxième mission de Fobos envoyée pour analyser leurs satellites, les problèmes susmentionnés furent considérés comme des causes possibles.
La deuxième émission de fractions est beaucoup plus dense que la première et produit des orages magnétiques et autres perturbations. Ce sont des changements dans le champ géo-magnétique qui peuvent durer deux ou trois jours de tempête. Tout d’abord, on apprécie une augmentation due à la pression de l’onde fractionnaire, mais ensuite on introduit un jet de fraction de la queue de la magnétosphère, formant les courants électriques dans les régions appelées “ceintures de Van Allen”. Ces courants entraînent une diminution de la zone qui se normalise progressivement. Les ceintures de Van Allen sont deux régions de la magnétosphère où les fractions sont confinées. Le premier est formé de protons et se trouve à 4000 km de la surface terrestre. Le second est à 24.000 km de haut et capture des électrons (voir figure 2).
Cependant, le champ géomagnétique a deux régions faibles par rapport au bombardement de fractions : les deux pôles. Comme on le sait, la force des champs magnétiques est la maxime des fractions quand elles entrent perpendiculairement au champ. Par conséquent, ceux qui arrivent aux pôles (directement ou bien déviés par la magnétosphère elle-même) trouvent un très petit inconvénient et arrivent jusqu'à la Terre. Sur le chemin, entre 1000 et 100 km de haut, vous permettent d'ioniser les atomes d'oxygène et d'azote, entraînant des émissions de couleurs rouges et vertes, c'est-à-dire formant des couteaux rouges. Ces pôles magnétiques peuvent être vus dans des régions d'environ 23º (il faut noter que les pôles magnétiques sont détournés 11º par rapport aux pôles géographiques).
Nous avons déjà analysé certains effets, tous liés au champ magnétique terrestre. Il est donc logique que ces interactions puissent avoir des répercussions sur ce champ géomagnétique. Bien que les causes ne soient pas bien connues, la figure 3 montre la relation étroite entre l'activité du soleil et le changement de position du pôle magnétique.
Dans le prochain numéro, nous nous occuperons donc des effets observés sur la surface terrestre. Nous allons faire un pas de plus dans l'étude de l'influence du Soleil sur notre planète.
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