La vie avec une étoile - Partie 1: Activité solaire

La nuit du 1er septembre au 2 septembre 1859 a marqué la plus grande aurore, de toute l'histoire des observations astronomiques - elle a pu être observée sur toute la Terre. On pouvait lire dans les régions circumpolaires à sa lumière, elle était si brillante qu'elle a réveillé des chercheurs d'or dans les Rocheuses . La plupart des télégraphes en Europe et en Amérique du Nord sont en panne et sur des poteaux télégraphiques, des témoins ont observé des étincelles. Une évaluation des conséquences d'un tel événement (s'il s'est produit dans le monde moderne, avec des réseaux électriques centralisés) donne une valeur des dommages de 0,6 à 2 600 milliards de dollars, uniquement pour les États-Unis . Telle était la manifestation la plus destructrice de la météo spatiale à l'heure actuelle, enregistrée par l'humanité.

Dans la première partie de l'article - je décrirai les phénomènes de l'activité solaire qui sous-tendent la «météo spatiale» , et pour cela, à son tour - nous devons nous plonger dans la structure du Soleil, qui ressemble à ceci:



Noyau solaire - occupe une zone allant du centre à 0,25 du rayon du Soleil. Voici une zone avec une température maximale (environ 15 millions de K), une pression (environ 250 milliards d'atmosphères) et une densité (atteignant 150 g / cm ³ ). Étant donné que la vitesse des réactions thermonucléaires dépend fortement de la température - la majeure partie de la libération d'énergie dans le Soleil se produit dans cette zone. Cependant, même avec de tels indicateurs - la vitesse des réactions thermonucléaires n'est pas très élevée (environ 275 watts / m ³ ), donc les réacteurs thermonucléaires, tels que ITER - nécessitent un ordre de grandeur de températures plus élevées afin d'avoir des indicateurs raisonnables pour le rapport volume / puissance.

Zone de transfert radiant - s'étend d'une profondeur de 0,25 à environ 0,7 du rayon du Soleil. On l'appelle ainsi - parce que la principale méthode de transfert d'énergie est le rayonnement séquentiel et l'absorption des photons. Il s'agit d'une zone assez calme dans laquelle le principal type de mouvement est rotationnel: le Soleil fait environ une révolution en 25,6 jours le long de la ligne de l'équateur (pour un observateur sur Terre, compte tenu de notre rotation autour du Soleil, cela prend environ 28 jours), et en 33,5 jours au niveau des pôles. La zone rayonnante, dans ce cas, a une vitesse approximativement moyenne (entre les deux).

La tachocline est une région de transition située entre les zones radiantes et convectives, son épaisseur est d'environ 0,04 du rayon du Soleil. Dans ce domaine, il y a une transition du transfert de chaleur rayonnant (calme) à la convection (turbulente) et de la «rotation à l'état solide» (lorsque les couches tournent à une fréquence uniforme) à différentielle (différant dans les régions polaires et équatoriales).

Les raisons de cette transition sont les suivantes: à une limite d'environ 0,7 du rayon du Soleil, une baisse progressive de la température et de la pression des couches solaires conduit au fait que les conditions physiques ne supportent plus les atomes de plasma sans électrons (une fois ionisé - atomes d'hydrogène et deux fois - hélium). En conséquence, le photoeffet commence à agir et la substance cesse d'être transparente. Le transfert par rayonnement perd de son efficacité et le transfert de chaleur par convection vient en premier.

Expliquer la source du deuxième effet est une tâche beaucoup plus complexe et les scientifiques n'ont pas été en mesure de le résoudre depuis longtemps. Mais en 2013, en utilisant les données de l ' «Observatoire de la dynamique solaire» , une relation a également été mise en évidence entre un mouvement convectif sur le Soleil (qui est chaotique à petite échelle) et une rotation différentielle stable du Soleil:



Les facteurs clés pour comprendre les processus se produisant sur le Soleil sont les suivants:

1) La source d'énergie pour l'occurrence de tous les processus enregistrés par nous sur le Soleil est la convection turbulente (et sa source est le gradient de température entre le noyau solaire, dans lequel se produisent les réactions thermonucléaires, et la surface du Soleil à travers laquelle cette énergie émet).

2) Presque toute la matière du Soleil (à l'exception d'une certaine fraction d'hydrogène dans la photosphère) est à l' état plasma . Pour cette raison, le transfert d'énergie se produit en raison de l'énergie cinétique des écoulements convectifs et du champ électromagnétique . Dans ce cas, l'énergie peut se transférer librement d'un type à un autre (le mouvement du plasma peut générer un champ magnétique, et dans un autre cas, un champ magnétique peut accélérer les flux de plasma).

Zone convective - une zone située à une distance d'environ 0,7 rayon, et directement à la surface la plus visible. En l'absence d'autres possibilités, le transfert de chaleur à partir de ce niveau commence à se produire en raison du mélange des couches (c'est-à-dire la convection, c'est pourquoi, en fait, cette zone était ainsi appelée). C'est cette zone qui est responsable de tous les phénomènes communément appelés «activité solaire» .



La structure de base de la zone convective (et la "surface" visible du Soleil) se compose de granules (avec un diamètre typique de 1000 km et une durée de vie de 8 à 20 minutes), et de supergranules (30 000 km de taille et une durée de vie d'environ une journée) . Structure granulaire - se compose de zones lumineuses (où la substance s'élève des profondeurs du soleil) et d'espaces sombres entre elles (où la substance tombe en conséquence). La vitesse verticale de la substance est de 1 à 2 km / s et la profondeur des granules est de centaines et de milliers de kilomètres.



Les taches solaires sont des zones dans lesquelles de forts champs magnétiques entravent le mouvement convectif de la matière. Malgré leur nom, ils peuvent être appelés «taches» avec un étirement: la température à l'intérieur est de 3000 à 4500 K. Et leur noirceur visible s'explique par la température de la substance environnante (en moyenne 5780 K), et, par conséquent, les «taches» d'émission de lumière nettement plus faibles sur fond externe. Presque depuis le début des observations systématiques des taches solaires en 1749 - elles sont devenues la principale preuve de l'existence d'un cycle de 11 ans d' activité solaire (par conséquent, celui qui fonctionnait à ce moment a été choisi comme cycle zéro, à partir duquel il est compté - il a commencé en 1745):



Pour être plus précis, le cycle a une durée moyenne d'environ 11,2 ans, et varie dans une fourchette de 7 à 17 ans (plus le cycle est court, plus sa résistance). L'étape de croissance du cycle prend une période plus courte (4,6 ans, contre 6,7 ans - en moyenne au stade de déclin). Au début du cycle, des taches apparaissent à des latitudes de l'ordre de ± 35-40 °, puis elles se déplacent vers la région de ± 15 ° à la période maximale, et vers la fin du cycle, la plupart se produisent à des latitudes de ± 5-8 ° (la loi dite de Spörer ):


Un tel comportement cyclique et le nombre de taches sont associés au cycle de 11 ans de changement des pôles magnétiques du Soleil (alors que le cycle complet de changement de la polarité nord / sud prend respectivement 22 ans). Cependant, cette période de 22 ans ( le cycle de Hale ) n'a pas reçu une grande popularité, car en plus de changer la polarité, elle ne se manifeste pratiquement pas.

La présence de statistiques depuis plus de 400 ans suggère l'existence d'un cycle séculaire d'activité solaire (le cycle dit de Gleisberg - d'une durée de 70 à 100 ans, avec une valeur moyenne de 87 ans). Mais pour vraiment prouver sa présence - cela n'a été possible qu'avec l'avènement de l'analyse du radiocarbone: le fait est que pendant les périodes du maximum solaire le vent solaire devient plus dense et l' héliosphère solaire se dilate légèrement (ce fut la base d'une série de rapports sur la sortie de Voyager-1 au-delà des limites du système solaire: 1 , 2 , 3 , 4 ), tandis que le flux de rayons cosmiques galactiques est réduit, et avec lui la production de carbone 14 radioactif dans les couches supérieures de l'atmosphère est réduite. Des traces de ces changements au cours des 11 mille dernières années se trouvent dans les carottes de glace et les cernes des arbres :



Les taches solaires sont souvent formées en groupes, la tache principale ayant la même polarité que la polarité actuelle de cet hémisphère, et la face arrière est l'opposé. Un groupe de spots peut exister de plusieurs heures à plusieurs mois (c'est la base d'une prévision à long terme sur 27 jours - lorsque les spots qui font une révolution reviendront à la même position que maintenant).

Les torches solaires sont une sorte de «taches par révolution»: dans ce cas, le champ magnétique agit comme un amplificateur de convection, qui à son tour augmente la température et la luminosité de la «surface» du Soleil.

Les protubérances sont des formations bizarres dans un état stable ressemblant à la moitié d'un tore , reposant sur la «surface» du Soleil:



Ils doivent cette forme au champ magnétique, qui est leur source: le flux de matière se déplaçant le long des lignes magnétiques au début monte des profondeurs du Soleil, décrit ensuite un arc et retombe sur le Soleil. Ces fontaines de matière - peuvent exister jusqu'à des mois. Ils peuvent contenir une énergie énorme, qui peut être libérée dans deux phénomènes physiques, qui seront discutés ci-dessous.


Soleil, grande proéminence et Jupiter avec la Terre - à l'échelle

Les éruptions solaires sont de gigantesques émissions d'énergie (dont la plus importante est décrite au début de cet article). Dans une épidémie typique, une énergie de l'ordre de 10 ²⁰ J (environ 10 gigatonnes en équivalent TNT) peut être libérée, en grande partie - environ 10 ²⁵ J (environ 1 milliard de mégatonnes). Leur source est la reconnexion des champs magnétiques sur le Soleil (lorsque deux «anneaux» magnétiques se touchent et changent radicalement de structure):


Des preuves exactes d'un tel processus - ont été obtenues récemment . Lors d'une éruption solaire, l'énergie est libérée dans tout le spectre du rayonnement électromagnétique, la majeure partie est émise par un rayonnement ultraviolet dur, ainsi que par les rayons X et les rayons gamma (cela est dû au fait que les champs magnétiques lors du processus de reconnexion chauffent le plasma à des dizaines de millions de degrés). Seule une petite partie de l'énergie est libérée dans la plage de lumière visible, donc dans une situation normale - elles ne sont pas visibles. Mais dans le cas de l' événement Carrington , le flash a pu être observé même à l'œil nu.

Les flashs d'intensité sont divisés en cinq classes: A, B, C, M, X. Chaque classe suivante est dix fois plus puissante que la précédente. Chaque classe est divisée en une échelle linéaire de 1,0 à 9,9, la classe X n'a ​​pas de limite supérieure: pour le moment, le flash le plus puissant enregistré depuis 1957 (lorsque les observations extra-atmosphériques ont commencé et qu'il est devenu possible d'établir la pleine puissance sur tout le spectre de rayonnement) - s'est produit 4 novembre 2003 , et selon des données mises à jour - il avait la classe X45.

Classe Flash	L'intensité dans les rayons gamma de 0,5 à 8 Å, W \ m 2
Un	jusqu'à 10 -7
B	de 10 -7 à 10 -6
C	de 10 -6 à 10 -5
M	de 10 -5 à 10 -4
X	plus de 10 -4

Les éjections de masse coronales sont les explosions qui l'accompagnent (mais pas toujours), le processus d'éjection d'énormes masses de matière (qui se reflète dans le nom de ce processus). En moyenne, les émissions s'élèvent à environ un milliard de tonnes et se déroulent à grande vitesse (environ 500 km / s). La source de ces masses sont des protubérances. En train de reconnecter le champ magnétique, les lignes magnétiques se précipitent du Soleil vers l'infini, suivies par les masses de plasma qui se déplacent le long d'elles:
Les derniers modèles informatiques décrivent les processus qui se déroulent sur le Soleil avec une grande précision - cela nous permet d'espérer que bientôt la période de prévisions précises pour la météo spatiale pourra être obtenue non pas en 3 jours, mais dans une période beaucoup plus longue.
La photosphère est la «surface» visible du Soleil. Elle fait environ 300 km d'épaisseur et c'est en elle que se produit le rayonnement d'une grande partie du spectre visible. La densité de cette couche est de 10 ^-8 à 10 ^-9 g \ cm ³ . C'est ici que la température minimale du Soleil (4300 K) est atteinte, mais la température moyenne de cette zone est proche d'une température de 5777 K:



Étant en fait une continuation de la zone convective, la photosphère est une réflexion visible (pour nous) de ces phénomènes et de la structure qui existe dans la zone convective (qui est décrite ci-dessus).

La chromosphère est une couche d'environ 10 000 km d'épaisseur, située entre la photosphère et la couronne. Ici, la pression commence à baisser fortement et la température recommence à augmenter:



Du fait que la pression dans cette couche est très faible, sa luminosité (malgré l'augmentation de température) est des centaines de fois inférieure à celle de la photosphère. Pour cette raison, il a été découvert pour la première fois en raison d'éclipses lunaires (lorsque la lumière de la photosphère n'interférait pas avec l'observation de cette couche). C'est dans cette zone du Soleil que l'hélium a été découvert pour la première fois.

La chromosphère est principalement constituée de spicules - objets de forme oblongue, ayant plusieurs milliers de kilomètres de diamètre et environ mille de profondeur:



S'élevant de la photosphère, ils transfèrent la matière vers les couches supérieures du Soleil. Un autre composant de la chromosphère est les fibrilles. Ce sont des boucles verticales de matière emportées par un champ magnétique (semblable aux protubérances).

Couronne - commence à partir du rayon visible du Soleil et s'étend jusqu'à 10-20 de ses diamètres. Il s'agit d'une substance très clairsemée et inégalement répartie, avec une température dépassant le million de degrés kelvin.



Selon les dernières données , la source d'une température aussi élevée de la couronne est les spicules chromosphériques qui l'alimentent en particules de haute énergie. La structure de la couronne dépend fortement de la période d'activité solaire: pendant les maxima, elle a une forme sphérique, pendant les minima elle est allongée en direction de l'équateur:



Le vent solaire est un flux de matière solaire hautement raréfiée, avec une température proche de la couronne, se déplaçant à grande vitesse (sur l'orbite de la Terre - sa vitesse est de 300 à 400 km \ s):



Cette substance est accélérée par les champs magnétiques du Soleil (cela fait une telle différence de vitesse entre l'équateur et les pôles). La pression qu'il produit est de 1 à 6 nPa dans l'orbite terrestre (en fonction de la période du cycle de 11 ans et de la présence d'émissions coronales). Par le vent solaire - le Soleil perd environ 10 à ¹⁴ M _C (c'est plusieurs ordres de grandeur de moins que ce qu'il perd à cause du rayonnement).

P.S. La deuxième partie de l'article concerne la météo spatiale, les vaisseaux spatiaux explorant le Soleil et les services qui surveillent son état.