Champ magnétique interplanétaire

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La spirale de Parker est la forme prise par le champ magnétique solaire dans le milieu interplanétaire[1].

Le champ magnétique interplanétaire (CMI), également connu sous le nom de champ magnétique de l'héliosphère, est le champ magnétique du Soleil porté par le vent solaire à travers les planètes et autres corps du Système solaire, dans le milieu interplanétaire jusqu'au confins de l'héliosphère.

Les modélisations actuelles du CMI lui donnent une forme de spirale, nommée spirale de Parker. Bien que cette approximation soit sujette à des variations générales, en raison de la variation de l'activité solaire et d'influences exercées par le milieu interstellaire, et locales, en raison d'influences exercées par les magnétosphères de certaines planètes, elle semble correspondre avec un certain degré de précision avec les observations du CMI, réalisées depuis le milieu du XXe siècle.

Description[modifier | modifier le code]

Schéma de la spirale de Parker (vue du pôle Nord du Soleil). Les courbes en rouge représente le tracé pour un vent solaire d'environ 400 km/s, alors que celles en jaune illustrent celui d'un vent solaire de 2 000 km/s. Le cercle en bleu représente l'orbite de la Terre et celui en mauve, celle de Mars.
Articles connexes : champ magnétique stellaire et vent solaire.

Le vent solaire est un plasma composé de particules ionisées accélérées par le Soleil et s'éloignant de ce dernier à des vitesses supersoniques, voire relativistes[2],[3]. Cela fait en sorte que le vent solaire peut porter des lignes de champs magnétiques[4]. La pression magnétique dominante de l'étoile, conjuguée à la rotation du Soleil, fait en sorte qu'il domine la plus grande partie de l'héliosphère sous la forme d'une spirale[5][réf. à confirmer],[6].

Modélisation[modifier | modifier le code]

Schéma simplifié de l'héliosphère, représentant l'héliogaine, l'héliopause et le choc terminal.

La modélisation du CMI suppose certaines hypothèses préliminaires[3]. D'abord, il faut supposer l'état d'équilibre, c'est-à-dire que la gravitation solaire et que l'accélération du vent solaire peuvent être négligés à partir d'une certaine distance. Ainsi, la vitesse radiale devient une constante et la vitesse tangentielle est directement liée à la rotation du Soleil.

Par la suite, il faut supposer que le plasma est un conducteur parfait. Ainsi, les lignes de champ magnétique se déplacent avec ce dernier[7]. Cela implique que les lignes de courant de champ magnétique seront toujours parallèles aux lignes de courant de vitesse[style à revoir] et la rotation solaire donne la forme en spirale.

Bien que représentant une situation idéalisée[3], ces approximations permettent d'obtenir des résultats concordant avec les observations obtenues à partir de différents satellites et sondes spatiales (cf. #Observations)

Effets[modifier | modifier le code]

Vidéo présentant une simulation de l'interaction de la magnétosphère terrestre avec le CMI.

Plusieurs planètes du Système solaire possèdent un champ magnétique plus ou moins intense. L'interaction entre ce dernier et le CMI engendre différents phénomènes physiques.

Ainsi, la magnétosphère terrestre dévie le vent solaire. La rencontre entre le CMI et le champ magnétique de la Terre se fait plus précisément à la magnétopause[8]. Le CMI peut ainsi être dévier ou annuler partiellement le champ magnétique de la Terre[8],[9].

Près de la Terre[Combien ?], le CMI a une faible valeur, variant en force de 1 à 37 nanotesla (nT), avec une valeur moyenne de ~ 6 nT[10].

Observations[modifier | modifier le code]

Le CMI a été observé par plusieurs satellites, tels que Imp-1[11], Imp-8[12], ISEE-1 et ISEE-3[13], ainsi que par des sondes telles Voyager 1 et 2[14].

Si l'espace était vide, le champ magnétique solaire diminuerait en fonction du cube de la distance. Il passerait de 10−4 T à sa surface pour atteindre environ 10−11 T au niveau de l'orbite de la Terre. Cependant, les premières observations du CMI à la hauteur de la Terre ont indiqué une intensité environ 100 fois supérieure à ce qui était attendu (10−9 T). Ceci serait causé par une certaine quantité de plasma présent dans le milieu interplanétaire[15]. En effet, celui-ci fait en sorte que le milieu interplanétaire peut être assimilé à un fluide conducteur baigné dans un champ magnétique, ce qui induit un courant électrique qui produit en retour un champ magnétique, selon un mécanisme semblable à celui d'un générateur MHD[16].

Variations[modifier | modifier le code]

Plusieurs phénomènes peuvent influencer le CMI, dont les éjections de masse coronale interplanétaires (ICME)[17], le milieu interstellaire ou l'effet de Cranfill[18],[19].

Les changements du champ magnétique interplanétaire peuvent avoir des répercussions sur la météorologie spatiale[20]. Celle-ci désigne les conditions et les processus se produisant dans l'espace qui peuvent avoir des répercussions sur l'environnement proche de la Terre. Ces conditions peuvent entraîner des dommages aux satellites ou même une perturbation des réseaux d'électricité.

Notes et références[modifier | modifier le code]

(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Interplanetary magnetic field » (voir la liste des auteurs).
  1. (en) « Image sur wso.stanford.edu »
  2. S. Masson, S. Dasso, P. Démoulin et K.-L. Klein, « Propagation des particules solaires relativistes dans le milieu interplanétaire », Colloque PNST,‎ 28-30 septembre 2009, p. 1-10 (lire en ligne)
  3. a b et c (en) « The Interplanetary Magnetic Field (Parker Spiral) », sur Wolfram Demonstrations Project, (consulté le 8 décembre 2014)
  4. Philippe Savoini, « Plasmas spatiaux et relations Soleil-Terre »,
  5. (en) Andre Balogh, The Heliosphere through the Solar Activity Cycle, Springer Science & Business Media, , 312 p. (lire en ligne), ?
  6. « Origine du champ magnétique solaire », sur Luxorion (consulté le 8 décembre 2014)
  7. (en) Richard Fitzpatrick, « Plasma Physics »,
  8. a et b (en) C. T. Russell, « Solar wind and interplanetary magnetic field: A tutorial », Space Weather, Geophys, no 125,‎ , p. 73-89 (lire en ligne)
  9. (en) N. C. Maynard, « Polar observations of convection with northward interplanetary magnetic field at dayside high latitudes », J. Geophys. Res., no 103,‎ , p. 29-45 (lire en ligne)
  10. (en) « IMF and SWP Data Description », sur Space Physics Interactive Data Resource (consulté le 8 décembre 2014)
  11. (en) J. M. Wilcox, « Quasi-Stationary Corotating Structure in the Interplanetary Medium », J. Geophys. Res., no 70,‎ , p. 5793–5805 (lire en ligne)
  12. (en) « IMP-8 Project Information », sur NASA (consulté le 8 décembre 2014)
  13. (en) C. T. Russell, « Comparison of ISEE-1 and -3 Interplanetary Magnetic Field Observations », Geophys. Res. Lett., 7, no 5,‎ , p. 381–384 (lire en ligne)
  14. (en) L. F. Burlaga et N. F. Ness, « Radial and Latitudinal Variations of the Magnetic Field Strength in the Outer Heliosphere », J. Geophys. Res., vol. 98, no A3,‎ , p. 3539–3549 (lire en ligne)
  15. (en) K. W. Behannon, « Magnetic storms in the Earth's magnetic tail », Journal of Geophysical Research, no 71,‎ , p. 2327–2351 (lire en ligne)
  16. Sébastien Galtier, Magnétohydrodynamique: des plasmas de laboratoire à l'astrophysique, Vuibert, , 304 p.
  17. (en) S. Masson, P. Démoulin, S. Dasso et K.-L. Klein, « The interplanetary magnetic structure that guides solar relativistic particles », Astronomy & Astrophysics, vol. 538,‎ , A32 (lire en ligne)
  18. (en) Steve Suess, « Interplanetary Magnetic Field »,
  19. (en) Le Roux, J. A. & Ptuskin, V. S, « The Dynamic Relevance of the Heliospheric Magnetic Field According to a Spherically-Symmetric Energetic Particle Hydromagnetic Model », 24th International Cosmic Ray Conference, vol. 4,‎ , p. 726 (lire en ligne)
  20. « La prévision de la météo spatiale au Canada », sur Ressources naturelles Canada (consulté le 14 décembre 2014)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]