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Présentation de l’environnement spatial
Introduction
L’environnement spatial nous laisse souvent imaginer des étendues noires et vides, s’étendant dans les confins de l’univers. Mais ce n’est pas tout à fait le cas. En effet, ce volume de l’espace n’est pas inoccupé, mais baigne dans des champs et ondes électromagnétiques et est peuplé de particules, à la fois chargées et neutres. Cette matière est le plus souvent dans un état dit plasma qui est présent dans plus de 99% de l’univers. La détermination des processus physiques qui régissent cet état de la matière et la composition de cette dernière aide les scientifiques a valider ou a rejeter les théories existantes, a formuler de nouvelles questions, et a élargir notre compréhension de l’univers.
Les plasmas
Le terme plasma, qui qualifie un « quatrième état de la matière », a été utilisé en physique pour la première fois par le physicien américain Irving Langmuir dès 1928 . Un plasma est une phase différente des solides, des liquides et des gaz. C’est un ensemble de particules chargées (et neutres) qui répond collectivement aux champs électromagnétiques et qui, à son tour, les modifie. Les particules d’un plasma sont majoritairement chargées, électrons et ions de densité de charges égales, il s’agit en première approximation d’un gaz partiellement ou totalement ionisé dont la température élevée empêche les recombinaisons d’ions et d’électrons. Les collisions entre particules peuvent jouer également un rôle important, mais de nombreux plasmas spatiaux sont sans collisions, les ondes jouant alors un rôle prépondérant. Le plasma présente des espèces de particules différentes, qui ont des gammes de vitesse, de températures et de flux très variées [7]. Dans l’univers proche, des mécanismes ‘plasma’, pourtant fondamentaux, restent énigmatiques. C’est par exemple le cas de celui qui chauffe l’atmosphère solaire (la couronne) jusqu’à des températures supérieures à 1.106 K, alors que sa température de surface n’excède pas 6 000 K. Par ailleurs, d’importantes quantités de plasma sont projetées dans l’univers suite à une éruption solaire (éjection de masse coronale). figure I-1 : Le plasma est projeté dans l’univers suite à une éruption solaire (éjection de masse coronale) . Sur la Terre, le plasma n’est rencontré à l’état naturel qu’aux très hautes températures, quand l’énergie est telle qu’elle réussit à arracher des électrons aux atomes. C’est le cas par exemple dans les flammes, les éclairs d’orages. Dans l’univers lointain, de nombreux objets astrophysiques sont faits de matière ionisée qui possède une densité de charges suffisante pour présenter un comportement collectif, résultant du mouvement des charges en réponse à des champs électriques et magnétiques. Ces plasmas concernent les atmosphères des étoiles, le milieu interstellaire, les disques d’accrétion autour des trous noirs, les galaxies radio, les quasars, les supernovae rémanentes… Pour décrire le comportement d’un plasma, il faut à la fois des outils pour décrire le comportement d’un fluide (statistique de Boltzmann, ou équations de dynamique des fluides) et des outils qui décrivent les lois de l’électromagnétisme (équations de Maxwell). Il faut également savoir coupler ces équations. Nous nous concentrerons ici sur les plasmas spatiaux, d’une part de l’espace interplanétaire (vent solaire) et d’autre part de la haute atmosphère et de l’ionosphère terrestre.
Vent solaire
Le système solaire est le siège de nombreux processus plasmas initiés principalement par le vent de particules chargées émis continuellement par l’astre. Le soleil perd en effet environ 1.109 kg (soit un million de tonnes) de matière par seconde, sous forme de vent solaire. Dans la couronne surchauffée du soleil (2 millions de degrés), les atomes d’hydrogène sont ionisés, mais aussi les éléments minoritaires plus lourds, carbone, oxygène, azote, fer. Ce plasma d’ions et d’électrons est ensuite expulsé à une vitesse considérable. La vitesse du vent solaire varie de 400 à 800 km/s environ, la moyenne étant de 450 km/s et sa température est de l’ordre de 100 000 K à l’orbite de la Terre, pour une densité moyenne de quelque particules/cm3 . Le vent solaire étant un plasma, il subit l’influence du champ magnétique solaire (à proximité du soleil, là où le champ magnétique est fort) mais, de par son mouvement, déforme aussi les lignes de champ magnétique solaire (là où le champ magnétique est faible). À cause de la combinaison du mouvement radial des particules et de la rotation du soleil, les lignes de champ magnétique solaires forment une spirale : la spirale de Parker.
Introduction générale |
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