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Le premier indice qui a permis de soupçonner qu'un vent émane du Soleil est venu
de l'observation des comètes (définition simple -
Toutefois, les comètes possèdent également une queue formée d'ions qui émet une lumière
dont le spectre est propre à la queue, et qui n'est donc pas due à une diffusion
de la lumière solaire. Ces queues peuvent pointer dans une direction légèrement différente.
Elles peuvent parfois accélérer et changer brutalement de direction, ce qui leur
vaut alors une forme tordue ou courbée. La comète Hale-
La pression de la lumière solaire ne peut rendre compte de cela. Mais en 1943 Cuno
Hoffmeister et Ludwig Biermann, proposent que mise à part la lumière, le Soleil émet
un flux continu de particules, un "rayonnement corpusculaire solaire", lequel pousse
les ions. Les variations de la vitesse de ces corpuscules pouvaient rendre compte
des accélérations et des changements de direction des queues, lesquelles n'étaient
pas dans l'exact prolongement de la direction solaire en raison de la vitesse des
corpuscules qui n'était pas très supérieure à celle de la comète (définition simple
-
Donc, sans l'énergie du Soleil, il n'y aurait pratiquement aucune activité des comètes. Notre étoile un acteur majeur de leurs activités.
En émettant dans l'espace des flux continus de radiations et de particules énergétiques,
le Soleil permet aux glaces cométaires de se sublimer (la sublimation est le passage
d'un corps de l'état solide à l'état gazeux directement, sans passer par l'étape
intermédiaire habituelle, c'est-
Alors que sont "les vents solaires" ?
Le terme de "vents solaires" peut prêter à confusion, car les mécanismes sont bien différents de ceux des vents atmosphériques terrestres. Le Soleil est une gigantesque boule de gaz très chaude qui est régie par des mouvements de matière continus. Près de la surface solaire, la matière est très chaude, excitée et en partie ionisée. Les gaz ionisés peuvent s'échapper de l'attraction gravitationnelle du soleil de matière continue, sous l'influence du champ magnétique ou au travers de gigantesque éjection de bulles de plasma lors de tempête solaire.
Les vents solaires ont une vitesse moyenne de 450 km/s, soit environ 1,6 millions de km/h !
Les vents solaires ont des effets qui s'étendent très loin, jusqu'aux zones les plus externes de notre Système solaire. C'est pourquoi on peut définir la limite du Système solaire comme étant la frontière à l'intérieur de laquelle le gaz produit par les vents solaires domine sur le gaz du milieu interstellaire. Cette frontière est appelée héliopause.
L'héliopause est la limite du système solaire, c’est-
Pendant qu'on y est, en plus de l'héliopause parlons de l'héliosphère, l'héliogaine, les onde de choc solaire, et les ondes de choc terminal solaire
Le vent solaire souffle une "bulle" dans le milieu interstellaire (le gaz d'hélium et d'hydrogène raréfié qui emplit la galaxie). Cette bulle est dénommée héliosphère, et sa limite extérieure se trouve là où la poussée du vent solaire n'est plus suffisante pour repousser le milieu interstellaire, constitué des vents stellaires des astres proches et des nuages de gaz entre ces astres. Cette limite est connue comme étant l'héliopause et est souvent considérée comme étant la limite du système solaire.
Au sein de l'héliosphère se trouve une limite appelée "choc terminal" où des particules de vent solaire supersoniques sont ralenties à des vitesses subsoniques par le milieu interstellaire. La couche entre le choc terminal et l'héliopause est connue comme l'héliogaine. Lorsque des particules émises par le soleil entrent en collision avec les particules interstellaires, elles ralentissent en émettant de l'énergie (se réchauffant). Beaucoup de particules s'accumulent là et autour de l'héliopause, fortement énergisées par leur décélération, créant une onde de choc.
La distance à l'héliopause n'est pas connue précisément. Elle est probablement bien
plus courte du côté du système solaire faisant face au mouvement orbital à travers
la galaxie. Elle peut aussi varier en fonction de la vitesse actuelle du vent solaire
et de la densité locale du milieu interstellaire. Elle est connue pour se situer
bien au-
La mission actuelle des sondes Voyager 1 et Voyager 2 bien que lancés respectivement les 05 septembre 1977 et 20 août 1977 et toujours en mission (!) est de découvrir et étudier le choc terminal, l'héliogaine et l'héliopause.
En mai 2005, la NASA annonce que grâce à de nouvelles données la communauté scientifique s'accorde à dire que Voyager 1 a franchi le choc terminal et est entré dans l'héliogaine. Voyager 1 devrait atteindre l'héliopause d'ici 2020 au rythme de 3 UA par an et devrait disposer d'assez d'énergie pour transmettre les informations.
En 2007, Voyager 2 atteint à son tour l'héliogaine et ses instruments de mesures, en état de fonctionner, en révèlent un peu plus sur cette zone. L'intensité du vent solaire varie en fonction de l'activité de notre étoile et l'héliogaine semble palpiter et sa distance varier. L'intensité des champs magnétiques rencontrés varie également fortement contrairement aux prévisions et la température chute d'une valeur dix fois plus faible que ce que les modèles prévoyaient. Voyager 2 devrait encore fonctionner jusqu'en 2020.
Par analogie, une définition alternative est que l'héliopause est la magnétopause entre la magnétosphère du système solaire et les courants de plasma de la galaxie.
Un sursaut d'intensité du flux de particules cosmiques mesuré par la sonde Voyager
1, puis une stabilisation début juillet 2012, ont été observés, événement que l'astronome
française, Rosine Lallement, pense être le signal correspondant au franchissement
de la frontière entre notre système solaire et le milieu interstellaire, l'héliopause.
Ce serait le premier objet d'origine humaine à franchir cette limite qui serait située
à 120 UA du Soleil et qui aurait environ une épaisseur d'une demi-
Ça va, ma cousine, tu t'en sors ?
vue d'artiste, comme on dit…
Plus près de nous, sur Terre, les vents solaires peuvent aussi avoir un impact. Lorsque
des flux de plasma solaires croisent l'orbite de notre planète, ils peuvent s'accumuler
au niveau de la ceinture de Van Allen ( = zone magnétique autour de la Terre dont
la partie extérieure se déploie jusqu'à 65 000 km d'altitude, voir juste ci-
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