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caractérisation des environnements planétaires

Gaël Cessateur

To cite this version:

Gaël Cessateur. Reconstruction du spectre UV solaire en vue de la caractérisation des environnements

planétaires. Astrophysique stellaire et solaire [astro-ph.SR]. Université d’Orléans, 2011. Français. �tel-

00988360�

ÉCOLE DOCTORALE SCIENCES ET TECHNOLOGIES

Laboratoire de Physique et de Chimie de l’Environnement et de l’Espace (LPC2E)

THÈSE présentée par :

Gaël CESSATEUR

soutenue publiquement le 17 octobre 2011

pour obtenir le grade de : Docteur de l’université d’Orléans Discipline/ Spécialité : Sciences de l’Univers

Reconstruction du spectre UV solaire en vue de la caractérisation des environnements planétaires

JURY :

M. Alessandro SPALLICCI Professeur, Université d’Orléans Président du jury

M. David BERGHMANS Workleader, Observatoire Royal de Belgique Rapporteur

M. François LEBLANC Chargé de Recherche, LATMOS Rapporteur

M. Jean-François HOCHEDEZ Directeur de Recherche, LATMOS Examinateur

M. Joël PONCY Ingénieur de Recherche, Thales Alenia Space Examinateur

M. Thierry DUDOK de WIT Professeur, Université d’Orléans Directeur de thèse

M. Jean LILENSTEN Directeur de Recherche, IPAG Directeur de thèse

Je souhaite toutd'abord remerier haleureusement mes deux direteurs de thèse, Thierry

Dudokde WitetJeanLilensten, quim'ont aompagnépendant estroisannées. Je onsidère

ettehaneextraordinairedevousavoireuommedireteursdethèse.Meridonpourtouses

momentspassésàdisuter(desienemaisaussid'autreshoses),dem'avoirapprisénormément

de hoses, et surtout de toujours avoir eu onane en mon travail. Meri don pour tous es

moments de partages, de grande éoute et bien plus enore! Je suis tout à fait partant pour

renouveler eontrat de troisannéessupplémentaires!!!

Je remerie toutspéialementMatthieu Kretszhmar, quim'a faitdéouvrirlemondede la

siene lors de mon stage de M2, et qui m'a vraiment donné envie de ontinuer en thèse par

lasuite.Toujoursprésent,toujours ritiqueetonstrutif, meripour tonenadrementet ette

bonne humeurtoujours présente (etsurtout pour m'avoirtoutappris surIDL)!

Je remerie David Berghmans et François Leblan d'avoir pris le temps de rapporter e

travail de thèse ainsi que les autres membres de jury, Jean-François Hohedez, Joël Pony et

Alessandro Spallii.

J'ai eulahanedepouvoireetuerette thèsedansdeuxlaboratoires:jeremerie Mihel

Tagger, direteur du LPC2E sur Orléans ainsi que Jean-Louis Monin, direteur de l'IPAG sur

Grenoble de m'avoir sibien aueilli. Je remerie également Ronald Vander Linden, direteur

de l'observatoire royalede Belgique, pour m'avoir aueillien déembre2010. Meriégalement

àMarie Dominique, Ali BenMoussaetAnne Vandersyppe.

Je remerie partiulièrement Jean de m'avoirdonné l'oasion dedéouvrir leroyaume des

oursblans, le Svalbard, alors tout nouveau thésard. Meri également à Hélène, Mathieu,Fré-

déri etYves, les autres membres de ette expéditionpolaire!

Au ours de es deux années et demi passés au sein du LPC2E, je ne peux que souli-

gner l'exellente ambiane dont j'ai pu proter, notamment dans la salle des thésards! Meri

don à tous es joueurs de ounter en herbe du midi! La liste de es joueurs expérimentés

est maintenant trop longue, mais tous se reonnaîtront! Un énorme meri pour Julien Fes-

sart, pour tous es nombreux moments passés au labo et surtout hors du labo : toutes es

soirées philosophiques/geek/ulinaire/wii-linuxiennes me manquent déjà! Meri à Xavier et à

Jean-Yvespour tousleurs préieux onseils!Meriàtoute lajoyeuse bande:Grégory,Yassine,

Mouss,Rémi,Véronia, Hugo,Jérémypour labonne ambiane surtoutes esmaps!

Je tiens àremerierégalement toutel'équipeAstro,spéialement GillesTheureauetIsmaël

Cognard, pour m'avoir si bien aueilli dans leur équipe, et pour m'avoir donné l'oasion

d'enseigner en astronomieà lafoisau radiotélesope de Nanayetà l'université d'Orléans.

Je remerie également Loï Burnel et Emannuel Truong pour m'avoir aompagné lors de

mon monitorat à l'IUT d'Orléans. Ce fut une expériene très enrihissante qui me tarde de

pouvoirrenouveler unjour!

Je remerie le sérétariat, spéialement Isabelle,pour toutes les démarhesadministratifs!

BienquemonséjoursurGrenoble soitassez bref(10moisquant même),j'ai faitlaonnais-

sane d'une équipe dynamique et extrêment sympathique. J'ai eu aussi la bonne surprise de

retrouverquelquesamis ingénieurs,eux aussien thèse.Meri à Nio l'aveugle, Thomaset spé-

ialement à Yann (heureusement dansun sens qu'il y avait une loison pour nousséparer :-)),

àHélène (enore!), Ulysse, Flo,Jean-Yves, Xavi,et Alex(dont lasueptibilité n'a d'égaleque

sonoup droit en tennis) pour tous es bons moments! Meri également à Cyril (entre autre

pour m'avoirfait unpeusortir duROB!)etGuillaume G.pour tousesmoments departage!

Jeremerie très haleureusement mes parentsetmes grandsparents.Meri donpouravoir

toujours été présent à mes tés, et surtout de toujours roire en moi et toujours su que je

pouvais réussir! Meri pour tout e soutien et surtout de votre présene qui m'ont bien plus

qu'aidépendant estrois annéesde thèse!

Je remerie très aetueusement Albane, de m'avoir toujours enouragé et supporté, tout

spéialement es quelques derniers mois de rédation entre Grenoble et Montélimar! Meri

d'avoirétéplus queprésentepour moietd'avoir partager toute stress surtout!Tout était un

peu plusfaileà deux!

Meridon à mafamilled'avoirtoujours euonane enmoi,etsurtout d'avoir puassister

àmasoutenanedethèseetpartagere moment trèsspéialdemaviedetoutjeune herheur.

Iln'y avait pasdeplus beau adeau!

1 Introdution 1

1.1 LeSoleil, notre étoile . . . 1

1.1.1 Strutureinterne duSoleil . . . 2

1.1.2 Lehampmagnétique . . . 4

1.1.3 L'atmosphèresolaire . . . 5

1.2 L'irradianesolaire spetrale. . . 9

1.2.1 Introdution. . . 9

1.2.2 Lerayonnement UV . . . 10

1.2.3 Méanismesde formationdu rayonnement UV . . . 10

1.2.3.1 L'état d'exitation . . . 12

1.2.3.2 L'état d'ionisation . . . 13

1.2.3.3 Proessus d'émission . . . 13

1.2.3.4 Formationdu ontinuum . . . 14

1.3 L'ativité solaire . . . 15

1.3.1 Phénomènespériodiques . . . 15

1.3.2 Phénomènestransitoires . . . 17

1.3.3 Laohérene spetrale . . . 18

1.4 Impatdu uxsolaire surlesatmosphères planétaires . . . 20

1.4.1 Introdution. . . 20

1.4.2 Comment modéliser etimpat? . . . 21

1.4.3 Météorologiede l'espae . . . 23

1.4.4 Lienave lelimat? . . . 25

1.5 Organisationde lathèse . . . 27

2 Modèles d'irradiane pour l'UV 29 2.1 Lesampagnesd'observation . . . 29

2.2 Lesmodélisations dela variabilité de l'irradiane solaireUV . . . 32

2.2.1 L'UVLointain (FUV)etMoyen (MUV) . . . 34

2.2.2 L'ExtrêmeUV (EUV) . . . 38

2.2.3 Pertinene desModélisationsEmpiriques ave desIndies . . . 44

2.3 Unespoir sansindies? . . . 47

2.3.1 Philosophie de Travail . . . 47

2.3.2 Lesdonnées d'irradiane . . . 48

2.3.2.1 Origine desDonnées . . . 48

2.3.2.2 Composition dujeu de données . . . 49

2.3.2.3 Étalonnage etDégradation desInstruments . . . 50

2.4 Conlusion. . . 51

3 Approhes Statistiques 53

3.1 Introdution . . . 53

3.2 Présentation desMéthodes. . . 54

3.2.1 Méthode de déomposition . . . 55

3.2.2 Méthode de lassiation . . . 58

3.3 Appliations desMéthodesauxDonnées d'Irradiane . . . 60

3.3.1 Grandes Éhelles de Temps . . . 61

3.3.1.1 Distribution desPoidsStatistiques . . . 61

3.3.1.2 Analyse desmodes . . . 61

3.3.2 PetitesÉhelles deTemps . . . 67

3.3.2.1 Distribution desPoidsStatistiques . . . 67

3.3.2.2 Analyse desmodes . . . 68

3.4 Conlusions . . . 74

4 Reonstrution du ux UV 77 4.1 Introdution . . . 77

4.1.1 Présentation du modèle . . . 78

4.1.2 Simulation desréponses . . . 81

4.2 Bandes passantestives . . . 81

4.2.1 Dénition d'unestratégie . . . 83

4.2.2 Mise àl'épreuve . . . 85

4.2.3 Limitations de ette approhe . . . 88

4.3 Bandes passantesréelles . . . 91

4.3.1 Desription desbandespassantes . . . 91

4.3.2 Appliation de notre stratégie . . . 94

4.3.2.1 Petites éhelles detemps . . . 94

4.3.2.2 Grandeséhelles de temps. . . 96

4.3.3 Quelquesexemples dereonstrution . . . 98

4.4 Mise enpratique . . . 103

4.5 Bilanetperspetives . . . 106

5 Perspetives Instrumentales 109 5.1 AspetsTehnologiques . . . 110

5.1.1 A proposdesdéteteurs . . . 110

5.1.1.1 Quelsmatériaux? . . . 110

5.1.1.2 Lesdiérentes arhitetures . . . 113

5.1.1.3 Conlusions . . . 114

5.1.2 Dégradation desbandes passantes . . . 114

5.1.2.1 Contamination desltres . . . 114

5.1.2.2 Changement delaréponse spetraledesltres . . . 116

5.1.3 Conlusions . . . 124

5.2 Quels hoix pourl'avenir? . . . 124

5.2.1 Une arhiteture sans ltres? . . . 125

5.2.2 Mise àl'épreuve . . . 127

5.2.2.1 Petites éhelles detemps . . . 129

5.2.2.2 Grandeséhelles de temps. . . 130

5.2.2.3 Quelquesexemplesde reonstrution . . . 131

6 Photoabsorption de l'atmosphère de Ganymède 137

6.1 Ganymèdeen quelqueslignes . . . 137

6.2 L'atmosphèrede Ganymède . . . 138

6.3 Impatdu uxUV surl'atmosphère deGanymède . . . 140

6.3.1 Hypothèse de travail . . . 140

6.3.2 Modélisationde laréponse del'atmosphère au uxUV . . . 141

6.3.2.1 Prinipe de lamodélisation . . . 141

6.3.2.2 Setions eaes . . . 143

6.3.3 Géométriedu problème . . . 144

6.3.4 Photoionisation . . . 145

6.3.4.1 Cas 1 et2. . . 145

6.3.4.2 Cas 3,4 et5 . . . 146

6.3.4.3 Comparaisons ave les mesuresde Galileo . . . 147

6.3.5 Photoexitation . . . 150

6.4 Comparaisons entre diérents modèlesd'irradiane . . . 154

6.4.1 LemodèleHEUVAC . . . 154

6.4.2 Àpartir desbandespassantes . . . 156

6.4.3 Estimationdu TEC . . . 157

6.5 Conlusions . . . 159

Conlusions générales et perspetives 161 A Évolution des étoiles du type solaire 167 B Le rayonnement Ultraviolet 171 B.1 Lespetre solaire UltraViolet . . . 171

B.2 GrandeuretDénitions . . . 172

B.2.1 Intensité Spéique . . . 172

B.2.2 Équationdu rayonnement . . . 172

B.3 Méanismesdeformation duspetresolaire en émission . . . 173

B.3.1 L'état d'exitation . . . 173

B.3.1.1 Les proessusphysiques . . . 173

B.3.1.2 L'état d'équilibre . . . 175

B.3.2 L'état d'ionisation . . . 176

B.3.2.1 Les proessusphysiques . . . 176

B.3.2.2 L'état d'équilibre . . . 177

B.3.3 Proessusd'émission . . . 177

C Formation de l'ionosphèreterrestre 181 D Les oultations vues par l'instrument LYRA 185 E Ates de publiation et Communiations 195 E.1 Artilespubliésetsoumis . . . 196

E.1.1 TheInueneof Solar Flareson theLower Solar Atmosphere . . . 196

E.1.2 Monitoring the solar UV irradiane spetrum from the observation of a fewpassbands. . . 207

E.1.4 Coronal temperature mapsfromsolar EUV images . . . 229

E.2 Communiations . . . 246

Bibliographie 247

Table des Figures 261

Liste des Tableaux 267

Introdution

Sommaire

1.1 Le Soleil,notreétoile . . . 1

1.1.1 StrutureinterneduSoleil. . . 2

1.1.2 Lehampmagnétique . . . 4

1.1.3 L'atmosphèresolaire . . . 5

1.2 L'irradiane solaire spetrale . . . 9

1.2.1 Introdution . . . 9

1.2.2 LerayonnementUV . . . 10

1.2.3 MéanismesdeformationdurayonnementUV . . . 10

1.3 L'ativité solaire . . . 15

1.3.1 Phénomènespériodiques . . . 15

1.3.2 Phénomènestransitoires . . . 17

1.3.3 Laohérenespetrale . . . 18

1.4 Impat du uxsolaire sur lesatmosphèresplanétaires . . . 20

1.4.1 Introdution . . . 20

1.4.2 Commentmodéliseretimpat? . . . 21

1.4.3 Météorologiedel'espae . . . 23

1.4.4 Lien avelelimat? . . . 25

1.5 Organisation de la thèse . . . 27

1.1 Le Soleil, notre étoile

Représentant à lui seul 99,86% de la masse du système solaire, le Soleil fait gure d'astre

imposant,inontournable etsurtout indispensable pour l'émergene de la vie. Ave une masse

d'environ

M ⊙ = 2.10 ³⁰

R ⊙

8

m (soit respetivement 3.3 10

5

et 109 fois

plusgrandque laTerre),leSoleil n'est pourtant qu'uneétoile moyenne, aumilieu de sonyle

de vie, perdue parmi plus de 200 milliards d'étoile dans notre Galaxie, la Voie Latée. Notre

étoile sesitue aux deuxtiers du rayon galatique, près du brasspirale du Sagittaire-Carène et

metenviron200millionsd'annéespourfaireuntoursursonorbite autourduentregalatique.

La Terre orbite autour duSoleil à unedistane moyenne d'environ150 millions,soit une unité

astronomique (UA). Comme pour toutes les planètes du système solaire, l'orbite terrestre est

ellipitque (ave uneexentriité d'environ

ǫ = 0.016

Unparamètreimportantestlaluminositésolaire,dénieommelapuissanetotalerayonnéepar

leSoleil,intégréesurtoutlespetreéletromagnétique,

L ⊙

historiques) quiest unparamètre essentieletsurtoutmesurable à l'aided'instruments plaés à

bord de satellites, telque

S = L ⊙ /4πR ²

solaire fasse débat aujourd'hui dans la ommunauté sientique, un bon ordre de grandeur

reste

S = 1361

²

L ⊙ = 3, 85.10 ²⁶

EnutilisantlaloideStefan,

L ⊙ = 4πR ² ⊙ σT _{ef f} ⁴

T _{ef f}

T _{ef f}

spetred'uneétoile, ave ounon laprésenedeertaines raiespourles lasser.Ainsi,on lasse

les étoiles par deslettres allant du plus haud au plus froid 1

.Ainsi leSoleil estlassé du type

spetral G2-V : d'une température de surfae relativement froide,

T _{ef f}

bienertainesraiesommeelledualiumioniséCaII.Vreprésentelalassede luminositéde

l'étoile,allant de Ipourles supergéantesà VI pour lessous-naines.

LeSoleilestunastreomplexe,mais'estsurtout laseuleétoilepourlaquelleuneétudeappro-

fondieestréellementpossibledufaitdesaproximité.Mieuxomprendresastruturemaisaussi

tous lesméanismes physiquesqui font denotre Soleilune étoilevariable enbiendesmanières,

sont des étapes fondamentales an de mieux omprendre la formation des étoiles en général.

Une ourte introdution sur laformation etl'évolution des étoiles detype solaire estprésentée

dansl'annexe A.

Le Soleilpeutse diérenieren deux parties, étroitement liées: lastruture interne etl'atmo-

sphère, ommel'illustrelagure1.1.

1.1.1 Struture interne du Soleil

Les premiers modèles de la struture interne du Soleil avaient initialement pour but de

omprendre d'oùvenaitl'énergierayonnée.Undespremiers modèles,datant duXIXèmesièle,

onsistait àpenserque leSoleiln'étaiten faitqu'une boulehomogène deharbon.Par rapport

à samasse, la durée de vie d'un tel objet émettant autant d'énergie par seonde que le Soleil

serait d'environ 5000 ans. Il en va de même pour des modèles dont l'énergie serait purement

gravitationnelle ave une duréede vie approhant quelques 10 millions d'années. Ces résultats

étaient en ontradition agrante ave les observations géologiques sur Terre, datant ertaines

rohesdeplusd'unmilliardd'années.Cen'estqu'en 1896aveladéouvertedelaradioativité

et elle d'Eddington sur l'abondane en hydrogène et en hélium du Soleil, que les premières

hypothèsesde latransformation nuléaire furent émises.

L'intérieur du Soleil nous est invisible du fait de l'opaité de la matière. La struture interne

de notre étoile est aujourd'hui plutt biendénie àpartir desobservations desa surfae,mais

aussienonjeturant indiretement l'intérieur viadesméthodestellesquel'héliosismologie, qui

onsiste à étudierles mouvements sismiquesde l'intérieurdu Soleil. Ondistingue trois parties,

1. L'ordredes lettresdu plus haudau plusfroid : W, O,B, A, F,G, K,M, R, N, etS.Un nombre est

Figure 1.1.Coupe shématique duSoleil. Les diérentes zones internesainsi quelesdiérentespar-

tiesde l'atmosphère solaire (à diérentes longueursd'onde) sont représentées. Quelques

partiularités de la surfae ommelestahessolairesetles protubéranessont également

représentées. Crédits :ESA,NASA.

propres àune étoilede type solaire :

•

environ un quart du rayon solaire, la densité est de l'ordre de 1,6.10

5

kg.m

− 3

, ave une

température de l'ordre de 15 millions de degrés, e qui permet les réations de fusion

nuléaire transformant l'hydrogèneen héliumvia leyleproton-proton suivant :

Cyle pp

→



 

 



 

 



(i)

→

¹ ₁ H + ¹ ₁ H → ² ₁ H + e ⁺ + ν _e (ii)

→

² ₁ H + ¹ ₁ H → ³ ₂ He + e ⁺ + γ (iii)

→

³ ₂ He + ³ ₂ He → ⁴ ₂ He + 2 ¹ ₁ H 2 × (i) + 2 × (ii) + (iii) 4 ¹ ₁ H → ⁴ ₂ He + 2e ⁺ + 2ν _e + γ

où

ν e

γ

Plusde 95%de l'énergiesolaire estproduite viaeylepp.Le bilanénergétiqued'untel

proessussealuleenomparantladiérenedemassetelleque

∆m = m

− 4m

equiexpriméenénergiedevient

∆E = ∆mc ² = 6, 5.10 ¹⁴

^{− 1}

solaire, 20% de l'énergie est émise sous forme de neutrinos (

ν _e

forme de photons, soit

L ⊙ = 3, 86.10 ²⁶

2. Danslesannées60,lespremièresdétetionsdeneutrinosnemesuraientqu'untiersseulementdesneutrinos

préditsparla théorie.Onne peutdéteter seulementles neutrinos detypeéletroniques, orentrela Terre et

le Soleil,le neutrino peut setransformer viades osillations deRabi endeux autres "saveurs", muonique ou

P ⊙ = 4, 70.10 ²⁶

seonde,

n He

n He = P ⊙ /∆E = 1, 04.10 ³⁸

tonnes d'hydrogène entrent en fusion toutes les seondes pour produire ette énergie. La

pression de fusion engendrée permet de lutter ontre lagravité propre de l'étoile, e qui

permet un équilibre hydrostatique. Un autre yle de fusion omme le yle de Bethe,

ou CNO, utilise omme atalyseur le arbone, l'oxygène ave des étapes intermédiaires

inluant l'azote pour produire l'hélium. Ce yle de prodution d'énergie équivalente au

yleppreprésenteenviron5%deshainesdefusion.L'énergieainsiproduitevaparlasuite

êtreévauéeparleszonesplusexternes,d'abordradiativement,puisennonvetivement.

•

R ⊙

nuléaires est àenviron80% sousforme de radiation. Ces photons sont dansun environ-

nement fortementionisé.Ilsvontfortementintéragiraveleséletronslibresainsiqu'ave

les ions. Ces photons sont d'abord absorbés, puis émis, puis de nouveau absorbés puis

ré-émis, et. Un photon peutmettre plusieurs millions d'années pour faire le voyage du

entreduSoleiljusqu'àlasurfae,ontrairement auxneutrinosquimettentunpeuplusde

deuxseondespourfaire lemêmevoyage, puisqueilsintéragissent extrêmement peu ave

lamatière.Par eetdedilution, ladensitéetlatempératurebaissentplusons'éloignedu

oeur.Lesphotons perdentde l'énergieàhaqueémission, leurlongueur d'ondeaugmen-

tant petit à petit : au entre le rayonnement produit est du domaine

γ

l'essentiel du rayonement appartient au domaine visible et infrarouge. Au bord de la ré-

gion radiative, la température estde l'ordre de 2 millions de degrés. La température est

assezbassepourassurerlareombinaisonde

H ⁺

sueptibles d'interagir ave les photons, e qui rend le proessus radiatif moins eae

pour évauerlahaleur.

•

pour évauer l'énergie jusqu'à la surfae. Des remontées de plasma haud roisent du

plasma froid qui redesend dans les ouhes plus profondes. Un photon ne met qu'une

dizainede jourspour traverser lazoneonvetive. Ensuitelemilieu estsusamment peu

densepourquel'énergiepuissedenouveauêtreévauéeradiativement etlemilieudevient

optiquement mine pour laisser passer sans interation les photons, 'est là que débute

l'atmosphère solaire.Ondénit laphotosphèreomme lasurfaedu Soleil.

1.1.2 Le hamp magnétique

Le hamp magnétiquetendà struturer lamatière àl'intérieur du Soleiletdanssonatmo-

sphère. Ce hamp magnétique estprinipalement généré dans lataholine, zonede transition

entre la zone radiative, en rotation uniforme, et la zone radiative qui est en rotation diéren-

tielle,leplasmatournant plusviteàl'équateurqueeluiauple.Le hampmagnétiqueestréé

par eet dynamo, 'est-à-dire par des phénomènes indutifs liés aux mouvement du plasma.

Onpeutdéomposer e hampmagnétique endeuxomposantes:unhamppoloïdal, dont les

lignes defore sontprinipalement dansles plansontenant l'axe solaire,etunhamptoroïdal

ave des lignes de foreonentriques autour de l'axe solaire.Le yle d'ativité solaire est di-

retement lié à l'évolution de es deuxomposantes au ours du temps. La gure 1.2 présente

Commençonsenpériodedeminimumsolaire,laomposantetoroïdaleestnulle,lehampmagné-

tiqueglobalepeutsesimplierenunhampdetypedipolaire,l'hémisphèreNordestdepolarité

nord ommelemontrelagure 1.2.a). Le Soleilest ditalme, sanstahe, laphotosphèreétant

bienhomogène.Laaratérisation d'unephotosphèrealmeestompliquéedanslesfaits :tout

dépendduniveau derésolution desimages, pour disernerles struturesmagnétiques depetite

éhelle. La surfae du Soleilest également en rotationdiérentielle :la période de rotation est

d'environ30joursauple,pour25joursàl'équateur.Sousl'eet deetterotationdiérentielle

en surfae, les lignesde hamps se déforment et ommenent à s'enrouler autour du Soleil. La

omposante du hamp toroïdale n'est plus nulle omme le montre les gures 1.2.b) et 1.2.).

Lorsque ertaines lignes de hamp ont une omposante toroïdale maximale, des tubes de ux

émergentensurfae,destahesapparaissantàlasurfae.Nouspouvonsvoirsurlesgures1.2.d)

et 1.2.e) la formation de groupes de tahes. Dans l'hémisphère nord, les tahes qui préédent

sontdepolaritépositivequelestahesquisuiventsontdepolariténégativeselonlesensderota-

tionduSoleil.Lestahesmigrent versl'équateur,impliquant unediminutionduhamptoroïdal

au prot du hamp poloïdal. Cela résulte en un nouveau minimum solaire, ave une polarité

magnétiqueinversée, ommelemontrelagure1.2.f).Enréalité,esylesnesesuèdent pas

parfaitement,si bienqu'il existe une ourte période pendant laquelle lesdeux hampstoroïdal

et poloïdal sont bien présents an d'expliquer des hevauhements de yles omme on peut

l'observersur les diagrammes papillon (voir gure 1.5).Ce yle s'eetue approximativement

en11 ans,ilfaut environ22anspourobtenir unylemagnétiqueomplet,leSoleilretrouvant

saongurationmagnétique dedépart.

Figure 1.2.Représentation shématique duylemagnétique solairetiréede Paterno(1998).

1.1.3 L'atmosphère solaire

LespremièresobservationsduSoleilpeuventserésumeràl'observationseuledesa"surfae",

à savoir la photosphère, où le rayonnement est dissoié de la matière en omparaison ave les

ommeune zonedepassage entreunmilieu enore optiquementépais àun milieuoptiquement

mine. Comme l'opaité dépend de la longueur d'onde, le plasma n'est pas transparent aux

mêmes altitudes pour toutes les longueurs d'onde. Dans la bande spetrale entre 300 et 1000

nm,l'ion

H ⁻

que le fer, le siliium, l'aluminium ou enore le magnésium, tous présents dans l'atmosphère

solaire, qui vont déterminer l'opaité. Par dénition, on dénit omme altitude zéro l'endroit

oùl'opaité est égaleà un,pour la

λ

τ ₅₀₀ = 1

Les photons à ette longueur d'onde ne sont plus totalement absorbéspar leplasma, le milieu

est omplètement transparent.

L'atmosphère est struturée en température, e qui permet de diérenier ertaines zones,

omme lemontre lagure1.3.Durant lesélipses, on peutobserveren lumière visiblelahro-

mosphère et la ouronne, bien au-dessus du limbe lunaire/solaire. Ces deux régions, pourtant

prohes l'une de l'autre etparfois entremêlées, ont destempératures de magnitude totalement

diérentes:environ10000Kpourlahromosphère,etplusdumilliondedegréspourlaouronne

solaire.La gure 1.3est lairement shématique, arette atmosphère ne s'applique qu'au as

d'unSoleil alme, sansstruture magnétique(donsanstahe), pour une symétriesphérique.

La région de l'espae soumise à l'inuene de l'atmosphère solaire, prinipalement par le vent

solaire, s'appelle l'héliosphère. Cette zones'étend au-delà du nuage de Oort (à plus de 100000

UA),oùventsolaireetventstellairenissentpars'opposer.Nousnouslimiteronstoutefoisdans

lasuite à l'atmosphère "prohe" duSoleil.

•

Épaisse d'environ 500 km, la photosphère est la soure de plus de 99% du rayonnement

total duSoleil, prinipalement danslevisible, quel'onpeutapproximer aupremier ordre

au rayonnement d'un orps noir. La température ydéroit progressivement de 5777 K à

4200 K.

Laphotosphèren'estpasaussihomogènequelelaissaientsupposerlesaniensdogmessur

laperfetiondel'astre solaire.Lespremièresobservations destahessolairespeuvent être

attribuées aux hinois, il y a plus de 2000 ans. En Europe, il faut attendre le début du

XVII

e

sièleavelesobservationsdel'allemandChristopheSheiner puisellesdeGalilée.

Ces tahes solaires sont des zones où le hamp magnétique est partiulièrement intense.

Ellessontgénéralementprohesdel'équateur(latitudeinférieure à40

◦

).Danslesouhes

plusprofondes,touteonvetion verslasurfaeestbloquéepareforthampmagnétique.

L'apportd'énergieétantréduit,latempératureyestdonplusbasse,entre3700Ket4200

K. Par ontraste, es zones nous paraissent plus sombres. Autour destahes, on observe

deszones plusbrillantes, lesfaules.

Silehampmagnétiquephotosphériqueest loalement plusfaible,laonvetion prendle

dessus et on peut observer des ellules dites de granulation, de taille aratéristique de

800 km ave un temps de vie entre trois et huit minutes. Ces ellules sont la signature

de laonvetion desbullesde plasma asendantes etdesendantes. La vitessede montée

peutallerentre 500 m.s

− 1

et1 km.s

− 1

.Lesmouvements deonvetion du plasmaversla

surfaetendentàonentrerlehampmagnétiqueversleborddesgranules.Delamatière

peut s'éhapper ontinuellement du Soleil via les lignes de hamp ouvertes loalement

Figure 1.3.Distribution de la température en fontion de l'altitude pour un Soleil alme àsymétrie

sphérique, obtenuesuiteàdesobservationsdurayonnementultraviolet.Ce grapherepré-

sente aussilesprinipales raiesde Fraunhofer. Graphique tiréde Vernazzaetal.(1981).

de près de 10000 km traversant la photosphère. A plus grande éhelle, on peut observer

lasupergranulation, ave desellulesde taillede 30000 km etune duréede vieentre1 et

2jours. Ces ellulespeuvent trouver leur origine dansdes mouvements de onvetion de

ouhesplus profondes, sefragmentant pour donner lieu à la granulationplus prohe en

surfae.Cettesupergranulationonnetoujours plusenpériphérie lehampmagnétique,

lestruturant surune éhelle toujours plusgrande.

•

dehauageestessentiellement lerayonnement photosphérique.Lahromosphèreesttrès

inhomogène,aromposéedestruturesdiverses:lesspiulesquilatraversent,maisaussi

desstrutures horizontales de matière froide ommeles brilles, prohes des régions a-

tives.Ladensitéyestsusammentimportantepourquelemilieunesoitpasoptiquement

mine pour ertaines longueurs d'onde, e quiexplique laprésenede raiesd'absorption.

Lagure1.3présentequelquesraiesdeFraunhoferaratéristiques. Onyretrouvelaraie

H

α

au oeur de la raie (la distribution statistique en vitesse des partiules étant maximale

pourlalongueurd'ondethéoriqued'absorption).Lerayonnement dont lalongueurd'onde

équivaut auentrede laraie émergeraplushaut enaltitude, dèsqueladensitésera assez

faible pour limiter les phénomènes d'absorption. Ontrouve dansla hromosphère égale-

ment les raiesdu aliumionisé CaII (K3étant le oeur, etK1une partie de l'aile dela

raie), ainsique laraie du magnésium ionisé Mg II. D'autres raies hromosphériques pro-

viennent d'éléments neutres :on y observe les raies de lasérie de Lyman de l'hydrogène

(Ly

α

β

revanhe en émission,e qui s'expliquepar unetempérature loale plusgrandeommele

montre lagure1.3.Nous yreviendronsunpeuplus tardlors d'unedesriptiondétaillée

du spetreultraviolet.

DesimagesprisesaussibienenH

α

α

hromosphériques, qui sont les équivalents dans la hromosphère des faules autour des

tahessolaires.Leréseauhromosphérique,quientourehaqueelluledesupergranulation,

estégalement visiblesuresimages. Le réseau hromosphérique seprolonge danslazone

de transitionpour disparaîtredanslaouronne.

•

température atteint brusquement 100000K, omme l'attestent ertaines émissions d'élé-

ments ionisés omme l'oxygène O V (ayant perdu quatreéletrons suite à desollisions)

ouenore FeVI(inqéletronsde perdus).Aune altituded'environ10000km,latempé-

rature atteint lemillionde degrés etnousentrons ainsidanslaouronne, qui s'étendsur

plusieurs rayons solaires. La température peut y varier entre 1 et15 millions de degrés.

Parallèlement, ladensitédéroit fortement.

Leproblèmeduhauageoronalrestetoujoursunequestionmajeureenphysiquesolaire:

diérents proessus physiques sont envisagés pour expliquer e phénomène de hauage

(e.g.Ashwanden(2005)).Le hauagesolairepeutavoirapriorideuxontributions ma-

jeures:lapremièreonsisteàonsidérerquel'énergieestinjetéedanslaouronnedepuis

la photosphère à partir de mouvements aléatoires des hamps magnétiques photosphé-

riques de petites éhelles propagées via des ondesaoustiques, ouvia des ondesd'Alfvèn

oumêmeenoreviadeséruptionssolairesdetrèsfaibleamplitude.Laseondeonsisteau

ontraireàonsidérer quel'énergieestissuediretement delaouronne, stokée dansdes

struturesmagnétiquesdegrandeéhelle.Denouvellesobservationsave toujoursplusde

résolution angulaire sont néessairespour omprendretotalement e phénomène.

Latempérature estsusamment importante pour quedenombreux élémentssetrouvent

êtrefortement ionisées(parexemple ontrouveduferionisé25 fois,Fe XXVI).Ladensité

étantpartiulièrementfaible,lemilieuestpresqueoptiquement mine.Seulslesproessus

deollisionséletroniquessonteaespourexiteretioniserlesélémentsdelaouronne.

Latempératuresetraduit dansunmilieupeudenseparl'énergieinétiquedespartiules,

quiesttrès élevéedanslaouronnesolaire.Lerayonnementdominant delazonede tran-

sition et de la ouronne se trouve être entre les rayons X et extrême ultraviolet, sans

oublier également un rayonnement important dans le domaine radio qui apporte des in-

formations, notamment sur les proessus d'aélération de partiules. Des strutures de

grande éhelle s'observent nettement en rayons X,omme les trous oronaux, où laden-

sité et la température sont relativement faibles, ave des strutures radiales lumineuses

lignes de hamps magnétiques ouvertes. Le qualiatif de rapide se dit par omparaison

auventsolaire ditlent,qui est,entreautres,issu desspiules.Desstruturesfroidessont

égalementprésentesdanslaouronnesolaire:lesprotubéranes,d'unetempératured'en-

viron8000Ksont aisément observéessurlelimbe.Ellessont appeléeségalement laments

lorsqueelles-isontobservéessurledisquesolaire.Observéesprinipalement enimagerie

H

α

pour les protubéranes atives, etde l'ordredu moispour les protubéranes quiesentes.

Lemagnétismesolaireestresponsabled'unefortestruturationentempératureetendensité.

Pour haque struture (tahe, faules,réseau...), ilexiste des modèles semi-empiriques de tem-

pérature en fontionde l'altitude,utilisés dansun butd'estimer lesradiations issuesde haque

struture (Fontenla et al., 2009). Ces modèles requièrent en revanhe des bonnes estimations

surl'abondanedesélémentsdansl'atmosphère solaire(Soas-Navarro,2011).L'abondanedes

élémentsn'estpashomogène àlasurfaeduSoleil,surtout pourlesmoléulestrèssensiblesaux

diérenesdetempératures (entrelestahes,froidesetlesfaulesplushaudesparexemple)e

quia unimpat diretsurl'opaité globale pour haque altitude.

Dansleadredeettethèse,nousnousintéressonstoutpartiulièrementauuxintégréémanant

du Soleil, l'irradiane solaire spetrale et plus partiulièrement à sa omposante ultraviolette

omprise entre 10 et300 nm.

1.2 L'irradiane solaire spetrale

1.2.1 Introdution

Comme présentée par la gure 1.4, l'irradiane spetrale solaire désigne la puissane par

unité de longueur d'onde qui atteint haque seonde une surfae de 1 m

2

perpendiulaire au

rayonnementsolaire,sesituantàuneUA,soit149,598.10

6

km(distanemoyennesurunepériode

derévolutionéquivalentà365.25jours).Lagure1.4présentelespetreéletromagnétiquepour

unsoleil non éruptif,prohe duminimumsolaire entres les yles22 et23 3

.La forme générale

du spetreressemble fortement au rayonnement d'unorps noir d'unetempérature

T _{ef f}

K. Toutefois, le spetre solaire diverge fortement de elui d'un orps noir pour tout l'UV, et

leslongueursd'onde plusénergétiques,àause delaprésenede l'atmosphèreque nousvenons

toutjustede dérire. Nouspouvonsnoterquelquesaratéristiquesintéressantessure spetre

solaire,ommelaraied'émission Lyman

α

enabsorption à partirde200 nmetau-dessus.

Il est intéressant de mentionner ii que 99% de l'énergie radiative émerge de la photosphère,

prinipalement dans levisible etdans l'infrarouge. Le rayonnement dansl'UV etet les rayons

X,entre1et300 nm,issuesdesouhesatmosphériquesplushautesenaltitude nereprésentent

que1%environ, des1361 W.m

− 2

rayonnésau total,soit 14 W.

3. Cesylessontnumérotésàpartirdumaximumde1761

Figure1.4. Irradiane spetrale solaire de référene ATLAS 3, mesurée en 1994 durant la période

d'ativité minimalesolaire (Thuillier et al.,2004).

1.2.2 Le rayonnement UV

C'estpourtantlerayonnement UVetsavariabilité,entre10et300nm,quinousintéressent

dans le adre de ette thèse. Bien que l'énergie totale mise en jeu soit faible, le rayonnement

UV onstitue la soure prinipale d'énergie pour tous les proessus ionosphériques et thermo-

sphériques, omme nous le verrons un peu plus tard. Le tableau 1.i présente la nomenlature

onernantlespetreultraviolet,quipeutêtrediérenteselonledomainesientiqueonsidéré.

Ainsi, dansle adre médial, l'ultraviolet est déomposé en trois bandes spetrales A, Bet C,

par ordre roissant en énergie, dénies par l'Organisation Mondiale de la Santé (OMS). Les

rayons UV-C sont omplètement absorbés par l'atmosphère, et seuls 10% environ des rayons

UV-B passent à travers l'atmosphère. En petite quantité le rayonnement UV est néessaire à

lasynthèse de la vitamine D. Le rayonnement UV en grande quantité est en revanhe dange-

reux pour la santé, onduisant à un vieillissement aéléré, voire des aners, de la peau. En

aéronomie etpartiulièrement danslasuite deettethèse,nousdistinguonslerayonnement UV

selonlanorme ISO(Tobiska&Nusinov,2006) :l'extrême ultraviolet (10-121 nm), l'ultraviolet

lointain, FUV (122-200 nm)etenn l'ultraviolet moyen MUV (200-300 nm).

1.2.3 Méanismes de formation du rayonnement UV 4

Laaratérisationdel'irradianespetraledansl'UV,etsurtoutsavariabilité,étudiéesdans

ettethèsenéessitentavanttouthoseuneompréhensiondesproédésphysiquesresponsables

de la formation du spetre solaire. Nousne proposons pasdanse qui suit une revue détaillée

4. Bibliographie générale : Mason & Fossi (1994); Wilhelm et al. (2004); Hanslmeier & Vázquez (2005);

Table 1.i.Classiation desbandesspetrales duspetreéletromagnétiquesolaire del'ultraviolet aux

rayonsgamma.

Domaine Sous-domaine Aronyme BandeSpetrale

∆λ

A UV-A 315-400 3.1-3.9

Ultraviolet B UB-B 280-315 3.9-4.4

(OMS) C UB-C 100-280 4.4-12.4

Prohe NUV 300-400 3.1-4.1

Moyen MUV 200-300 4.1-6.2

Ultraviolet Lointain FUV 122-200 6.2-10.16

(aéronomie) Lyman

α

Vide VUV 10-200 6.2-124

Extrême EUV 10-121 10.25-124

RayonsX RayonsX mous XUV 0.1-10 124-1.24 10

4

RayonsX durs 0.001-0.1 1.2410

4

-1.2410

6

Rayons

γ ≤

≥

⁶

de tous les méanismes mis en jeu, mais de mettre en évidene les prinipes fondamentaux.

Nouspouvonsséparerlespetre UV en deuxomposantesbien distintes:une prinipalement

onstituéede raiesémises parlesélémentssolairesionisésqui sesuperposentàunrayonnement

ontinu également en émission. Ce ontinuum vient de la reombinaison d'ions notamment

l'émissionlibre-liéequenousverrons plustard;ilonernesurtoutl'EUV ainsiquel'ultraviolet

lointain jusqu'à 170 nm environ 5

. Au-delà le spetre solaire passe en absorption. Cela dénit

notre seonde omposante pour les longueurs d'onde supérieurs à 170 nm, dans le MUV et

au-delà. Les développements de la méanique quantique ombinés aux modèles d'atmosphère

solaireont permis ommenousle verronspar lasuite de omprendreunpeumieux lesorigines

del'irradiane spetrale dansl'ultraviolet.Ainsi, nouspouvonsréduirel'ensembledu spetreà

unontinuumauquel sesuperposesoitdesraiesd'émission,oubiendesraiesd'absorptionselon

latempérature dumilieu.

Dérivonsd'abord lapartieduspetreenabsorption, forméedanslesrégionsoùlatempérature

loale est plus basse que l'équivalent en énergie apportées par les radiations. La photosphère,

d'une température de surfae de 5777 K en moyenne, rayonne omme un orps noir. Plus de

99%del'énergieradiativetotale émergede laphotosphère. Lesélémentsprésentsdanslahaute

photosphère et dans la région de minimum de température (les prinipaux sont H, He, C, N,

O, Mg, Al, Si, Ca et Fe) sont a priori dans leur état fondamental ou bien faiblement ionisés.

Le rayonnement issu de la photosphère va être absorbé par es éléments, d'où e spetre en

absorption.Danslevisible,onpeutiterommeexemplelesraiesdel'hydrogèneavelasériede

Balmer(H

α

uneraie en absorptionde l'hélium,deuxième élément leplusabondant,à 1083nm. L'ensemble

desélementsdanslaphotosphèreestresponsableduspetreenabsorption.Lesplusimportantes

deesraiessont lesraiesdeFraunhofer (lesraiesduMagnésiumà 280nmoudualium à393

nmpar exemple).LadernièreraiedeFraunhoferidentiablel'estvers170 nmequi représente

5. Lespetresolaireestégalementenémissiondansledomaineradio, pourleslongueursd'ondesupérieures

à160

µ

plusoumoinslafrontièreentreémissionetabsorption.L'ensembledelabandeMUVestdominée

non paspar desraiesquenouspouvonsbiensépareretidentier,maispar unimmensenombre

de raiesnesetnon résolues (Busá etal.,2001).

Laformation duspetre en émissionpour une partie du FUV et del'EUV est liée à diérents

proessus physiques. Je les présente ii dans les grandes lignes, l'annexe B en propose une

versionplus détaillée. Nous avonsdéjà vuque la ouronne était partiulièrement haude, plus

d'un millionde degrés etpeu dense. Lesraies enémission sont produites par deséléments àla

foisexitésetionisés.Nousallonsdansunpremiertemps onsidérerlesproessusphysiquesqui

permettent d'expliquer lesdiérents états d'ionisationetd'exitation.

Une première hypothèse onsiste à déoupler les phénomènes d'ionisation et d'exitation : les

éhelles de temps desréation d'ionisation etde reombinaison sont plus grandes que pour les

réations d'exitation et de désexitation, dans les onditions au sein de l'atmosphère solaire.

Plusieurs méanismesphysiquessontpossiblespourrendreomptedestransitionséletroniques

ou bien d'ionisation d'un neutre ou d'un ion. Dans l'atmosphère solaire, prinipalement dans

la zone de transition et la ouronne où la densité est faible, les proessus physiques les plus

eaes sont les ollisions inélastiques entre les neutres/ions et les életrons libres. Le hamp

de rayonnement n'est pasassez énergétiquepourexiter ou ioniserles éléments.

1.2.3.1 L'état d'exitation

Prenons un atome X ionisé m fois (ave m

≥

X _i ^+m

ollisions sont bien souvent inélastiques, e qui implique pour l'életron à la fois une perte

d'énergiemaiségalement unhangement dediretion.

X _j ^+m + e(E 1 ) → X _i ^+m + e(E 2 )

ave,

C _ji ^e,d

E ₁

₂

équationest une réation d'exitation (e) ou bien de désexitation(d). Diérentes hypothèses

surla distribution en énergiedes életrons permettent d'exprimer théoriquement le oeient

deréation. Toutefois, laréationde désexitationpar e proessusollisionnelestpeueae

omparé à la désexitation radiative. Dans le adre de l'approximation oronale, le proessus

d'émissionsuivant est onsidéréomme leseulproessus physique pour ladésexitation :

X _i>j ^+m → X _j ^+m + hν

ave omme oeient de réation, le oeient d'Einstein,

A _ij

gion de transition sont des milieux onsidérés omme optiquement ns, le photon émis par e

proessus 1.2n'est alors pasabsorbé par lemilieu,en première approximation.

Enpratique, leniveau de populationde l'étatfondamental g pour union,

X _g ^+m

lement les autres états d'exitation.Ainsi, pour unétat onsidéré, il est ourant de onsidérer

uniquement les éhanges ave lefondamental. L'état d'équilibre peutsealuler en utilisant le

prinipedu bilandétaillé, telque

N _e N _g C _gi ^e = N _i A _ig

ave

N _e

N _i

N _g

populationduniveaui,

N _i

N _e

ment, plus ladensité etlatempérature sont importantes, plus les états exitésseront peuplés,

etplusles phénomènesd'émission seront importants.

1.2.3.2 L'état d'ionisation

Plusieurs méanismesmenant àl'ionisationpeuventêtreonsidérés,Jerésumetousespro-

essusdansl'annexeB.Lepluseaerestesansnuldoutelaréationparollisionéletronique,

telleque

X ^+m + e ⁻ → X ^+m+1 + 2e ⁻

Comme pour l'équilibre d'exitation, les oeients de réation de es proessus sont propor-

tionnels à la densité életronique. Le prinipe du bilan détaillé permet une nouvelle fois de

alulerles étatsd'équilibre :lagureB.1présenteles équilibresd'ionisation pour l'oxygèneet

le fer, alulés à partir de la base de données CHIANTI. Il n'est pas surprenant de noter que

pluslatempérature estimportante, plusl'élément seraionisé.

1.2.3.3 Proessus d'émission

Pourunélémentionisédonné,ilyademultiplesétatsd'exitation possibles,aveleurs pro-

babilitésd'existene respetive enfontion de ladistribution énergétiqueéletronique (souvent

priseommeunefontion deBoltzmann).Pluslatempérature etladensitéseront importantes,

plus lesétats exités de l'ionont de lahaned'être oupés.Le proessus de déroissane ra-

diative, présentépar l'équation1.2 serévèleêtre leméanismeleplus eae dedésexitation,

onduisantàlaformationdetouteslesraiesd'émission duspetredansl'UV.Le photonissude

ladésexitation d'union, ave une énergiepréise, ontribuera à l'émission pour une longueur

d'ondedonnée. L'intensité, I, peuts'érireomme suit

I = 1 4π

Z

G(T, N _e ) ξ(T )dT

ave lafontion de ontribution,

G(T, N _e )

ξ(T )

Le premier terme inlut tous les paramètres physiques de la transition életronique, et le se-

ondterme inlutlesparamètres physiques(densitééletronique,température)dumilieu.Il est

important de retenirquela DEM estaratéristique du milieu où l'émissionest produite. Cei

explique pourquoi les émissions (ou bienla radiane) d'une région ative, des trous oronaux,

etdesrégionsalmes, sontdiérentes .UneillustrationplusdétailléeestproposéeenannexeB.

Plusieurs raies d'émission peuvent ainsi être distinguées dans le spetre solaire : itons par

exemple laraie d'émission du Fe XV à 28.4 nm, ou enore les raies d'émissions assoiées aux

élémentsdelaséqueneisoéletroniquedulithium:etélément atroiséletrons,dontunsurle

niveaun=2.L'exitationmènel'életronduniveau2sauniveau2p,pourrevenirsurleniveau2s

lorsdeladésexitationformantaupassageundoublet.Plusieursraiesd'émissionsontproduites

viae hemin,notamment ellesdu CIV 6

à 155nm danslazonedetransition, elles deOVI

à103.2 et103.8nmdanslaouronne, ouenore ellesdu MgX à 61et62.5 nm.

D'autresraiesd'émissionsfont intervenir nonplusdesionsmaisdesatomes.Je faisréféreneii

auxatomesd'hydrogèneetd'hélium :lessériesde Lymanenémission,transitions életroniques

6. L'atomeneutredearbonepossèdesixéletrons,CIVsigniedontqu'iln'enresteplusquetrois,d'oùson

entrelesétatsexitésetlefondamental. Citonsommeexemple Lyman

α

Lyman

β

Cettesériedesendjusqu'à91.5nm,quiestleseuild'ionisationdel'hydrogène,

I H

originesdelaformationdeesraiesdetransitionenémissionsontenrevanhemaldéterminées,

ar es raiessont optiquement épaisses (Vourlidas et al.,2001).Les proessus détaillésun peu

plus haut ne sont alors que des approximations, la modélisation devant faire intervenir du

transfertradiatif.

1.2.3.4 Formation du ontinuum

Les raies d'émission ainsi que d'absorption se superposent au ontinuum. Ce dernier est

engendré par l'interation entre les életrons libres et les ions. On distingue deux réations :

l'émissionlibre-libre (i)(ou bremsstrahlung), etl'émissionlibre-liée (ii),tellesque :

(i) e ⁻ (E 1 ) + X ^+m ⇋ X ^+m + hν + e ⁻ (E 2 )

(ii) e ⁻ + X ^+m ⇋ X ^+m+1 + hν

Le sens de es réations dépendent diretement de la température loale du milieu :il yaura

émission lorsque les életrons seront susamment énergétiques, 'est-à-dire dans la région de

transitionetlahautehromosphère. Il yauraabsorptionlorsque l'énergiethermiquedu milieu

sera inférieure à l'énergie du rayonnement, soit dans la haute photosphère, soit dans la basse

hromosphère.

Prenons le asde l'émission. Les életrons inidents ouvrent une très large gamme d'énergie.

Lesradiations issues deesdeux réationsforment laligne debaseontinue du spetresolaire,

appelée ontinuum. Dans leas des émissions libre-liée, l'énergie des photons ne peuvent des-

endrejusqu'àuneertainelimite

hν c

hν c = E I − E i

E I

E _i

ontinu desseuils aratéristique pour haque élément. Dans le asde l'atome d'hydrogène, H

I,leseuilsesitue pour

λ ≈

pour destempératures légèrement inférieuresà 10000 K.Cettepartie du spetreétant partiu-

lièrement plusfroidequeleresteduspetre EUV.Toutefois,pouruntelontinuum, unmodèle

detransfert radiatifdoit êtreutilisé pour orretement lemodéliser.Pour l'hélium, deuxseuils

d'ionisationsont observés, à environ50 nmpour HeI, etenviron23 nmpour He II.

De tels seuils sont également observables pour la partie en absorption du spetre. Citons les

seuilsd'ionisation lesplus remarquables.Le seuildu magnésium sesitue autourde 250 nm. Le

seuildel'aluminium, autourde 208nm,estnettementvisiblesurlagure1.4,lavaleur absolue

de l'irradiane solaire doublant presque. Enn nous pouvons remarquer le seuil d'absorption

pour le siliium à 168.2 nm. En règle générale, l'irradiane générée par le ontinuum est plus

importantedansleFUVetleMUV.Leontinuumestenrevanhequasiinexistantdanslabande

XUV. Ceiexpliquepourquoiette bande possède desaratéristiques diérentesde l'EUV.

L'augmentationdel'ativitémagnétique(orréléeaveelleduhamptoroïdal)s'aompagnede

l'augmentationdunombre detahesetdondesfaulesauniveau delaphotosphère.Auniveau

de la hromosphère, on observe davantage de plages, e qui ontribue à augmenter l'émission

dansl'ultravioletetlevisible.Parallèlementàela,desphénomènesdeplusenplusénergétiques

de matière, e qui a pour onséquene d'augmenter le rayonnement dans l'ultraviolet et dans

le domaine des rayons X, via les proessus que nous venons de dérire. L'ensemble de es

phénomènes onstituent les régions atives. L'ativité solaire dépend diretement du nombre

etde l'étenduede esrégionsatives.

1.3 L'ativité solaire

1.3.1 Phénomènes périodiques

L'ativité solaire est diretement liée à l'évolution du hamp magnétique. Dans la partie

1.1.2, nousavonsévoqué leyle magnétique de 11 ans, aisément mis en évidene dansle ux

solaire à toutes les longueurs d'onde. Des indies solaires, omme le nombre de tahes solaires

ou bien le ux en radio à 10.7 m (F10.7), permettent également de aratériser l'ativité

solaire.Nousyreviendrons toutpartiulièrement au hapitre 2.Le nombrede tahe solaire est

le plusvieux indie jamaismesuré. Des mesures sporadiques du nombre de tahes solairesont

ommené au tout débutdu XVIIèmesièle, notamment ave les observations simultanées de

ChristopheSheineretdeGalilée.Toutefoislespremièresmesuressystématiquesdatentde1750

environ,juste après unlong minimum d'ativité,onnu souslenom deminimumde Maunder.

En1843, Heinrih Shwabe mit en évidene leyle de11 ansdes tahessolaires, quel'on sait

aujourd'hui être du au yle magnétique. Cet indie est toujours quotidiennement mesuré par

diérents observatoires dans le monde. La gure 1.5présente l'évolution du nombre de tahes

depuis 1880 environ, mettant en évidene le yle de 11 ans. La distribution spatiale de es

tahesàlasurfae dudisquesolaireestégalement représentée:laformearatéristiqueen ailes

de papillon exprime lamigration des tahesvers l'équateur et illustre lairement lemodèle du

ylemagnétiqueshématisé par lagure 1.2.

Le Soleil présente également des yles d'ativité à plus ourt terme. L'apparition des régions

ativesàlasurfaeduSoleiln'estpassansonséquenesurleuxtotalrayonnéparleSoleil.Des

ylesd'ativitéourtspeuventsesuperposeràeluidelapériodede11ans.Pourunobservateur

terrestre, la rotation du Soleil, etsurtout la distribution non uniforme des régions atives sur

lasurfae du disquesolaire réent lamodulation de 27jours. L'apparition etladisparition des

régionsatives auniveau dulimbe,très brillantes pour desraiesissues de laouronne, ou bien

assombries pour les raies hromosphériques, réent également une modulation d'environ 13.5

jours. Nousnousonentrerons suresphénomènes partiuliers danslasuite deette thèse.

Sinousonsidéronsl'irradianesolairetotale(integréesurlespetreentier),enoreappeléeTSI,

alors on observe que la variation relative sur un yle de 11 ans ne dépasse guère 0.4% si l'on

prendlestroisderniersyles.Ilestintéressant denoterquelavariabilitédel'irradianesolaire

totale est orrélée positivement ave elle des tahes solaires. Cei est ontre intuitif, omme

les tahes sont sombres, on s'attend à moins de ux. Cei peut s'expliquer par la luminosité

des faules qui ompensent le déit ausé par les tahes, et plus enore puisque l'on observe

un yle de 11 ans. Cei n'est pas toujours vrai en e qui onerne les autres étoiles : si il ya

desfaules,ellesineompensentpastoujoursledéitenluminosité.Lesvariations relatives

peuvent être beauoup plus importantes si l'on s'intéresse non plus au ux intégré sur tout le

spetre mais à l'irradiane spetrale solaire omme présentée par la gure 1.4. Ces variations

sont représentées par la gure 1.6 pour une large partie du spetre ompris entre 1 et 800

nm, ouvrant une partie du ux ultraviolet jusqu'aux ondes radio. La variabilité relative est

Figure1.5. Evolution du nombres de tahes ainsi que de leurs distributions en latitude à partir de

1880 jusqu'ànosjours. Soure:http://solarsiene.msf.nasa.gov/.

de 11anspeutatteindre1000%pourles rayonsX etXUV, entre10 et100%pourl'EUV,entre

1 et 10% pour le FUV et le MUV, etmoins de 2% pour le NUV. Dans le visible et le prohe

infra-rouge,lavariationrelative estde l'ordrede 0.1%environ.Toutefois,lavariabilitédanses

dernières bandes spetrales est très diile à quantier ar très faible, et par onséquent mal

onnue :lapréisiondesmesuresétant parfoisdumême ordredegrandeurquelavariabilitédu

signal.

Deux déennies d'observations solaires et d'analyses ont permis d'établir la nature des rles

destahessolaires etdesfaulesdansla variabilité de l'irradiane spetrale pour les longueurs

d'onde supérieurs à Lyman

α

variations àtoutes les éhellesdetemps (modulation de27 joursetleylede 11ans) pour les

longueursd'ondeinférieuresà300nm.Autourde300nm,learatèredelavariabilitéspetrale

hange brusquement. En eet, les radiations entre 300 et 400 nm exhibent une dépendane

évidente par rapport aux dynamiques des faules maisaussi des tahes solaires. En outre, es

deux ontributions façonnent littéralement lavariabilité del'irradiane solaire totale.

L'imagerie solaire dans de multiples longueurs d'onde permet de rendre ompte de l'ativité

magnétique du Soleil notamment dans l'ultraviolet et les rayons X. Lors des périodes de forte

ativité solaire, de grandes struturesmagnétiques sous formesde boules sont observéesdans

alimentantlaouronne.Cemêmeplasmavaalorsêtrehaué,prinipalementpar ollisionave

leséletrons suprathermiquede laouronne,e quionduità uneaugmentation intense duux

dansl'ultraviolet et lesrayonsX,toujours modulée par larotationsolaire.

Figure 1.6.Variation relative liée au ylesolaire de 11 ans de l'irradiane spetrale entre1 et800

nm alulée à partir de mesures des satellites TIMED et SORCE entre 2003 et 2010,

reouvrantlespériodesde forte etfaibleativités solaires.

1.3.2 Phénomènes transitoires

Nous avons présenté pour l'instant des phénomènes sur des éhelles de temps supérieures

au jour apparaissant àlasurfae duSoleil. La durée de viemoyenne d'une tahe solaire estde

quelques jours à plusieurs mois. L'augmentation de l'ativité magnétique s'aompagne égale-

ment de elle de phénomènes transitoires via des éruptions solaires issues de la réorganisation

magnétiquedanslaouronnesolaire.Leslignesdehampss'entrelaent,desnappesde ourant

se forment à petites éhelles et de l'énergie est libérée (énergie inétique mais également des

radiations) par reonnexion de es lignes de hamp. Les éruptions solaires s'aompagnent de

nombreux phénomènes, omme l'aélération de partiules (életronset protons)au niveau de

lareonnexionmagnétique,quiengendrentàleurtourdesémissionsradio(lessursautsradiode

type II par exemple). Les éruptions solairess'aompagnent toujours de l'augmentation pon-

tuelledesémissions dansl'ultraviolet etdansles rayonsX,dufait d'uneforteaumulationde

matièrefortementionisée.Lesplusgrosévénementsenregistrésfontétatd'uneaugmentationde

prèsdedeuxàtroisordres degrandeurdanslesrayonsX parexemple.Deplusenplusd'obser-

vations font également état d'émissionsdans levisible(prinipalement en H

α

basse atmosphère solaire,hauée par la préipitation d'énergie et de partiules (Ding, 2007).

Desréentesétudesontpermisdemettreenévidenequeeséruptionsenlumièreblanhesont

2008;Cessateur et al.,2010; Kretzshmar,2011). Leséruptions solaires ontribuent également

à lavariabilité del'irradiane solaire totale(Kretzshmaret al.,2010).La ontribution absolue

en énergielors deséruptionssolairespeutdontêtreplusimportantedanslevisiblequedansles

ourtes longueurs d'onde. Cei est un bel exemple de l'intérêt d'étudier un même phénomène

dansplusieurs longueursd'onde.

Des éjetions de masses oronales (CME pour Coronal Mass Ejetion)peuvent également être

assoiées aux éruptions solaires. Il s'agit de nuages de plasma magnétisé qui sont ejetés de

l'atmosphère solaire ave des vitesses variant entre 35 km.s

− 1

et 2000 km.s

− 1

. L'utilisation

d'unoronographe, qui oulte le disque solaire an de pouvoir observer la ouronne, permet

d'observer es phénomènes, visible en lumière blanhe par diusion Thompson. L'interation

de e plasma éjeté ave levent solaire est multiple, omme une prodution de rayonnements

via l'aélération de partiules, ou enore l'augmentation de ladensité életronique. Certaines

CMEs s'aompagnent de partiulestrès énergétiques pouvant atteindre plusieurs entaines de

MeV, les événements à protons. Leur origine n'est toujours pas laire aujourd'hui, mais il est

admisquel'ondedehoenamontdelaCMEaélèredespartiulesparaélérationdeFermi.

Leurs onséquenes sur l'environnement planétaire et interplanétaire sont sans nul doute les

plus importantes. Les CME et es partiules énergétiques sont des éléments importants de la

météorologie de l'espae,arils aetent l'environnement terrestrede multiples façons.

1.3.3 La ohérene spetrale

En dépit de la omplexité de tous les proessus physiques présentés en setion 1.2.3 (et en

annexeB),lavariabilité de l'irradiane spetralesolaire dansl'UV montre une ohérene forte

à la fois dans le temps mais aussi dans l'espae. Floydet al. (2005) montrent en eet que les

émissions provenant de la haute photosphère, la hromosphère, la région de transition et la

basseouronnesont fortement orrélées pour deséhelles detemps supérieures àladynamique

d'événementssporadiquesommeleséruptionssolaires.Celasetraduitpourlesraiesd'émission

par un fort ouplage des phénomènes de ollision, don de hauage, à travers l'atmosphère

solaire. Cela se manifeste diretement par des évolutions similaires de l'irradiane observée

pour l'EUV, le FUV et enn le MUV pour les éhelles de l'heure ou plus omme l'illustre la

gure 1.7. Dans ette gure, les irradianes sont normalisées par rapport à leurs éart type.

Toutes les séries temporelles montrent de très fortes orrélations, à la fois sur le ourt et le

longterme. Les modulations à 27 jours, ainsi qu'une partie du ylede 11 ans, sont aisément

reonnaissables.Unetelleohérenes'expliqueparlefortouplagemagnétiqueentresesouhes

atmosphériques (Domingo et al., 2009). Pour un Soleil non éruptif, ela nous ore alors des

perspetivesintéressantes pour reonstruirel'irradiane solaire dansl'UV.

Laohérenespetraleestunepropriétéremarquablede lavariabilitésolaire.Celajustiel'uti-

lisationapriorideseulementquelquestermes, lesindiessolairesparexemple,andedérirela

variabilité de l'irradiane dansl'UV. Denombreux travauxmettent eneet en avant une forte

orrélation entre es indies et les bandes spetrales de l'EUV et du FUV (i.e. Kane (2002)).

Nousreviendrons sur les indies au hapitre 2. Comme exemple, lasérie temporelle assoiée à

l'indie radiométrique F10.7, qui est un indie de l'ativité de la ouronne solaire, est égale-

ment présentée surlagure1.7.Toutefois, en yregardant de plusprès, ertaines diérenesse

démarquent entre es séries temporelles, notamment l'amplitude et la forme des modulations

à 27 jours. La diérene est même importante entre l'indie radiomètrique F10.7 etertaines

Figure 1.7.Séries temporelles du ux standardisé pour quelques intervalles spetral de résolution

∆λ

de l'irradiane solaire dans l'UV :le meilleur modèle possible repose sur l'utilisation d'indies

reétant tous lesaspets de ette variabilité.

Denombreux modèles, empiriques et semi-empiriques utilisent es indies solaires an de mo-

déliser lavariabilité de l'irradiane spetraledans l'UV.Nous détaillerons les diérentsindies

etproxies,ainsiqueesdiérentsmodèles,auhapitre2.Nousverronspartiulièrement quees

indies, même s'ilssontouramment utilisés, nesusentpasà rendre omptede laomplexité

dela variabilité de l'irradiane spetrale.

Dans le adre de ette thèse, nous allons également utiliser ette propriété remarquable de la

ohérene spetrale pour reonstruire la variabilité de l'irradiane dans l'UV. Comme nous le

verrons, la diérene prinipale de notre étude par rapport aux modèles existants réside dans

la nature des informations que nous utilisons. Comme alternative aux indies solaires, nous

proposons, an de reonstruire l'irradiane solaire spetrale dans l'UV, d'utiliser des mesures

diretsdu uxUV par lebiaisdebandes passantes dévolues àl'EUV,leFUV etle MUV.Cei

dans le but de apturer toutes les faettes de la variabilité de l'irradiane dans l'UV. Nous y

reviendronsauxhapitres 3,4et5.

L'étude de la variabilité de l'irradiane solaire dans l'UV est une omposante très importante

de la physique solaire. Mais ela dépasse largement e simple adre. Le Soleil a en eet une

inuene onsidérablesurl'ensemble dusystème solaire.La variabilitésolaire a unfort impat

surlesenvironnementsplanétaires.Lesinterations sontdiverses:outrelesinterationsdetype