En bref
Le vent solaire est un plasma composé majoritairement de protons et d'électrons, émis en continu par la couronne solaire à une vitesse moyenne de 400 km/s. Il transporte le champ magnétique solaire jusqu'aux confins du système solaire et interagit en permanence avec la magnétosphère terrestre.
Un vent qui ne s'arrête jamais
Contrairement à ce que son nom suggère, le vent solaire n'est pas du vent atmosphérique : c'est un plasma, c'est-à-dire un gaz si chaud que ses atomes sont ionisés. Il est émis en permanence par la couronne solaire et remplit tout le système solaire. Sur Terre, à 150 millions de km du Soleil, nous en mesurons en moyenne 5 particules par cm³, filant à 400 km/s.
Son existence a été déduite dès les années 1950 par Eugene Parker, puis confirmée par les sondes soviétiques Luna en 1959 et américaines Mariner 2 en 1962. La sonde Parker Solar Probe (NASA, 2018) a depuis échantillonné directement le plasma coronal à quelques rayons solaires de la surface.
Deux régimes
Le vent solaire n'est pas uniforme. On distingue :
| Régime | Vitesse | Densité | Origine |
|---|---|---|---|
| Vent lent | 300-500 km/s | 5-10 cm⁻³ | Ceinture coronale équatoriale |
| Vent rapide | 500-800 km/s | 2-5 cm⁻³ | Trous coronaux polaires |
Un trou coronal est une zone où le champ magnétique solaire s'ouvre vers l'espace, permettant au plasma de s'échapper facilement. Quand un trou coronal fait face à la Terre, nous recevons pendant plusieurs jours un flux de vent rapide qui peut lui seul déclencher des aurores modérées sans avoir besoin d'éruption.
Comment on le mesure
Les instruments embarqués sur ACE et DSCOVR (au point L1, à 1,5 million de km côté Soleil) mesurent en continu :
- Vitesse du vent solaire (km/s)
- Densité (particules/cm³)
- Température (~10⁵ K typique)
- Champ magnétique interplanétaire (IMF), décomposé en Bx, By, Bz (nT)
Ces paramètres remontent en quasi-temps réel au NOAA SWPC, qui les redistribue librement via ses API. Pulsar les agrège et les affiche sur chaque page ville, avec un focus particulier sur Bz, le paramètre le plus corrélé à l'activité aurorale.
Impact sur la Terre
Sans le vent solaire, pas d'aurores, pas de magnétopause déformée, pas de queue magnétique. Le vent comprime la magnétosphère côté jour à environ 10 rayons terrestres, et l'étire côté nuit jusqu'à 200 rayons terrestres, formant une sorte de chaussette magnétique que vous voyez représentée sur tous les schémas de météo de l'espace.
Quand la pression dynamique du vent solaire augmente brutalement (par exemple au passage d'une CME), la magnétopause se contracte jusqu'à 6-7 rayons terrestres, parfois en deçà de l'orbite géostationnaire. Certains satellites se retrouvent alors exposés directement au vent solaire, avec des conséquences parfois fatales.
Au-delà de la Terre
Le vent solaire continue son chemin bien au-delà de l'orbite terrestre, ralentissant progressivement jusqu'à rencontrer le milieu interstellaire à environ 120 unités astronomiques. Cette frontière, l'héliopause, a été franchie par Voyager 1 en 2012 et Voyager 2 en 2018 : ce sont à ce jour les seuls objets humains sortis de l'influence directe du Soleil.
La forme géométrique que prend le flux à grande échelle, en spirale, est connue sous le nom de spirale de Parker, en hommage au physicien qui l'a théorisée en 1958. Sur Terre cela se traduit par un champ magnétique interplanétaire dont la direction change lentement, alternant secteurs positifs et négatifs en fonction de la rotation solaire de 27 jours.