Vent solaire et vents stellaires Stan Owocki Bartol

Vent solaire et�� vents stellaires���� Stan Owocki Bartol Research Institute, Université du Delaware (traduction libre: Roland Grappin, Observatoire de Paris. Meudon) Le soleil et les étoiles en général sont caractérisés par leur rayonnement. Les étoiles (et le soleil) émettent aussi de la matière: cette perte de masse permanente s’appelle "vent stellaire (solaire)".

Comètes et vent solaire XLe premier indice d’éjection permanente de matière solaire vient des queues de comètes. Il y en a deux. XLa première queue est de la poussière repoussée par les photons solaires (pas d’interaction entre le vent solaire dilué, constitué de particules chargées (“plasma”), et les poussières, faites de particules neutres). XUne seconde queue est de la matière ionisée (ions) entraînée par le plasma du vent dans le champ magnétique interplanétaire (qui fait un angle avec la direction des photons). Comète Hale Bopp queue de poussières queue d’ions

La couronne solaire en rayons X XComment l’équilibre hydrostatique est-il rompu? Voici le scénario classique (il y en a d’autres…): XLa forte surpression de la couronne solaire (1 à 2 millions de Kelvin) empêche probablement l’équilibre statique de l’atmosphère. XCette haute température se voit avec un télescope X (ci-contre): l’image révèle la structure du champ magnétique. XL’atmosphère est retenue dans les boucles fermées du champ. XPar contre, là où le champ est ouvert, elle forme un vent raréfié, en noir sur l’image ("trou coronal”). Trou coronal Boucles fermées Trou coronal

La couronne solaire pendant une éclipse Eclipse solaire de 1991 XLes boucles fermées se groupent plutôt autour de l’équateur, tandis que les trous coronaux associés au champ ouvert sont près des pôles. XNota Bene: Le Nord n’est pas en haut sur la figure. . . d XLe vent qui s’écoule autour des boucles fermées forme des flammes (“streamers”). N or XLa couronne est vue ici en lumière blanche durant une éclipse solaire. Flammes coronales

Le vent est rapide au-dessus des pôles. . . XL’image représente une superposition (trompeuse!) d’une image du soleil ET de la vitesse du vent mesurée par Ulysses loin du soleil au cours de son voyage dans l’écliptique et au-dessus des pôles solaires (le plan de l’écliptique est l’horizontale). XEn comparant couronne et milieu interplanétaire, on trouve que le vent venant des trous coronaux est plus rapide (>700 km/s) qu’ailleurs (~400 km/s). XOn voit sur la figure qu’à partir d’une certaine latitude, le vent est rapide en permanence (“trous coronaux polaires”).

Rotation et champ magnétique XA haute latitude, Ulysses a permis de voir que le champ magnétique a une polarité constante déterminée par sa source coronale. X� Près de l’écliptique (équateur), la polarité magnétique change de façon répétée, chaque fois que le satellite traverse une surface qu’on appelle couche de courant héliosphérique (cf. l’image). XLe vent passe de lent à rapide lorsqu’il se connecte aux trous coronaux de basse latitude (loin de la couche de courant). XLa rotation du soleil fait que le vent rapide repousse le vent lent; la frontière (montrée sur le schéma théorique ci-dessous) est appelée région d’interaction.

La connection terre-soleil XLe vent solaire interagit avec la magnétosphère terrestre. L’activité solaire peut moduler l’activité géomagnétique, et peut-être aussi le climat terrestre et la météo.

La bulle héliosphérique XLe vent solaire forme probablement comme une immense bulle centrée sur le soleil dans le milieu interstellaire : comme le soleil se déplace par rapport au milieu interstellaire, cette bulle doit former un sillage et une onde de choc (ci-dessous). XLa sonde Voyager pourrait atteindre le bord (choc de proue) de cette cavité dans quelques années. .

Vents stellaires XDepuis l’antiquité, on a vu des explosions d’étoiles (novae, supernovae). Depuis peu on sait que, comme le soleil, elles perdent leur masse de façon continue. Il y a deux sortes de vents. XLes étoiles de type solaire, de faible masse et de séquence principale ont une émission X suggérant une couronne: elles ont probablement des vents, mais trop raréfiés pour être détectables. XMais les étoiles de type solaire dans leur phase Géante Rouge ou bien les étoiles massives chaudes et lumineuses ont des vents denses donc détectables par effet Doppler sur les raies spectrales. . XLes raies formées par diffusion du rayonnement de ces étoiles par le vent en expansion ont un profil typique-- le profil P-Cygni -- permettant la mesure de la vitesse et du taux de perte de masse.

Vents denses des étoiles froides XDans les Géantes Rouges froides, les profils spectraux P-Cygni suggèrent des vitesses lentes, 1050 km/s, mais des pertes de masse un million de fois celle du soleil: ~ 10 -8 MO/an. XPour ces étoiles froides, le moteur est mal compris; il combine peut-être oscillations de l’étoile, ondes d’Alfvén (oscillations du champ magnétique) et pression de radiation sur la poussière. XLes étoiles massives chaudes donnent les vents les plus forts, avec des vitesses parfois supérieures à 3000 km/s, et des pertes de masse un milliard de fois celui du soleil: ~ 10 -5 MO/an. XLa perte de masse est telle que durant leur vie assez brève, (~107 an), ces étoiles perdent toute leur enveloppe d’hydrogène, donnant une étoile “Wolf-Rayet” caractérisée par de fortes raies d’émission venant des ions Carbone, Azote et Oxygène. . Spectre de raies P-Cygni d’étoile chaude

Vents radiatifs des étoiles chaudes XDans les étoiles chaudes, on pense que le moteur du vent est la pression de radiation (et non la pression thermique du gaz). XCes vents sont instables car le problème est fortement non-linéaire: X- Le décalage Doppler d’un profil de raie dû au mouvement modifie la pression effective. X- Ceci fait que la pression effective du rayonnement varie avec la vitesse et l’accélération du vent. Vitesse Densité

Vents et rotation XLes mesures de raies P-Cygni montrent souvent une modulation de la vitesse du vent, de période comparable à la période de rotation de l’étoile. HD 64760 mesuré durant la campagne IUE “Mega” XCette modulation pourrait être due à une modulation spatiale de l’émission donnant des bras spiraux comme cidessous (cf vent solaire). zones d’interaction spirales (simulation hydrodynamique avec radiation)

Rotation et Formation de disque XLa rotation rapide des étoiles chaudes peut engendrer un disque d’autant plus dense que la vitesse de rotation est plus forte. Vrot= 200 km/s 250 km/s 300 km/s 350 km/s 400 km/s 450 km/s

Vents et Bulles XLa forte perte de masse des étoiles chaudes représente une source d’énergie et de masse pour le milieu interstellaire. XLes nébuleuses près des amas d’étoiles jeunes montrent souvent des bulles soufflées par les vents des étoiles massives et chaudes. Vent à bulles WR NGC 2359

Superbulles XDans les amas très denses, les bulles peuvent fusionner en "superbulles". Superbulle dans le Grand Nuage de Magellan

Vents, bouffées d’étoiles et quasars XLa compression autour des vents à bulles peut déclencher la formation d’étoiles. Les galaxies peuvent avoir des ”bouffées” de formation d’étoiles, avec des spectres caractéristiques d’étoiles massives jeunes. . XLa pression de radiation (comme dans les vents d’étoiles chaudes) pourrait former les vents à large raies des Noyaux de galaxies actifs et des Quasars.