Spirale de Parker
La spirale de Parker est la forme idéalisée que prennent les lignes de champ magnétique dites "ouvertes" rattachées au Soleil, au sein du système solaire. Cette figure en spirale résulte d'une part des propriétés magnétiques du vent solaire, et du fait que le vent solaire se propage radialement en s'éloignant du Soleil. Pour une parcelle de vent solaire donnée, la rotation du soleil crée un déplacement tangentiel entre la source du vent et la parcelle de plasma s'éloignant du soleil. Le couplage de ces deux effets créer un effet de spirale lorsque le phénomène est observé dans le référentiel tournant, c'est-à-dire le Soleil. Cette spirale peut être décrite de manière arithmétique par une spirale d'Archimède. La courbure de la spirale est sensible à la vitesse du vent solaire ainsi qu'à la latitude de la ligne de champ considérée. Cette forme est nommée d'après l'astrophysicien Eugene Parker[2], qui a prédit l'existence du vent solaire et de certaines de ses propriétés magnétiques associées à la fin des années 1950.
Le champ magnétique tournant du Soleil remplit le milieu interplanétaire (vent solaire) et crée ainsi la plus grande structure du système solaire, la nappe de courant héliosphérique.
Effets physiques modifiant la forme de la spirale
[modifier | modifier le code]La courbure de la spirale est sensible à la vitesse du vent solaire, pouvant aller de 300 km/s pour les vents lents, à près de 800 km/s pour les vents les plus rapides d'après les observations au voisinage de la Terre[3]. La vitesse du vent va avoir pour effet de "courber" le motif de la spirale dans le cas d'un vent lent ( 300 km/s), et inversement de "tendre" la spirale dans le cas d'un vent rapide ( 700 km/s). D'autre part, la latitude de la ligne de champ considérée joue également un rôle puisque la vitesse de rotation du Soleil diminue à plus haute latitude. Cela a pour effet d'étirer la spirale la rendant moins courbée[4]. Les deux effets mentionnés au préalable agissent de manière conjointe.
Application pratique de la Spirale de Parker
[modifier | modifier le code]La spirale de Parker peut être utilisée en météo de l'espace afin de retrouver l’origine d’une parcelle de vent solaire par le biais d’une méthode appelée "connectivité magnétique". Grâce aux propriétés de « gel » du plasma dans le champ magnétique, en première approximation la trajectoire du vent solaire peut être considérée comme étant identique à la spirale de Parker de sa ligne de champ magnétique associée. Cela permet par rétro-connectivité de remonter à la région émettrice du vent solaire. Néanmoins, très proche du soleil (en dessous de 5 ), la spirale de Parker n'est plus valide due à une complexité plus importante du champ magnétique solaire[5].
Références
[modifier | modifier le code]- http://wso.stanford.edu/gifs/helio.gif
- Parker, E., N., "Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields", (1958) Astrophysical Journal, vol. 128, p.664
- Jean-Baptiste Dakeyo, Milan Maksimovic, Pascal Démoulin et Jasper Halekas, « Statistical Analysis of the Radial Evolution of the Solar Winds between 0.1 and 1 au and Their Semiempirical Isopoly Fluid Modeling », The Astrophysical Journal, vol. 940, no 2, , p. 130 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.3847/1538-4357/ac9b14, lire en ligne, consulté le )
- (en) E. N. Parker, « The Hydrodynamic Theory of Solar Corpuscular Radiation and Stellar Winds. », The Astrophysical Journal, vol. 132, , p. 821 (ISSN 0004-637X et 1538-4357, DOI 10.1086/146985, lire en ligne, consulté le )
- (en) J.-B. Dakeyo, S. T. Badman, A. P. Rouillard et V. Réville, « Radial evolution of the accuracy of ballistic solar wind backmapping », Astronomy & Astrophysics, (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/202348892, lire en ligne, consulté le )
