Définition

Définition
La magnétosphère est l'ensemble des lignes de champ magnétique terrestre situées
au-delà de l'ionosphère, au dessus de 800 à 1000 km d'altitude. S'il n'y avait pas de
vent solaire, le spectre magnétique de la Terre serait semblable, en première
approximation, à celui d'un aimant droit isolé. En réalité la magnétosphère agit
comme un écran et protège la surface terrestre des excès du vent solaire, nocif pour
la vie. Elle s'oppose au vent solaire comme une culée de pont dévie le courant d'une
rivière. En contrepartie le vent solaire déforme le spectre magnétique de la Terre en
lui donnant une forme de comète comme le montre un peu la figure ci-dessous.
Structure de la magnétosphère
Le Soleil se trouve en dehors de la figure, sur la gauche. Le vent solaire est
représenté par trois flèches parallèles mais, en réalité, il s'écoule de part et d'autre
de la magnétosphère, la limite entre celle-ci et le milieu interplanétaire étant la
magnétopause (repère Mp) qui se trouve à environ 60000 km de la Terre (nota : la
figure n'est pas à l'échelle). En avant de la magnétopause se trouve la surface de
choc (repère S), lieu où le plasma solaire est fortement ralenti avant de s'écouler
dans la magnétogaine (repère Mg), zone de turbulence comprise entre la surface de
choc et la magnétopause. Dans les régions polaires, du côté du Soleil (''côté jour''),
se trouve les cornets polaires (repère Cp). Les cornets polaires agissent comme des
entonnoirs dans lesquels les particules électrisées du vent solaire peuvent pénétrer
et provoquer l'apparition d'aurores polaires. Les aurores, boréales dans l'hémisphère
nord, australes dans l'Antarctique, se forment dans les zones aurorales nord et sud
(repère Za).
Du côté nuit, les lignes de champ repère Lc) ne se referment pas et constituent la
queue avec le feuillet neutre et la couche de plasma (repère Pl). La queue s'étire à
plus de 300 000 km dans la direction opposée au Soleil.

A moins de quelques milliers de km de la surface terrestre se trouve une zone
annulaire (repère Zp) placée dans le plan de l'équateur magnétique dans laquelle
des particules électrisées, protons et électrons provenant du vent solaire, peuvent se
retrouver ''piégés'' par le champ magnétique.. C'est là que se forment les ceintures
de Van Allen ou ceintures de radiations.
Ceintures de Van Allen
1958. A partir des mesures effectuées par des compteurs Geiger embarqués dans
les satellites Explorer 1 et Explorer 3, James Van Allen découvre que la Terre est
entourée au niveau de son équateur magnétique de deux zones de forme toroïdales
où le niveau de radiations pourrait être mortel pour un spationaute sans protection.
Ces deux zones, qui font partie de la magnétosphère, ont été appellées ''ceintures de
radiations de Van Allen'' ; la première, centrée à environ 5000 km d'altitude, est
constituée principalement de protons à haute énergie (jusqu'à plusieurs dizaines de
MeV) provenant du [[vent solaire]] et du rayonnement cosmique, ''piégés'' par le
champ magnétisme terrestre. La ceinture extérieure, plus large et plus instable, se
déploie entre 20000 et 36000 km ; elle est constituée d'électrons également à haute
énergie (<1MeV). Les particules des deux ceintures se déplacent en permanence à
grande vitesse entre les parties nord et sud de la magnétosphère.
Les Vents Solaires
Origine

Le Soleil, comme toutes les étoiles, perd de sa matière. Les couches superficielles
disparaissent. Cette disparition est liée à l'activité nucléaire du soleil. En effet, les
éruptions à sa surface projettent des particules à une vitesse très élevée jusqu'à leur
permettre de s'échapper de la force de gravité du Soleil. Lorsque des tempêtes se
mettent en oeuvre à la surface, les particules peuvent atteindre une vitesse multipliée
par deux voire trois.
Composition
La composition des vents solaires a notamment pu être précisée grâce à des voiles
"solaires" (feuille de papier d'aluminium) déployées sur la Lune lors des missions
Appolo 11 & 12. Puis, les particules recueillies ont été rapportées sur Terre pour être
analysées afin de déterminer la composition de la matière solaire. Il s'agit
essentiellement de protons (noyau d'hydrogène H), auxquels se mêlent quelques
ions de deux sortes d'hélium He (sortes qui ont été découvertes lors de cette étude
en laboratoire) et de gaz rares. Le tout crée un flux de 250 millions d'ions par cm3 et
par seconde. Le nombre d'atomes par cm3 diminue très vite à mesure que la
distance au Soleil augmente. Soit environ 30 à 60 millions en moins au niveau de
l'orbite de Mercure, 8 à 110 millions au niveau de l'orbite de Vénus et de 4 à 150
millions à quelques km de la Terre.
Les Caractéristiques
Sa forte température crée une pression d'expansion dirigée vers l'extérieur. Ce qui
entraîne l'apparition d'un courant coronal composé de particules dont la vitesse
s'accroît avec la distance, c'est-à-dire à mesure que la force de gravité diminue.
Ainsi, la couronne solaire ne possède pas de limites définies. Ce flux de particules
est appelé vent solaire. La vitesse du vent solaire varie en fonction de l'activité de
l'astre au niveau duquel il passe. Donc, quand il passe près de la terre, elle est de
l'ordre de 400 km/s en moyenne. Ainsi, il atteint notre planète en 5 jours. Les
vitesses extrêmes mesurées oscillent entre 200 et 850 km/s. Quant à sa densité, elle
est en moyenne de 5 à 10 particules. Mais l'effet est différent selon s'il passe auprès
d'une planète ayant un champ magnétique, une ionosphère ou au contraire aucun
des deux.
Si la planète à un champ magnétique, celui-ci est comprimé vers l'avant et étiré
vers l'arrière, donnant une magnétosphère dissymétrique comme on en trouve
pour la Terre ou Jupiter. Dans ce cas les particules ne parviennent pas à
atteindre la surface de l'astre et sont au contraire repoussées au loin.
Cependant, le champ magnétique de la Terre n'est pas tout à fait parfait car il
laisse passer du vent solaire. Les phénomènes créés par ce vent sont les
aurores boréales et australes.
Par ailleurs, si la planète est protégée par une ionosphère, le vent solaire
s'approche de la surface mais se trouve malgré tout écarté. C'est ce qui se
passe sur Vénus.

Enfin, si l'astre ne possède ni champ magnétique, ni ionosphère, les particules
contenues dans le vent solaire frappent directement la surface et provoque une
érosion comme sur la Lune. C'est à l'origine de cette couche de poussière où
les pas des cosmonautes resteront imprimés encore quelque temps.
Tout le système solaire semble se trouver au sein d'une héliosphère où circulent les
vents solaires. Celle-ci a pour centre le Soleil (hélios en grec) et s'étale sur un rayon
d'environ 100 unités astronomiques soit 15 milliards de km. A ce niveau, se place
l'héliopause, onde de choc équivalente à la magnétopause dans le cas d'une
planète. Ainsi, les vents solaires transportent dans l'espace interplanétaire les
particules du Soleil qui prend alors la forme d'une spirale du fait de la rotation de
l'astre. En fin de compte, les vents solaires soufflent jusqu'aux limites même du
système solaire car ils ont été repérés au niveau de l'orbite de Saturne. Comme il
s'agit d'une expansion de la couronne, il est permis de considérer que la Terre
évolue purement et simplement dans la haute atmosphère du Soleil.