Solar Orbiter a enregistré une seconde avant l'éclat : comment l'éruption solaire de classe M s'est « déroulée » le 30 septembre 2024
L'image créée à peine une seconde avant une puissante éruption solaire de classe M, qui a jailli de la surface du Soleil le 30 septembre 2024, a ouvert une fenêtre rarement claire sur le moment où l'énergie magnétique accumulée se transforme en une explosion de rayonnement et de plasma accéléré. La scène a été enregistrée par la mission Solar Orbiter, sous la direction de l'Agence spatiale européenne (ESA), avec un niveau de détail qui, jusqu'à présent, ne pouvait être obtenu dans l'espace simultanément dans l'espace et le temps. Au lieu d'un cadre « figé », les scientifiques ont obtenu une séquence d'événements densément échantillonnée dans le temps qui montre comment l'éruption naît de perturbations précédemment faibles, puis se transforme en peu de temps en une libération violente d'énergie.
La vidéo est composée d'images de l'instrument Extreme Ultraviolet Imager (EUI), enregistrées toutes les deux secondes avant l'éruption. Un tel rythme, associé à une haute résolution, a permis de reconnaître sur la structure de minuscules « étincelles » le long du filament, c'est-à-dire des lieux de reconnexion magnétique – un processus dans lequel les lignes de champ magnétique se brisent et se reconnectent, libérant une grande quantité d'énergie. La séquence a également apporté des chiffres concrets : des vitesses de « déroulement » du filament en centaines de kilomètres par seconde ainsi que le moment où une extrémité de la structure se détache et « s'envole » dans l'espace.
Le filament comme une « corde » magnétique torsadée : ce que l'on voit avant l'éruption
L'élément central de la scène est le filament sombre, un plasma relativement plus froid et plus dense qui peut « pendre » dans la couronne solaire le long des lignes magnétiques, de sorte qu'il apparaît plus sombre que l'environnement dans le spectre ultraviolet extrême. Les filaments ont souvent la forme de longs rubans ou de « cordes » qui relient des zones de polarité magnétique différente à la surface. Leur survie dépend d'un équilibre délicat entre la gravité, la pression du plasma et les forces magnétiques. Lorsque cet équilibre est perturbé, le filament peut entrer en éruption, et dans de nombreux cas, cela est associé à l'apparition d'une éruption solaire et, parfois, à une éjection de masse coronale dans l'espace interplanétaire.
Lors de l'événement du 30 septembre 2024, on voit comment le filament commence à s'élever au-dessus de la surface, puis se déroule comme une corde sous tension. Une extrémité reste connectée au Soleil, tandis que l'autre se libère progressivement et finit par se détacher. L'analyse des changements à travers les images successives a montré que le « déroulement » le long de la partie restée connectée se déroulait à une vitesse d'environ 250 kilomètres par seconde. Vers l'endroit où le filament s'est détaché, les vitesses augmentaient et atteignaient environ 400 kilomètres par seconde. Au moment de la rupture, une partie du filament a été lancée vers l'espace, tandis que la partie restante est restée liée au Soleil et a continué à se reformer.
Ces chiffres ne sont pas seulement impressionnants ; ils sont une mesure de la rapidité avec laquelle la couronne peut « répondre » à un changement de topologie magnétique. Les accélérations du plasma à des centaines de kilomètres par seconde indiquent une redistribution soudaine de l'énergie dans le champ magnétique. Ce sont précisément de telles transitions – d'un mouvement lent, presque imperceptible, à une phase très rapide – qui constituent le cœur de la question que les scientifiques tentent de résoudre : quel est exactement le déclencheur qui transforme un filament calme en éruption et en éclat.
Étincelles le long du filament et reconnexion : où naît le « surplus » d'énergie
Dans le cadre, on voit le long du filament de nombreux minuscules éclairs très brillants, disposés comme une série d'étincelles. L'interprétation experte les relie aux lieux de reconnexion magnétique – des points où les lignes de force magnétiques torsadées se séparent et se reconnectent dans une nouvelle disposition. La reconnexion est l'un des mécanismes fondamentaux de libération d'énergie dans le plasma : elle permet à l'énergie magnétique de se transformer en chaleur, en rayonnement et en énergie cinétique de la matière. En pratique, cela signifie qu'une partie du plasma chauffe soudainement à des millions de degrés, tandis que les particules et la matière à proximité accélèrent et changent de direction de mouvement.
Ce qui est particulièrement important dans cette séquence, c'est l'impression que l'éruption ne commence pas nécessairement par un « grand bang ». Au lieu de cela, l'événement se développe à partir d'une série de perturbations initialement faibles qui s'intensifient rapidement. Les scientifiques ont comparé ce modèle à des avalanches : le mouvement d'une petite quantité de neige peut être un déclencheur, mais ensuite le système se renforce en cascade et se transforme en un effondrement beaucoup plus important. Sur le Soleil, cela signifie que des changements locaux dans le champ magnétique, qui dans d'autres conditions pourraient rester sans conséquences, peuvent déclencher une réaction en chaîne de reconnexion et de déstabilisation d'une zone plus large.
C'est précisément pourquoi la combinaison d'une haute résolution spatiale et temporelle est cruciale. Si les événements « minuscules » sont vus clairement, il est possible de relier plus fiablement les micro-processus aux macro-conséquences, comme le détachement du filament ou le développement du maximum lumineux de l'éruption. Dans des instruments plus lents, de telles phases se fondraient en une seule, de sorte que la cause et l'effet seraient plus difficiles à séparer. Ici, cependant, on voit comment la « tension » du système se relâche à travers plusieurs minuscules fissures avant d'arriver à la libération principale.
« Pluie » de plasma après l'éruption : l'événement ne se termine pas quand la lumière se calme
La séquence ne se termine pas avec le pic de l'éruption. Au contraire, la haute résolution révèle une scène qui est tout aussi intéressante scientifiquement : un « ciel » rempli d'amas de plasma qui continuent de tomber vers le Soleil après l'éruption. Il s'agit de « blobs » de plasma en forme de gouttelettes qui, après avoir été soulevés et chauffés, refroidissent et reviennent le long des lignes magnétiques. Cela crée un effet ressemblant à de la pluie, qui est souvent associé dans la littérature à la pluie coronale et aux instabilités thermiques dans la couronne.
Pour la physique des plasmas, ce détail est important car il montre que la distribution de l'énergie n'est pas un événement unique. Après la reconnexion, une partie du plasma reste dans un état chaud, une partie se condense et devient plus dense, et une partie retourne vers les couches inférieures de l'atmosphère. Une telle dynamique « post-éruption » parle de la façon dont la couronne gère la chaleur et la masse et combien de temps peut durer le retour à un état plus calme. En même temps, cela rappelle que les conséquences d'une éruption ne se mesurent pas seulement par l'intensité du rayonnement à la minute du pic, mais aussi par les changements dans la structure et le mouvement de la matière qui continuent de façonner la couronne.
Comment la vidéo a été créée : EUI, JHelioviewer et traitement en Belgique
EUI est un instrument conçu pour imager les structures dans l'atmosphère solaire de la chromosphère à la couronne, avec un accent sur la haute résolution et la possibilité d'imagerie rapide. Dans ce cas, les images ont été enregistrées toutes les deux secondes, ce qui a permis la création d'un film dans lequel les changements fins peuvent être suivis sans grands « trous » temporels. L'animation montrée au public est accélérée pour la clarté, tandis que l'éruption réelle a duré environ quinze minutes. Mais les moments clés de déstabilisation et de rupture du filament se sont déroulés sur des échelles très courtes, précisément celles sur lesquelles une vision continue est habituellement la plus difficile à obtenir.
La visualisation a été réalisée par un groupe de scientifiques de l'Observatoire royal de Belgique, en utilisant JHelioviewer – un logiciel qui permet l'assemblage et l'analyse de séquences solaires provenant de différents instruments et missions. Ainsi, en plus du résultat scientifique, un exemple a été créé de la façon dont les données peuvent être rapprochées d'un public plus large sans perdre les informations clés. La vidéo a également montré que le contenu scientifique de pointe peut être partagé dans un format compréhensible pour ceux qui ne sont pas spécialistes, tout en conservant une interprétation sérieuse des processus en arrière-plan.
Éruption de classe M et conséquences possibles : coupures radio et sensibilité de la région polaire
Dans la classification des éruptions solaires (A, B, C, M, X), la classe M se situe en dessous des éruptions X les plus puissantes, mais peut toujours provoquer des effets mesurables sur Terre. L'effet immédiat le plus courant sont les coupures radio de courte durée, en particulier aux hautes latitudes géographiques, où les changements dans l'ionosphère affectent plus fortement la propagation des ondes radio. L'échelle de météorologie spatiale de la NOAA pour les coupures radio (R1 à R5) relie de tels effets à la puissance de crête de l'éruption dans les longueurs d'onde des rayons X mous. En pratique, la classe M signifie souvent que de courtes interruptions ou dégradations de la communication sont possibles, principalement dans des zones et conditions spécifiques.
Il est cependant important de distinguer une éruption d'autres formes d'activité solaire. Le plus grand risque pour les tempêtes géomagnétiques, qui peuvent créer des défis pour les satellites et les systèmes électriques, provient généralement des éjections de masse coronale (CME) et du fait que l'éjection soit dirigée vers la Terre et quelle est son orientation magnétique. Une éruption de classe M peut passer presque sans conséquences s'il n'y a pas de CME dirigée vers la Terre ou si l'éjection est dirigée dans une autre direction. Mais même alors, le message est clair : le système magnétique sur le Soleil était suffisamment tendu pour produire un événement éruptif, ce qui augmente l'intérêt pour les régions actives environnantes et leur développement ultérieur.
Contexte 2024 : maximum solaire du cycle 25 et probabilité accrue d'éruptions
L'événement du 30 septembre 2024 s'inscrit dans une période d'activité solaire accrue. La NASA et la NOAA ont annoncé en octobre 2024 que le Soleil est entré dans la période de maximum solaire du cycle solaire 25, ce qui signifie un nombre statistiquement plus élevé de taches, d'éruptions et d'éclats. Au maximum du cycle, il n'est pas nécessaire que tous les événements soient extrêmes, mais le « bruit de fond » est plus actif, et la probabilité d'apparition d'éruptions de classe M et X est plus grande qu'au minimum. Pour les missions qui observent le Soleil, cette période est extrêmement précieuse, car en un temps relativement court, un grand nombre d'exemples de différentes éruptions peuvent être collectés et leurs caractéristiques communes comparées.
Au sens pratique, le maximum solaire est aussi une période de besoin accru d'avertissements opérationnels. Les communications par satellite, la navigation et la surveillance de l'ionosphère font partie de l'infrastructure, et une partie des routes aériennes passe au-dessus de zones où les liaisons radio sont plus sensibles. Une fréquence plus élevée d'événements signifie aussi plus d'occasions de tester les systèmes d'alerte précoce et les évaluations de risques. En même temps, c'est une période où le public remarque plus souvent les conséquences sous forme d'aurores intensifiées, bien que les mêmes phénomènes physiques qui créent le « spectacle lumineux » puissent aussi créer des défis techniques.
Pourquoi Solar Orbiter est important : proximité du Soleil et lien entre cause et effet
Solar Orbiter est une mission internationale de l'ESA et de la NASA, lancée en 2020, conçue pour observer le Soleil depuis la partie interne du système solaire. Son orbite l'amène progressivement à environ 0,28 unité astronomique, ce qui permet une vue plus nette des structures fines dans la couronne que depuis la distance de l'orbite terrestre. De plus, à mesure que la mission progresse, l'inclinaison de l'orbite augmente également, ouvrant de meilleures vues sur les hautes latitudes héliographiques et les régions polaires – clés pour comprendre le champ magnétique global et le développement des cycles solaires.
L'avantage de Solar Orbiter ne réside pas seulement dans la proximité, mais aussi dans la combinaison d'instruments. Les instruments de télédétection, comme EUI, affichent la « scène » dans l'atmosphère du Soleil, tandis que les instruments in situ mesurent les particules, les champs magnétiques et le vent solaire sur le vaisseau lui-même. Cela crée la possibilité de relier les événements solaires à ce qui voyage ensuite à travers l'héliosphère et, selon la direction, peut atteindre la Terre. Un tel lien est important pour la « science de la connexion », c'est-à-dire comprendre comment l'activité solaire façonne les conditions dans l'espace interplanétaire.
Dans le cas de l'éruption du 30 septembre 2024, EUI a montré combien il est important d'observer une éruption comme un processus, et non seulement comme un moment de maximum. La seconde avant l'éruption devient une information scientifique car elle suggère qu'il existe des signaux mesurables de déstabilisation. Si de tels signaux sont reconnus dans plus d'exemples, ils peuvent faire partie d'évaluations de risques plus réalistes et d'avertissements plus précoces, même si la prévision de la météorologie spatiale n'est pas encore au niveau de précision de la prévision météorologique sur Terre.
Ce que les scientifiques tirent de tels « films » : mesures, modèles et meilleure description des déclencheurs
La plus grande valeur d'une telle séquence réside dans le fait qu'elle permet une analyse quantitative. À partir d'une série d'images, on peut mesurer les vitesses de mouvement du plasma, les changements dans la géométrie des structures magnétiques et la disposition des lieux de reconnexion. Ce sont des données d'entrée pour des modèles informatiques qui tentent de décrire comment les instabilités naissent et comment elles se développent. Lorsque les données sont rares, les modèles reposent sur des hypothèses et des moyennes ; lorsque les données sont denses, les modèles peuvent être directement vérifiés et améliorés.
De tels résultats déplacent aussi le débat sur le « déclencheur ». S'il s'avère que certains types de faibles perturbations précèdent régulièrement les détachements de filaments ou le développement d'une éruption, c'est un pas vers une reconnaissance plus précoce des risques dans les régions actives. S'il est établi que la reconnexion « voyage » souvent le long du filament avant la rupture principale, cela aide à comprendre comment l'énergie se répartit dans l'espace. En d'autres termes, le film n'est pas seulement une illustration, mais un laboratoire à distance – une expérience qui se déroule sur le Soleil, mais qui peut être analysée sur Terre avec des paramètres mesurables.
En même temps, l'histoire de l'avalanche rappelle que le système est non linéaire : une petite cause peut conduire à une grande conséquence, mais seulement si les conditions sont « mûres ». C'est précisément pourquoi il est important d'observer aussi les phases « calmes », et pas seulement les grands pics. La séquence de Solar Orbiter montre que ces moments calmes sont pleins d'informations, il faut juste les enregistrer assez vite et assez clairement.
Le Soleil comme facteur infrastructurel : pourquoi une surveillance constante devient une nécessité
La météorologie spatiale n'est plus un sujet secondaire pour les passionnés, mais un facteur qui entre dans les évaluations de risques pour les communications, la navigation et les systèmes satellitaires. De courtes coupures radio peuvent être un problème pour des secteurs spécifiques, et les changements dans l'ionosphère peuvent affecter le positionnement précis. Les tempêtes géomagnétiques plus importantes sont plus rares, mais sont prises au sérieux dans la planification des infrastructures précisément parce qu'elles peuvent avoir des conséquences plus larges. Dans un tel environnement, l'observation du Soleil devient une partie d'une approche préventive : plus on en sait sur les déclencheurs et la phase précoce des événements, plus les protocoles de protection et de réaction peuvent être établis de manière réaliste.
L'enregistrement de la « seconde avant » l'éruption de classe M du 30 septembre 2024 montre comment une grande éruption naît d'une série de changements minuscules qui, jusqu'à hier, étaient hors de portée de la plupart des instruments. On y voit que la couronne solaire n'est pas un fond statique, mais un champ dynamique dans lequel les structures magnétiques se réorganisent, se brisent et se reconnectent de seconde en seconde. Ce sont précisément de tels cadres – clairs, rapides et mesurables – qui font la différence entre une image fascinante et la compréhension d'un processus qui, en fin de compte, peut affecter aussi la vie sur Terre, bien qu'il se déroule à 150 millions de kilomètres de là.
Sources :- Agence spatiale européenne (ESA) – vidéo et description de l'éruption de classe M de Solar Orbiter du 30 septembre 2024 (lien)- NOAA Space Weather Prediction Center – explication des éruptions solaires et des coupures radio (échelle R) (lien)- NASA Goddard Scientific Visualization Studio – annonce de la NASA et de la NOAA sur le maximum solaire du cycle 25 (15 octobre 2024) (lien)- SIDC / Observatoire royal de Belgique – introduction et description de l'instrument EUI sur Solar Orbiter (lien)- Institut Max Planck de recherche sur le système solaire – aperçu de l'instrument EUI et de ses télescopes (lien)
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