Détection des trous coronaux

Les trous coronaux apparaissent à la surface du soleil en formant des zones plus sombres car plus froides et moins denses que le plasma environnant. Ce sont aussi des régions de champs magnétiques ouverts et unipolaires, éjectant plus facilement des vents solaires vers l'espace, à des vitesses généralement plus rapides, voire très rapides.

Ces trous coronaux peuvent apparaitre à n'importe quel moment, plus souvent autour de la période de minimum solaire (voir la page "Quand voir des aurores boréales"). Les plus persistants peuvent parfois durer pendant plusieurs rotations du soleil (une rotation dure 27 jours). Ils apparaissent plus souvent et sont plus stables dans les régions polaires du soleil (nord et sud). Ces trous coronaux persistants sont des sources durables pour les vents solaires à grande vitesse. Lorsqu'un tel vent solaire à grande vitesse interagit avec le vent solaire ambiant relativement plus lent, une région de compression se forme, connue sous le nom de région d'interaction co-rotative (CIR - Co-rotating Interaction Region). Du point de vue d'un observateur fixe dans l'espace interplanétaire, on verra le CIR en tête du vent à grande vitesse du trou coronaire (CH HSS - Coronal Hole High Speed Stream).

Ejectés depuis des trous coronaux proches de l'équateur du soleil, ces vents solaires peuvent, si ils se dirigent vers la terre, créer de belles aurores polaires grâce à leur vitesse plus importante que la normale. De puissants CIR et de rapides CH HSS peuvent impacter la magnétosphère terrestre de sorte que des tempêtes géomagnétiques de magnitude G1 ou G2 (mineure ou modérée) peuvent apparaitre. Dans de rares cas, la tempête peut être encore plus forte. Et il arrive parfois que ces tempêtes durent plusieurs jours.

Détection et suivi des trous coronaux

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