Mise en garde : Comme tous les articles en partie 1, nous nous attacherons ici à décrire les principes physiques et technologiques en réaction aux événements solaires extrêmes et non à détailler tous les impacts ou toutes les stratégies de résilience qui seront vus dans d’autres parties. Cet article sur les radiations extrêmes lors d’événement solaire extrême, n’y échappe pas. Pour comprendre cet article, il est nécessaire de connaître quelques principes physiques élémentaires (cf Annexe).
A noter que dans ces articles en partie 1-4, nous ne traiterons que des dynamiques et des effets des rayonnements ionisants dans le domaine de l’aérospatial ; les autres types de risques liés à la météorologie de l’espace sur le secteur de l’aérospatial ont été vus en partie 1-2 sur les blackouts radio et scintillations ou, liés aux tempêtes géomagnétiques et non radiatifs (que nous n’avons pas encore traités) seront vus en partie 1-3-5 (décharges électrostatiques, problèmes d’orientations causés par la perturbation géomagnétique, augmentation des effets de traînée de la thermosphère sur les satellites en orbite basse…).
Introduction
Les radiations extrêmes dans l’environnement proche de la terre, le Géo-espace, concernent principalement l’espace de la magnétosphère et, dans une moindre mesure, l’ionosphère et la troposphère à haute altitude. En effet, les lignes de champs de la magnétosphère et la forte densité de particules neutres de l’atmosphère jouent le rôle d’un bouclier très protecteur contre les radiations les plus dangereuses. Comme nous le verrons, ces radiations ont un rôle assez négligeable dans la basse atmosphère ou à la surface de la terre, même lors d’événements extrêmes.
Les variations extrêmes de radiations induisent des risques biologiques et technologiques pour les activités aérospatiales, bien repérés par la communauté scientifique. Néanmoins, un angle mort technologique subsiste malgré tout : depuis le début de l’ère satellitaire, la magnétosphère n’a jamais subie de tempête de rayonnement solaire extrême (ou autrement nommé : Événements solaires à protons – ESP), c’est à dire de catégorie maximale : S5. A quoi donc s’attendre ?
Dynamiques radiatives du géoespace par temps calme
La magnétosphère
Pour une description du fonctionnement de la magnétosphère, se référer aux dynamiques de la magnétosphère par temps calme dans l’article sur les tempêtes géomagnétiques, notamment le rôle que jouent les cornets polaires : zones de faiblesse où s’engouffrent les particules venues de l’espace dans la magnétosphère (protons des ESP, électrons des Éjections de masses coronales solaires- EMC et une grande quantité de Rayonnements cosmiques galactiques – RCG). Les particules qui arrivent du vent solaire dans la magnétosphère sont expulsées dans la queue de la magnétosphère mais certaines d’entre elles peuvent s’y retrouver piégées dans des zones spécifiques appelées : ceintures de radiations de Van Allen.
Les particules piégées dans les ceintures de Van Allen
Les ceintures de Van Allen sont des espaces de fortes radiations contrôlés principalement par les dynamiques électromagnétiques de la magnétosphère. Par temps calme, ces ceintures sont surtout composées de particules piégées dans les lignes de champs fermées de la magnétosphère proches de la terre, en majorité des électrons et des protons. Ces particules circulent en spiralant dans des tubes de flux, qui suivent ces lignes de champs fermées. Comme les particules effectuent sans arrêt des va et vient N/S dans ces tubes, elles sont nommées « particules piégées ».
Néanmoins, en rencontrant de la matière et lorsqu’elles ont suffisamment d’énergie, ces particules arrachent des électrons aux atomes neutres (ionisation), créant ainsi des ions (dont des protons) mais aussi des rayons gamma et des neutrons aux propriétés elles aussi ionisantes. Le seuil d’énergie de ces particules pour créer une (seule) ionisation est de 10 eV.
Les électrons, quoi qu’ayant une masse très faible, peuvent acquérir dans les ceintures de Van Allen des vitesses qui sont significatives par rapport à celle de la lumière (électrons relativistes) et leurs impacts avec des atomes et molécules neutres produit une dégradation des structures par ionisation (un électron entrant en contact avec un atome neutre lui éjecte un électron ce qui produit un ion).
Les protons, quoi que moins rapides que les électrons, ont une masse beaucoup plus élevée (1836 fois plus élevée que celle de l’électron) et, à des vitesses relativistes, causent bien plus de dommages en pénétrant profondément les structures, provoquant des cascades d’ionisations.
La ceinture externe de Van Allen (entre 13 000 à 60 000 Km)
La ceinture externe est la moins radiative et la plus étendue des deux ceintures de Van Allen. Elle est composée principalement d’électrons < 10 MeV. Ces électrons rapides ont été piégés dans la ceinture externe lors des phases reconnexions magnétiques dans la queue de la magnétosphère donc, principalement lors des tempêtes géomagnétiques.
La ceinture externe pose des problèmes pour les satellites qui la traverse, surtout au niveau de la dose totale d’ionisation ou lors de tempêtes géomagnétiques majeures (électrons relativistes), mais beaucoup moins que la ceinture interne.
La ceinture interne Van Allen (600 à 12000 Km)
La ceinture interne, quoi que plus restreinte dans l’espace (dans la zone intertropicale autour de l’équateur), est bien plus radiative que la ceinture externe car composée principalement de protons très énergétiques > 10 MeV, bien plus lourds que les électrons. En temps calme de météo l’espace, ces protons sont principalement issus des effets du Rayonnement cosmique galactique – RCG (particules lourdes qui se désintègrent en protons (et autres particules) lors de leurs collisions avec les atomes de la haute ionosphère). La population de protons de la ceinture interne est relativement stable par temps calme.
Les protons étant plus massifs et ionisants que les électrons, c’est aussi la zone la plus dangereuse pour les voyages spatiaux mais aussi pour les satellites qui les croisent.
L’Anomalie de l’Atlantique sud – AAS. (200 à 800 km)
La ceinture interne de Van Allen a une déformation au niveau l’Atlantique sud, à très haute altitude au niveau du Brésil, qui fait plonger la ceinture interne de Van Allen dans l’ionosphère, jusqu’à 200 km.
Vision schématique de la déformation de la ceinture interne de Van Allen au niveau de l’Atlantique Sud 
Moyenne des mesure de la force du champ magnétique terrestre par temps calme montrant une anomalie sur le Brésil et l’Argentine, s’étendant dans l’Atlantique Sud 
Anomalies SEU des satellites selon l’altitude qui met en évidence l’Anomalie de l’Atlantique du sud où le champ magnétique terrestre est moins puissant pour les protéger.
L’AAS est la résultante de la différence d’angle entre l’axe de rotation de la terre et l’axe des pôles magnétiques qui créé un affaiblissement des lignes de champs de la magnétosphère à cet endroit. C’est donc une zone plus radiative (électrons de qq MeV et protons > à 50 MeV) pour les engins spatiaux en orbite basse qui la traverse, comme par exemple la station spatiale internationale. Cependant, cette avancée de radiations de la ceinture interne de Van Allen dans l’ionosphère ne concerne pas les vols à haute altitude, qui eux s’effectuent à 10 km d’altitude, donc bien plus bas.
La zone de sûreté (de 12 000 à 18 000 Km)
Par temps calme, cette zone est caractérisée par une densité beaucoup plus faible de particules énergétiques. Elle est donc beaucoup moins radiative que les deux ceintures de Val Allen et est donc souvent appelée zone de sûreté (ou « safe slot ») des engins spatiaux.
Elle est en partie constituée de la plasmasphère (plasma dense constitué d’ions principalement d’origine ionosphérique) qui ralentit la pénétration des particules les plus énergétiques, ce qui participe à la stabilité de cette zone. La plasmasphère est moins dense côté nuit et dissipe plus difficilement les particules énergétiques.
Il est admis que beaucoup des particules dans cette région ont des trajectoires elliptiques qui les font souvent passer dans la haute atmosphère où elles sont absorbées. Une théorie en vogue est que cette zone de moindre radiation serait aussi causée par des ondes de très basses fréquences qui dispersent les particules (ondes Whistler). Ces ondes basses fréquences seraient causées par des éclairs dans l’ionosphère, principalement aux hautes latitudes.
Le courant d’anneau (environ à 25 000 km)
C’est un courant électrique à la latitude de l’équateur qui traverse les ceintures de radiation. Il est lié à la dérive ouest des ions et est des électrons. Il est composé principalement de protons (H+). Il se situe près de la bordure intérieure de la ceinture externe de Van Allen, dans la zone de sûreté par temps calme. Pendant les tempêtes géomagnétiques, ce courant se charge de particules et il est alors très influencé par les courants de Birkeland, qui entraînent une partie des particules vers l’ionosphère polaire.
Les particules transitoires
Ce sont des particules qui apparaissent soudainement et temporairement lors d’événements solaires (Vents solaires forts, particules accélérées par les chocs interplanétaires et les ESP et EMC). Elles sont de passage dans la magnétosphère et, pour les plus rigides, dans l’atmosphère. Ce sont surtout des protons et électrons de relative faible énergie mais à des vitesses relativistes (significatifs par rapports à la vitesse de la lumière). Elles seront vues dans la partie des radiations extrêmes.
Le rayonnement cosmique
Composition des rayons cosmiques
L’ensemble des « rayons cosmiques » comprend surtout les rayons cosmiques de la voie lactée, nommés Rayons cosmiques galactiques – RCG, mais aussi les rayons cosmiques d’origine solaire et les rayons extra-galactiques, se propageant dans l’espace interplanétaire à des vitesses elles-aussi relativistes. Les ESP extrêmes sont des événements dans les rayons cosmiques solaires.
Les rayons cosmiques sont le plus souvent constitués de noyaux d’hydrogène, légers, appelés protons.
Particules lourdes cosmiques et milieu interstellaire
Dans le milieu interstellaire, les particules lourdes sont classées en rayons cosmiques lourds primaires et secondaires. Les rayons cosmiques lourds primaires sont des noyaux d’hélium, d’oxygène ou de carbone, tandis que les rayons cosmiques lourds secondaires, issus de collisions entre les rayons cosmiques lourds primaires et le milieu interstellaire, sont des noyaux de silicium, de néon, de lithium, du bore, du béryllium… beaucoup plus lourds, qui ont une rigidité très différente des rayons cosmiques primaires en étant beaucoup plus élevée.
Les RCG : les particules les plus ionisantes en temps normal
Les RCG sont des flux faibles d’atomes ionisés qui tirent leur origine des explosions de Super Nova dans notre galaxie, la Voie lactée. Ils peuvent être très ionisant dans l’espace, proches de la vitesse de la lumière et composés partiellement d’éléments lourds. Les particules RCG sont les plus énergétiques de toutes les particules de l’espace. Elles sont mesurées entre 100 MeV et 10 Gev.
La magnétosphère agissant comme un bouclier, le flux RCG mesuré au sol est donc assez faible comparé à celui de l’espace interplanétaire. Il est relativement constant mais modulé par le cycle solaire, sauf événements rares à une échelle humaine.
Ces RCG peuvent dénaturer l’ADN des cellules dans l’espace, ou, seulement en cas d’exposition répétée, à haute altitude aux pôles. De plus, par ionisation des matières qu’ils traversent, les RCG peuvent provoquer des erreurs transitoires dans les processeurs et la mémoire, des pannes aléatoires et des commandes fantômes pour les satellites, voir plus hypothétiquement, pour les ordinateurs de bord des avions à haute altitude.
Les gerbes atmosphériques
Quand une rayon cosmique est assez rigide pour vaincre les lignes de champs de la magnétosphère, il entre alors en collision avec les particules de l’atmosphère. Il produit alors des gerbes atmosphériques de particules secondaires, elles aussi plus ou moins directement ionisantes ; gerbes qui se déploient en descendant dans l’atmosphère jusqu’à épuisement énergétique de chaque particule primaire ou secondaire. Les RCG produisent des gerbes atmosphériques en temps normal et les rayons cosmiques solaire en produisent lors des ESP.
En temps normal, la particule cosmique très énergétique entre en collision surtout au moment de sa sortie de l’ionosphère et donc lors de son entrée dans la stratosphère (vers 50 km d’altitude), avec une rigidité suffisante pour qu’elle traverse les couches ionosphériques (cf couches D, E, F1 et F2). C’est une altitude moyenne mais où la densité de l’atmosphère devient suffisante pour que la probabilité qu’une particule cosmique entre en interaction avec un atome neutre de l’atmosphère devienne significative.
Faibles effets ionisants à 10 Km d’altitude (vols longs courriers)
Aux altitudes de croisière des vols longs courriers, soit autour de 10 km, les particules qui dominent sont principalement les particules non chargées (neutrons et rayons Gama) puis les particules chargées (protons secondaires, muons et électrons et positrons) aux capacités moins ionisantes.
Les particules les plus ionisantes sont les neutrons, directement issus des chocs des protons cosmiques avec les noyaux neutres atmosphériques. Ils sont plus massifs et énergétiques que les autres particules et transfèrent beaucoup plus d’énergie lors de leur pénétration dans la matière, en profondeur en ce qui concerne l’air. Ce sont eux, et les rayons Gama, qui sont soupçonnés de produire des erreurs ponctuelles dans l’électronique de bord des avions (mémoires, processeurs). Les autres particules semblent transmettre moins d’énergie lors de leur passage et agissent surtout dans la dose totale de rayonnements absorbée par les humains et l’électronique.
Les rayons ionisants à cette altitude sont un domaine actif de la recherche en physique instrumentale. Aujourd’hui, des avions parcourent le ciel avec des scintillateurs pour capter et mesurer ces rayonnements si bien qu’il est encore aujourd’hui délicat de tirer des preuves définitives entre ces rayonnements et certaines anomalies temporaires constatées lors des vols. Néanmoins, des alertes sur ces flux de rayons cosmiques lors du passage des aéronefs dans les gerbes atmosphériques devraient venir équiper les tableaux de bord des pilotes d’avion à moyen terme afin qu’ils soient plus attentifs aux anomalies potentielles de leurs instruments.
Effets ionisants négligeables au niveau du sol et de la mer
Au niveau du sol ou de la mer, les particules résiduelles sont de très faible énergie (des protons et des neutrons secondaires, des rayons gamma, des muons, des électrons) qui participent très légèrement à la dose de radiations naturelles reçue chaque année. Si la question des rayonnements ionisants à haute altitude pose des interrogations légitimes, elle est encore beaucoup moins prégnante au niveau du sol, du fait de l’épaisseur d’air traversée. Certaines études vont même jusqu’à conclure à l’absence totale d’erreurs repérées dans les mémoires de super calculateurs causées par ces gerbes atmosphériques à 100 m du sol. Lors de tempêtes de rayonnements, les ESP, on mesure une hausse de ses particules ionisantes au niveau de sol (événements GLE) grâce à des réseaux de moniteurs à neutrons ; dont les effets ionisants sont relativement négligeables si on les compare à la radioactivité naturelle.
Les effets du cycle solaire
Plus on atteint le maximum du cycle solaire, plus les vents solaires, les éruptions, et les EMC sont fortes, plus il y a de particules transitoires dans la magnétosphère. Les ceintures de Van Allen, surtout l’externe, se remplissent alors d’électrons.
Les ESP (protons et ions lourds relativistes), liés aux éruptions solaires, sont elles aussi plus nombreuses.
A l’inverse, plus on se rapproche du minimum solaire, plus le rayonnement cosmique galactique s’intensifie, du fait de la relative faiblesse du vent solaire et donc d’une héliosphère moins puissante pour les repousser.
Pendant le maximum solaire, les populations de protons piégés près du bord interne de la ceinture interne de Van Allen sont à leur niveau le plus bas alors que pendant le minimum solaire, ces populations de protons piégés sont à leur niveau le plus élevé ; la ceinture interne (et dans une moindre mesure l’externe) se chargeant alors en protons, produits par la recrudescence de RCG venant frappés les atomes neutres dans la haute ionosphère et la plasmasphère. Le minimum solaire est donc une période de risque radiatif accru pour les satellites en orbite basse.
Exposition aux radiations des satellites selon leurs orbites
Pour éviter trop d’anomalies et de pannes liés aux espaces radiatifs des ceintures de Van Allen, les satellites ont l’habitude d’orbiter à des altitudes où ils y sont moins exposés, même si tous traversent ces espaces, à savoir :
- VLEO (150 à 450 Km), c’est généralement une orbite de transfert pour les satellites, assez mal décrite par les modèles car avec peu de mesures mais c’est la mieux protégée, du fait des fortes lignes de champs de la magnétosphère à cette altitude et d’une ionosphère des plus denses.
- LEO (500 à 2000 Km), satellites en orbites basses, le plus souvent avant la ceinture interne de Van Allen, sauf au dessus de l’Anomalie de l’Atlantique Sud ou lors d’événements solaires à particules (station spatiale internationale, satellites d’imagerie et de télécommunication comme Starlink).
- MEO (20000 Km) satellites en orbites moyennes, le plus souvent dans la zone de sûreté (surtout les satellites du réseau de positionnement GNSS : GPS, Galileo…).
- GEO (35700 km) satellites en orbites géostationnaires, qui fixent une zone terrestre étendue. Ils sont positionnés le plus souvent au-delà des plus fortes radiations de la ceinture externe de Van Allen (Satellites Telecom, Météo, TV, militaire).
- HEO satellites en orbites hautement elliptiques (prévus pour traverser les deux ceintures de Van Allen et la zone de surêté)
- Il est également important d’envisager les trajets interplanétaires d’engins spatiaux en missions d’exploration ou de colonisation, qui ne sont plus protégés des radiations spatiales (RCG, ESP) par la magnétosphère terrestre.
Les dynamiques radiatives lors d’événements extrêmes
Dynamique des ceintures de radiations en contexte de tempêtes géomagnétiques extrêmes
Les tempêtes géomagnétiques extrêmes produisent une perturbation des lignes de champ de la magnétosphère, qui peut non seulement accroître la puissance des ESP mais aussi les zones radiatives dans la magnétosphère.
La variabilité des ceintures de Van Allen en contexte de tempête géomagnétique
Pendant les périodes de fortes activités solaires, les ceintures radiatives de Van Allen peuvent varier considérablement, jusqu’à affecter totalement la zone de sûreté. Le début de la prise de conscience de cette variabilité a commencé en étudiant, depuis le sol, la variabilité du courant d’anneau.
Entre déplétion de la ceinture externe et création d’une troisième ceinture
Puis avec les données satellitaires, notamment celles de la mission de Van Allen Probe, il a été relevé que pendant les tempêtes géomagnétique < -50 nT (index DST), 53% d’entre elles causaient une augmentation des électrons relativistes en orbite Geo, 19% causaient une diminution de ces électrons à cette orbite et 28% ne causaient pas ou peu de changements.
Pour étudier la variabilité de la ceinture externe, les indices géomagnétiques classiques ne sont pas de bons indicateurs. Il est donc préféré les mesures de vitesses élevées et soutenues du vent solaire, celles sur la puissance élevée des ondes ultra-basses fréquences (ULF) dans la magnétosphère et sur l’activité accrue des sous-orages géomagnétiques (indiquée par l’indice de l’électrojet auroral (AE) lors de la phase de récupération).
D’abord la tempête géomagnétique en sa phase de départ brusque injecte des électrons de basse énergie dans la ceinture externe. A cause des reconnexions magnétiques dans la queue de la magnétosphère, ces électrons acquièrent des vitesses relativistes (nommés « électrons tueurs ») et s’injectent en supplément dans la ceinture externe.
Selon la force de l’onde choc de la tempête géomagnétique, ces électrons relativistes peuvent participer à former une troisième ceinture, dans la zone de sûreté.
Ensuite, lors de la phase principale de la tempête géomagnétique et après le choc interplanétaire, ces électrons relativistes se dissipent dans la haute atmosphère par précipitation atmosphérique et via les électrojets auroraux. Puis, depuis les courants de Birkeland (courants parallèles ou FAC) qui connectent les électrojets auroraux, ces électrons relativistes vont en partie se perdre dans l’espace interplanétaire depuis la queue de la magnétosphère lors des reconnexions magnétiques. C’est lors de cette phase principale que la population d’électrons de la ceinture externe peut être perdue, en partie ou totalement, mais temporairement. Après la tempête, le déficit d’électrons de la ceinture externe se comble via les apports variables du vent solaire dans la magnétosphère. Si c’est un excès d’électrons qui subsiste après la tempête, comme une ceinture externe temporaire, cet excès peut être balayé par une autre tempête géomagnétique aux caractéristiques différentes ou par drainage dans la plasmasphère et l’ionosphère.
Variabilité de la ceinture interne : une quatrième ceinture, interne
La ceinture interne temporaire (la 4ème ceinture) comprend des protons très énergétiques entre 6 et 20 MeV, mais moins que ceux de la ceinture interne permanente où les protons >20 MeV dominent. Cette ceinture interne supplémentaire peut être créée lors des tempêtes géomagnétiques extrêmes, comme celle du 28 juin 2024, qui compressent très fortement la magnétosphère jusqu’à diffuser des protons dans la zone de sûreté. Cette quatrième ceinture, interne, peut durer des mois à cause de la rigidité des lignes de champ magnétique terrestre qui piègent efficacement ces protons temporaires à cette altitude.
En résumé, en contexte de tempête géomagnétique, l’augmentation de la ceinture externe en électrons relativistes induit un risque plus élevé pour les satellites (électrons relativistes tueurs), surtout ceux en orbite Meo et HEO et dans une moindre mesure GEO. De même, pour la ceinture interne temporaire, mais qui agit davantage sur la dose totale d’ionisation de ces satellites (protons moins chargés que dans la ceinture interne permanente mais persistants ; la ceinture interne temporaire demeurant en place plus longtemps que la ceinture externe temporaire). Enfin, les satellites en orbite LEO seront affectés par les perturbations et compressions des champs magnétiques faisant descendre la ceinture interne de Van Allen et amplifiant la fluence dans l’anomalie de l’Atlantique Sud.
A contrario des ESP, on peut regretter que les échelles de sévérité des tempêtes géomagnétiques ne prennent pas en compte ces phénomènes radiatifs et ionisants sur les défaillances des satellites :
Dynamiques radiatives lors de tempêtes de rayonnements – ESP
Les conditions physiques nécessaires à une ESP extrême vers la terre
La phase impulsive (quelques dizaines de minutes)
Intensité extrême de rayonnement et énergie magnétique extrême
Les ESP extrêmes, de classe S5, ont besoin d’une éruption extrême de catégorie 5, donc > X20 sur l’échelle de rayonnement, même si ce n’est pas la seule condition. Cette éruption traduit la force de la reconnexion magnétique en jeu dans l’éruption. L’énergie magnétique libérée lors de cette reconnexion, immense, induit des champs électriques extrêmes dans la couronne solaire, chargeant et accélérant les protons à des vitesses relativistes le long des lignes de champ ouvertes de l’héliosphère suite à l’éruption.
Éruptions préférentiellement à l’ouest du disque solaire observé
Suite à cette éruption extrême, les protons solaires relativistes et très énergétiques vont donc suivre les lignes de champs ouvertes qui partent du soleil dans l’espace interplanétaire en spirale de Parker. Si l’éruption se produit entre 30 et 90° à l’ouest du disque solaire observé depuis la terre, les chances sont maximales pour que ces lignes de champs ouvertes de l’héliosphère atteignent les lignes de champs ouvertes aux pôles de la magnétosphère, s’y connectent et transfèrent leurs protons dans la magnétosphère. Néanmoins, des ESP majeures peuvent se produire dans le secteur est du soleil (S4 du 23 mars 1991 avec une X9 en secteur S26E28), voir venir de derrière le limbe solaire.
Attention, l’ouest du soleil se situe à droite sur les images sat car le soleil tourne d’est en ouest.
Une forte orientation sud du Champ magnétique interplanétaire – CMI
Pour que les protons se transfèrent plus facilement dans la magnétosphère, cette connexion entre CMI/magnétosphère doit être effective. Donc, comme pour les tempêtes géomagnétiques, il est important que le CMI ait une forte orientation Sud (composante BZ en valeurs négatives). Nous avions expliqué cette connexion magnétique sur les tempêtes géomagnétiques.
Bruit sur les images satellite
Les particules les plus énergétiques (protons et ions lourds de quelques dizaines à plusieurs centaines de MeV), arrivent en quelques minutes et créent un effet neige sur les capteurs des caméras des satellites observant le soleil. Sur une ESP S5, donc extrême, l’image pourrait devenir très blanche pendant des minutes.
Un spectre protonique très dur
Ces protons, proches de la vitesse de la lumière, vont atteindre la magnétosphère en 10 minutes ou légèrement plus. En classe extrême S5, ils sont de 105 MeV pfu soit un flux 100 000 protons (> 10 MeV) par cm2 de surface et par stéradian (pfu=particule flux unit ou unité de flux de particules). Généralement, sur une éruptions extrême S5, les protons > 500 MeV, se déplaçant à plus des 3/4 de la vitesse de la lumière (0,75c), sont détectables en grande quantités dès la phase impulsive. De même, une analyse spectrale des ions lourds peut renseigner sur cette phase impulsive via des ratios Fe/O ou ³He/⁴He beaucoup plus élevés.
Absorption des ondes radios et aurores rouges diffuses sous les 60° de latitude magnétique
Nous avons vu dans la partie 1-2 sur les blackouts radio que les ESP se caractérisent par une absorption des ondes radios au dessus de la calotte polaire (lors de la précipitation des protons dans l’ionosphère via les cornets polaires).
Sur les ESP fortes à sévères, les blackouts radios par absorption sont limités à la calotte polaire, comme le montre la carte ci-dessus.
Mais sur une tempête extrême ces blackouts seront plus bas, aux latitudes moyennes. Sur l’ESP de 1956, les blackouts radios ont été observés sous les 60 ° de latitude magnétique (mais aucun blackout en dessous de 50°).
Il serait donc possible de voir dans le ciel, surtout la nuit, une faible et diffuse lueur rouge, signe d’une aurore à protons, typique des tempêtes de rayonnements, à des latitudes comme la Scandinavie du sud, l’Écosse, les pays baltes, voir jusqu’en France.
Un événement GLE extrême
Les protons les plus énergétiques > 500 MeV vont avoir une rigidité suffisante pour traverser les lignes de champs de la magnétosphère. Quand ils entrent dans l’atmosphère, ils vont créer des gerbes atmosphériques de particules, dont des neutrons qui, eux, arrivent jusqu’au sol. On compte les variations de ce nombre de neutrons dans l’atmosphère lors des ESP (qu’on discrimine assez facilement vis à vis du flux de RCG en cours, relativement faible et peu variable).
Le flux de neutrons au sol est constamment mesuré par un réseau mondial de moniteurs à neutrons. Une élévation notable du nombre de neutrons, sur la durée, signifie donc une puissante tempête de rayonnements. Celles extrêmes ont un GLE très impulsif dans la dizaine de minute qui suit l’éruption, comme celle du 23 février 1956.
Une phase graduelle (plusieurs heures ou jours)
Une éruption en halo au coronographe, donc suivie d’une EMC
A partir de 1997 et de la mise en place du coronographe SOHO, qui étudie les turbulences de la couronne solaire, la base de données des ESP de la NOAA indique si l’éruption a été accompagnée d’un halo. La présence d’un halo plein au coronographe signifie non seulement que l’éruption libère de grandes quantités de plasma (Éjection de masse coronale – EMC) mais que ce plasma est dirigé vers la terre.
Une puissante onde de choc de l’EMC
Cette bulle de plasma (EMC) très magnétique va créer une onde de choc dans le vent solaire et accélérer les protons qui le constituent. Autour de l’onde de choc, dans le front de l’EMC traversant le vent solaire préexistant, il existe des turbulences magnétiques de part et d’autres.
D’abord poussés et comprimés vers l’avant par l’onde de choc de l’EMC, les protons vont être accélérés (énergie transférée par l’onde de choc) jusqu’à rencontrer des turbulences magnétiques plus rigides, forçant les particules à dévier de leurs trajectoires, jusqu’à rencontrer de nouveau l’onde choc, où ils sont repoussés vers l’avant, regagnant encore en énergie. Certains protons sont aussi pris en étau entre les turbulences avant et arrière de l’onde de choc, accumulant donc de l’énergie à chaque fois qu’ils sont renvoyés. Ce mécanisme d’accumulation d’énergie des protons par chocs se nomme : accélération diffusive. C’est aussi le mécanisme qui transfère de l’énergie aux protons dans la couronne solaire (accélération de Fermi du 1er ordre = accélération diffusive par chocs).
La pré-existence d’une fluence élevée et turbulente du vent solaire
Il n’y pas que les turbulences magnétiques provoquées par l’onde de choc qui peuvent transmettre de l’énergie aux protons mais le milieu interplanétaire lui même. Ainsi, les turbulences préexistantes du plasma solaire dans lesquelles va passer l’onde de choc de l’EMC va produire encore plus d’accélération diffusive des protons. Ces turbulences peuvent être issues de trous coronaux, voir du passage d’une autre EMC.
Si ces conditions extrême sont réunies, des ESP extrêmes peuvent alors se produire.
Fluences extrêmes lors d’ESP
Analyse EPAM de l’ESP sévère d’octobre 1989 (à défaut d’ESP extrême enregistrée)
Depuis le début des mesures de l’ère satellitaire, il n’y a pas eu d’ESP S5, donc extrême > 105 MeV pfu. Les deux plus fortes ESP depuis les mesures satellites ont été de 4×104 MeV pfu soit, dans la moitié basse des ESP sévères. Sur le graphique EPAM ci-dessus, (Electron, protons, alpa monitor), il s’agit de l’ESP du 19 octobre 1989, ayant précédé la dernière tempêtes géomagnétique majeure (index DST sous les -500 nT). Après une phase impulsive très dure, issue de l’éruption X13 initiale quelques dizaines de minutes après, on note que le pic maximal de fluence se situe plus d’un jour après, à l’arrivée de l’EMC et de son onde choc, qui propulse (par accélération diffusive) encore plus la fluence. Les pics secondaires semblent liés aux phases impulsives d’autres ESP, issues des éruptions des 22 et 24 octobre 1989, comme le montrent les archives GOES où éruptions X et impulsions dures des EPAM sont quasi simultanées, le dernier pic du 24 octobre étant corrélé en plus à un fort GLE.
Modélisation des fluences extrêmes attendues
Toutes les courbes de ce graphique montrent une loi de puissance décroissante pour les protons solaires < 1 GeV/nuc. La fluence est plus élevée pour les protons solaires de basse énergie et diminue progressivement pour les protons qui gagnent en énergie. A noter que plus l’événement est rare, plus la fluence en protons est élevée, que ce soit celles de haute énergie ou de plus basse énergie. Le modèle propose une fluence qui varie environ d’une puissance 10 entre une fluence décennale et une fluence dix-millennale par classe d’énergie des protons, ce qui suppose une limite théorique de la fluence extrême des protons.
Comparaison des fluences extrêmes depuis l’ère des moniteurs à neutrons
Si on manque de mesures de satellites pour les ESP extrême S5, nous disposons en revanche des mesures des réseaux des moniteurs à neutrons, fiables dès les années 40 (contrairement aux chambres d’ionisation et aux télescopes à muons confectionnés avant eux). Ces moniteurs à neutrons permettent d’avoir plus de trois décennies de recul supplémentaires sur les mesures d’ESP (jusqu’à l’arrivée des mesures précises de satellite comme GOES en 1976). Pour cela, nous savons que la rigidité de coupure d’un proton doit être de 500 MeV pour traverser la magnétosphère et créer des gerbes atmosphériques dont les neutrons atteignent le sol. Ainsi, si le proton cosmique est de 100 MeV (Rigidité de coupure <0,44 GV), les neutrons secondaires de faible énergie vont être absorbés par l’atmosphère avant qu’ils n’atteignent le sol et ils ne seront pas ou très peu détectés. Le maximum des rayons cosmiques détectables par les moniteurs à neutrons se situe autour de RCG à la rigidité de 1 à 5 GV.
Selon le graphique de gauche, le record (mesuré lors d’un GLE) pour le plus fort rayon cosmique solaire en contexte d’ESP, a été sur celui du 14/07/2000, avec un flux record de protons relativistes à 30 GeV mais à une très faible fluence, sous les 0,01 PFU, malgré un profil spectral relativement normal de cette ESP comparée aux autres sur cette série d’ESP records mesurées depuis le sol via les moniteurs à neutrons.
L’ESP la plus puissante jamais mesurée de l’ère moderne est celle du 23 février 1956 avec une fluence record de protons d’1 GeV > 100 pfu. Vient ensuite l’ESP du 20 janvier 2005 avec une fluence de protons moitié moindre : 1GeV à environ 50 pfu .
Événements Miyake : incertitudes sur l’intensité des ESP avant l’ère moderne
Pour les événements GLE plus anciens, ceux d’avant l’ère moderne de 1940, il existe les méthodes par datation des radio-isotopes retrouvés dans les carottes de glaces polaires, comme la méthode de datation très utilisée des événements impulsifs par dépôts de nitrates (ou celle du 14C mais moins fine pour lire les événements impulsifs).
Ci-dessus, les fluences issues du GLE de l’ESP de 1956 (record mesuré par un moniteur à neutrons) comparée au GLE de l’ESP AD774 (type Miyake – éruption estimée à X145), ce dernier étant estimé être 30 à 70 fois plus puissant par l’étude. Les autres ESP records, en rouges (type Miyake) et bleus sont des extrapolations linéaires des éruptions en X à partir des GLE mesurés par les moniteurs à neutrons (carrés noirs).
Ces méthodes de datation par isotopes radioactifs sont considérées par beaucoup d’auteurs comme non fiables du fait d’éléments perturbateurs de l’époque très difficiles à connaître et qui empêchent les comparaisons (taux sel de mer, densité de cendres issues de la combustion de biomasse, densité des autres aérosols… pouvant affecter l’atmosphère de l’époque et donc les isotopes étudiés). Néanmoins, nous reviendrons sur ces événements Miyake dans la partie 2, où nous analyserons en détails tous les impacts des ESE.
Fluences et risques de radiations
Toutes ces mesures (satellites, moniteurs à neutrons, radio-isotopes) nous renseignent sur les plus puissantes particules et les fluences records des ESP et donc sur les rayonnements les plus ionisants susceptibles d’affecter les activités humaines en causant des pannes électroniques et doses d’irradiations.
Sur ce graphique, la limite de radiation pouvant causer des effets sur la santé des spationautes se situe quand les protons atteignent 50 MeV, même à des fluences basses comprise entre 10 et 10-6 pfu. La limite pour que ces effets des radiations soient forts est atteinte lorsque ces particules acquièrent 150 MeV, même à basse fluence. Ainsi, tout événement GLE traduit un risque fort pour les spationautes puisque la rigidité de coupure des protons pour traverser les lignes de champ de la magnétosphère et créer des gerbes atmosphériques mesurables au sol est de 500 MeV . Nous verrons plus en détail ces risques biologiques dans le prochain article.
Conclusion
Pour mieux saisir ces variabilités extrêmes des radiations, modulées par l’activité solaire, et leurs influences sur les activités spatiales et aériennes, nous les avons résumées dans le tableau ci-dessous :
Nous nous sommes cantonnés dans cet article à un tour d’horizon physique des radiations d’origine solaire, celles qui sont les plus probables et tangibles mais nous aurions pu élargir cet article aux RCG extrêmes (sursaut Gama extrême, Super Nova proche du système solaire, minimum solaire extrême ou effondrement exponentiel du champ géomagnétique). Néanmoins, ces hypothèses de flux extrêmes de RCG sont à la source de bien des récits apocalyptiques, assez mal fondés pour certains scénarii (car très controversés scientifiquement) ou très improbables à une échelle humaine, si bien qu’il aurait été nécessaire de faire une revue exhaustive des points et contre-points de vue, trop longue pour cet article, déjà très dense. Néanmoins, comme tout récit apocalyptique, ces récits font de bon buzz sur internet, si bien qu’il sera nécessaire d’y revenir pour pondérer les peurs exponentielles engendrées par ces approches.
Dans les prochains articles sur les radiations solaires extrêmes, nous étudierons leurs effets physiques induits en biologie humaine (1-4-2) et en électronique (1-4-3) des vols spatiaux et aériens .
Annexes
Principes physiques élémentaires
Pour mesurer les variations et les propriétés des flux de particules, il convient de s’arrêter quelques minutes sur quelques principes physiques élémentaires.
La rigidité magnétique
La rigidité magnétique se réfère à la capacité de déviation de trajectoire d’une particule (déflexion) lorsqu’elle rencontre un champ magnétique donné. Cette rigidité dépend de l’impulsion de la particule et de sa charge. Ainsi, les particules à faible rigidité sont souvent écartés ou piégés par les champs magnétiques alors que celles à fortes rigidités, les traversent en ligne quasi droite.
Les particules des RCG ou les protons relativistes les plus énergétiques des ESP traversent les lignes de champs magnétiques terrestres et entrent en collision dans l’atmosphère. Ce sont donc les particules cosmiques avec les plus fortes rigidités.
La rigidité minimale pour qu’une particule traverse le champ magnétique terrestre et atteigne l’atmosphère est appelée rigidité de coupure. Elle presque nulle aux pôles du fait de lignes de champs magnétiques partant des pôles (cornets polaires) parallèles au déplacement des particules RCG, parfois ouvertes sur le champ magnétique interplanétaire et longues. La rigidité de coupure se renforce plus on se rapproche de l’équateur pour les raisons inverses (lignes de champs courtes, fermées et perpendiculaires au flux RCG).
La fluence
La fluence est une unité fondamentale de la physique des rayonnements et de la dosimétrie. C’est la mesure du flux de particules. Elle se calcule en nombre de particules par unité de surface ; par exemple en protons ou neutrons par cm².
Sur les ESP, l’unité de fluence à connaître est le pfu (particule flux unit ou unité de flux de particules). 1 pfu = 1 p/sq.cm-s-sr soit une particule par cm² de surface et par stéradian (stéradian=angle dur pour homogénéiser les angles de mesure). La NOAA comptabilise les Événements solaires protons à 10 pfu avec dix protons tous > 10 MeV en moyenne intégrale sur 5 minutes. Il faut au moins la mesure de 3 protons > 10 MeV pour qu’une ESP soit comptabilisée.
Le transfert d’énergie linéique (TEL ou Linear Energy Transfer – LET)
Dérivé de la fluence, le LET est une mesure de la quantité d’énergie qu’une particule chargée dépose par unité de longueur le long de son trajet dans un matériau, généralement exprimée en MeV*cm²/mg de matériaux. Elle est utilisée aussi bien pour mesurer l’endommagement des tissus cellulaires (radioprotection spatiale) que celle des matières des composants technologiques comme le silicium.
Le seuil de déclenchement du Let (LETtho) est la LET Maximum où une particule n’a aucune influence sur la matière traversée.
Il est considéré que l’effet bouclier des matériaux des engins spatiaux est d’environ 20g/cm2.
De ces principes physiques dériveront d’autres indicateurs liés aux rayonnements ionisants qui seront vus dans les autres parties (TID, DDD, Dose effective…).
Références
Sites web et espaces FTP
NASA – GSFC « Radiation Effects & Analysis » https://radhome.gsfc.nasa.gov/top.htm
NASA – JSC « Space Radiation Analysis Group » https://srag.jsc.nasa.gov/index.cfm
NASA – JHUAPL « The Van Allen Probes » https://vanallenprobes.jhuapl.edu/index.php
NASA Base de données ESP : ftp://ftp.swpc.noaa.gov/pub/indices/SPE.txt (connexion anonyme ok)
Neuton monitor database https://www.nmdb.eu/public_outreach/fr/
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Bibliographie
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