3. Le développement des observations
À partir des années 1960, physiciens solaires, géophysiciens externes et physiciens des plasmas de laboratoire ont associé leurs efforts dans l'étude du vent solaire. Des programmes d'observations coordonnées ont été mis en œuvre, associant moyens au sol et moyens spatiaux. Au sol les interféromètres et les spectrographes radio permettent de suivre les sursauts radio solaires qui nous renseignent sur les manifestations de l'activité solaire dans la couronne à la base du vent solaire ; la lumière diffusée par les électrons coronaux peut être distinguée de celle qui est diffusée par les micropoussières grâce à des mesures de polarisation derrière les coronographes ou lors des éclipses (fig. 3). Il est ainsi possible de voir les structures coronales entraînées par le vent solaire jusqu'à des distances de 4 à 8 rayons solaires. Les spectrographes X ou ultraviolet, embarqués sur satellites pour s'affranchir de l'écran constitué par l'atmosphère terrestre, permettent d'observer directement la matière coronale soit dans des raies d'atomes fortement ionisés, soit par le rayonnement thermique, et de détecter les inhomogénéités coronales qui modulent l'expansion du vent solaire.
L'observation in situ a permis de déterminer les caractéristiques moyennes de ce plasma, résumées dans le tableau. Avec des moyens de diagnostic sophistiqués, le vent solaire a été ausculté depuis 0,3 u.a. (1 unité astronomique = distance Terre-Soleil) jusqu'à plus de 100 u.a. (en juillet 2008, la sonde Voyager-1 était à plus de 106 u.a. du Soleil, Voyager-2 à plus de 86 u.a.).
Les sondes interplanétaires voient passer, à des vitesses comprises entre 300 et 1 000 kilomètres par seconde, un plasma raréfié et très turbulent. Il faut donc pousser à l'extrême la précision et la rapidité d'acquisition des instruments de mesure. Les détecteurs de particules chargées mesurent la fonction de distribution des vitesses des particules dans les trois directions de l'espace. Les trois composan […]
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