Moving radio bursts associated with solar flares detected by XSM onboard Chandrayaan-2

Imaginez le Soleil non pas comme une boule brillante et statique, mais comme un géant magnétique agité qui fait constamment des crises de colère. Lorsque ses champs magnétiques emmêlés se brisent et se reconnectent, ils déclenchent de massives explosions appelées éruptions solaires. Considérez ces éruptions comme la version solaire d'un pétard qui explose, mais à une échelle capable de griller des satellites et de brouiller les signaux radio sur Terre. Bien que nous puissions voir l'« éclair » de ces explosions en rayons X, le Soleil crie également en ondes radio. Ces sursauts radio sont comme les bangs soniques ou le crépitement statique qui se produisent juste après l'explosion. Les scientifiques savent depuis longtemps que ces signaux radio sont des indices sur la vitesse à laquelle les particules sont accélérées et sur la façon dont les ondes de choc ondulent à travers l'atmosphère du Soleil. Comprendre le délai entre l'éclair (l'éruption) et le boom (le sursaut radio) revient à essayer de déterminer exactement à quelle vitesse une onde de choc se déplace après l'explosion d'une bombe ; cela nous aide à prédire quand le Soleil pourrait nous envoyer une tempête dangereuse.

Ce document est une histoire de détectives écrite par Abhishek Potdar et Anshu-Kumari, qui ont agi comme des chronomètres cosmiques. Ils ont utilisé une caméra spéciale à rayons X appelée XSM, embarquée sur l'engin spatial indien Chandrayaan-2, pour observer les éruptions solaires, tout en écoutant simultanément les « cris » radio provenant de télescopes terrests. Leur objectif était de voir à quel point le timing des sursauts radio correspondait au timing des éruptions. Ils se sont concentrés sur deux types spécifiques de sursauts radio : les « Type II » et les « Type IVm ». Vous pouvez considérer les sursauts de Type II comme les ondes de choc se déplaçant à travers l'atmosphère solaire, et les sursauts de Type IVm comme la lueur persistante de l'énergie piégée. En examinant 36 événements spécifiques entre fin 2019 et fin 2022, ils ont découvert une relation très étroite entre les éruptions et les sursauts, mais avec des nuances fascinantes selon l'ampleur de l'explosion.

Les chercheurs ont découvert que les sursauts radio et les éruptions sont de meilleurs amis en termes de timing. Lorsqu'ils ont tracé les temps de début des sursauts radio par rapport aux temps de début des éruptions, la connexion était incroyablement forte, avec un score de corrélation d'environ 0,99. C'est une correspondance presque parfaite, suggérant que chaque fois qu'une éruption commence, un sursaut radio suit presque certainement de très près. Cependant, la vitesse à laquelle le sursaut radio commence après l'éruption dépend fortement de la taille de l'éruption.

C'est ici que l'histoire devient intéressante. Lorsque le Soleil fait une petite crise de colère faible (une éruption de « classe B »), l'onde de choc radio (Type II) prend son temps, apparaissant environ 27,6 minutes plus tard. C'est comme un traînard qui prend son temps pour arriver à la fête. Mais quand le Soleil fait une énorme crise de colère énergique (une éruption de « classe C » ou « classe M »), le sursaut radio arrive beaucoup plus vite, apparaissant en seulement 5 à 6 minutes environ. Cela suggère que les éruptions plus grandes et plus énergétiques créent des ondes de choc qui se forment et se propagent vers l'extérieur presque instantanément.

L'histoire devient encore plus étrange lorsqu'on examine quand les sursauts radio s'arrêtent. Pour les sursauts de Type II, ils se sont en fait terminés avant que l'éruption de rayons X ne finisse de s'estomper. Plus l'éruption était grande, plus le sursaut radio s'arrêtait tôt. Pour les éruptions de classe « M », les plus puissantes, le sursaut radio s'est terminé 26,8 minutes entières avant que l'éruption elle-même ne soit terminée. C'est comme si l'onde de choc finissait son travail et disparaissait, laissant l'éruption s'éteindre d'elle-même. Cela implique que les éruptions les plus énergétiques créent des ondes de choc si puissantes et rapides qu'elles font leur travail et disparaissent rapidement, peut-être parce que l'environnement à travers lequel elles voyagent change à mesure qu'elles s'éloignent du Soleil.

Les sursauts de Type IVm, qui sont davantage comme la lueur persistante de l'énergie piégée, se sont comportés un peu différemment. Ils ont commencé environ 14,4 minutes après l'éruption, qu'il s'agisse d'une éruption de classe « C » moyenne ou d'une éruption de classe « M » forte. Cela suggère que le processus de piégeage des électrons pour créer cette lueur prend un temps constant. Cependant, une fois commencés, les éruptions les plus fortes ont maintenu cette lueur beaucoup plus longtemps. Les éruptions de classe « M » ont maintenu le signal radio en vie pendant environ 68,8 minutes après le début de l'éruption, tandis que les éruptions de classe « C » n'ont tenu que 31,2 minutes. Cela nous indique que les éruptions plus importantes créent de meilleurs « contenants » pour retenir les électrons énergétiques pendant plus longtemps.

Enfin, les auteurs ont examiné le temps nécessaire pour que les éruptions atteignent leur pic de luminosité. Ils ont constaté que la plupart des éruptions atteignaient leur pic dans les 20 minutes suivant leur début. C'est une découverte cruciale pour la prédiction. Cela suggère que si nous voyons une éruption solaire commencer, nous avons une fenêtre d'environ 20 minutes pour prédire si elle sera suivie d'un événement éruptif majeur, comme une éjection de masse coronale (un nuage géant de plasma solaire). L'article conclut que bien que l'énergie de l'éruption soit importante, le timing n'est pas seulement une question de puissance ; il est également influencé par l'environnement magnétique local et les conditions du plasma autour du Soleil. Ainsi, bien que nous ne puissions pas prédire parfaitement les sautes d'humeur du Soleil, nous disposons désormais d'un meilleur chronomètre pour mesurer la rapidité avec laquelle ses crises se déroulent.