Météorologie de l’espace
🌞 Mais où est passé le double pic du maximum solaire ?
L’évolution de l’activité solaire, mesurée notamment par le nombre de taches solaires, suit un cycle moyen de 11 ans.
Cependant, le maximum solaire – censé être le point culminant du cycle – présente souvent deux pics distincts séparés par une baisse temporaire.
Ce phénomène, observé de manière récurrente depuis plusieurs cycles, est connu sous le nom de double maximum solaire ou Gnevyshev gap, d’après l’astrophysicien russe Mikhail Gnevyshev qui l’a décrit dans les années 1960.
🔭 Un maximum en deux temps :
Lorsqu’on trace l’évolution de l’activité solaire (nombre de taches, flux radio à 10,7 cm, intensité du rayonnement X, etc.), on constate :
– Un premier pic d’activité, suivi d’un ralentissement marqué,
– Puis un second pic, souvent décalé de plusieurs mois à un an.
Cette dépression intermédiaire — le Gnevyshev gap — n’est pas un artefact statistique, mais une structure physique du cycle solaire confirmée par de multiples indicateurs.
L’explication sur l’origine du phénomène la plus admise repose sur l’asymétrie hémisphérique du champ magnétique solaire :
– Les hémisphères nord et sud du Soleil n’atteignent pas leur maximum d’activité au même moment.
– L’un peut culminer plusieurs mois (voire plus d’un an) avant l’autre.
– La somme de ces deux contributions crée un maximum « double », avec une phase intermédiaire de moindre activité globale.
D’autres hypothèses complètent ce cadre :
– Fluctuations internes de la dynamo solaire, affectant la génération du champ magnétique toroïdal ;
– Différences dans la remontée du flux magnétique entre couches convectives ;
– Interactions entre ondes magnétiques de différentes latitudes, produisant des modulations à moyen terme.
🌍 Intérêt scientifique et actuel
L’étude de cette structure à deux maxima est cruciale pour :
– Améliorer la modélisation de la dynamo solaire ;
– Mieux prévoir les périodes de forte activité spatiale (éruptions, CME, perturbations géomagnétiques) ;
– Comprendre la désynchronisation magnétique interhémisphérique.
Le cycle solaire 25, actuellement en cours, ne semble pas suivre une trajectoire similaire aux trois précédents cycles 22, 23 et 24 mais plus au cycle 23. Avec un premier pic observé en 2024, le second pourrait avoir lieu vers en 2026.
Affaire à suivre…🌞
🌌 Quand la tempête solaire déçoit : retour sur la CME du flare X5.1.
La CME issue du flare X5.1 a suscité de grandes attentes dans la nuit du 12 au 13 novembre : annonces d’aurores spectaculaires, alertes enthousiastes, impatience collective. Pourtant, le ciel est resté sombre. Un indice Kp élevé, mais aucune aurore visible. Pourquoi ? Parce qu’en météorologie de l’espace, un seul indicateur ne suffit pas à caractériser l’activité géomagnétique.
🔎 Trois paramètres fondamentaux : Bz, Kp et Dst.
L’état de la magnétosphère se lit à travers trois grandeurs essentielles. Le Bz, la composante verticale du champ magnétique interplanétaire, ouvre ou ferme la porte à l’énergie solaire : vers le sud, elle favorise la reconnexion magnétique et les aurores ; vers le nord, elle limite l’activité aurorale. Le Kp mesure l’agitation globale du champ magnétique : au-delà de 6, la Terre subit une tempête modérée à forte. Le Dst, indicateur du courant annulaire équatorial, reflète la profondeur des perturbations : plus il est négatif, plus la tempête est intense et durable. Ensemble, ces trois paramètres offrent une lecture complète de l’activité géomagnétique. Un Bz négatif prolongé entraîne une reconnexion continue, Dst plonge, et le ciel s’illumine d’aurores spectaculaires. À l’inverse, un Bz positif avec vent solaire rapide comprime la magnétosphère : Kp s’élève, Dst reste modéré, et les aurores demeurent discrètes.
⚠️ Pourquoi un Kp élevé peut coexister avec un Bz positif.
Même lorsque Bz demeure positif, Kp peut grimper sous l’effet d’autres forces que la reconnexion directe. Une pression dynamique du vent solaire, provoquée par la CME ou un choc interplanétaire, peut comprimer la magnétosphère : les champs magnétiques oscillent, Kp augmente, mais Dst reste modéré et les aurores absentes. De plus, de brèves fluctuations de Bz vers le sud injectent un flux d’énergie limité, perturbant localement le champ magnétique sans générer de spectacle auroral étendu.
📢 Aux passionnés et “lanceurs d’alerte” : Avant d’annoncer des tempêtes géomagnétiques ou des aurores spectaculaires, il est indispensable de maîtriser Bz, Kp et Dst, de comprendre la dynamique du vent solaire et les mécanismes de reconnexion magnétique. La météo de l’espace ne s’improvise pas : elle se mesure, se modélise et s’interprète avec rigueur.
⚠️ À noter : la météorologie de l’espace et la météorologie terrestre ne partagent que le nom. Les phénomènes, méthodes et outils sont totalement différents. Si elles étaient comparables… Météo-France diffuserait déjà des bulletins solaires entre deux dépressions. 😉
À ne pas confondre : météorologie de l’espace et météorologie spatiale. Cette dernière est un service de Météo-France dédié à la valorisation des mesures des satellites d’observation de la Terre, au profit de la météorologie et de l’océanographie.
🌞 Comprendre les impacts du Soleil sur nos opérations terrestres et spatiales.
Le Soleil influence directement les satellites, les réseaux électriques, la navigation aérienne et maritime ? La météo de l’espace n’est pas qu’une notion abstraite : ses effets se mesurent concrètement à travers les données de satellites comme ACE et DSCOVR.
Chez ELIOS-SPACE, nous accompagnons les professionnels à comprendre ces phénomènes et à se préparer efficacement.
🌬️ Vent rapide des trous coronaux (CH)
– Vitesse du vent solaire : monte progressivement (500–800 km/s),
– Densité : faible,
– Champ magnétique : modéré, Bz stable,
– Impact opérationnel : augmentation du drag en orbite basse, scintillation GNSS aux pôles, anomalies mineures sur satellites.
🔄 CIR (Corotating Interaction Region)
– Compression du vent solaire : densité et champ magnétique augmentent,
– Vitesse : transition rapide du vent lent au vent rapide,
– Impact opérationnel : perturbations HF temporaires, GIC modérés sur réseaux électriques, anomalies satellites.
💥 CME (Coronal Mass Ejection)
– Impact direct : forts pics de vitesse, densité et champ magnétique, Bz négatif prolongé,
– Glancing blow : impact tangent, signatures plus faibles mais détectables,
– Impact opérationnel : blackouts radio HF, erreurs GNSS, surcharges satellites, risques accrus sur réseaux électriques.
🚨 Météo de l’espace : à quelle sauce nos technologies vont-elles être mangées ?
L’image solaire du 1er décembre révèle une activité qui ne cesse de s’intensifier :
🔸La région active AR 4299 (anciennement AR 4274) vient de produire un flare de classe X1.95, s’ajoutant à une série déjà impressionnante : X1.71, X1.21 et X5.1. Ce niveau d’activité place cette région parmi les plus énergétiques de ce cycle solaire.
🔸Trou coronal CH4 :
Toujours présent, déjà à sa 4ᵉ récurrence, il est responsable d’un flux important de vent solaire rapide. Résultat : des perturbations géomagnétiques répétées, avec des indices Kp 5 (G1) et Kp 6 (G2), susceptibles d’affecter les infrastructures sensibles.
🔸Nouveaux venus AR 4294 et AR 4296 :
Leurs classifications optique (McIntosh–Zurich) et magnétique (Mont Wilson) les placent dans une configuration à haut potentiel de production de flares majeurs, comparable à l’AR 4299. Ces régions devront être surveillées de très près dans les jours à venir.
🔸Filament 1 : instable et géoefficace
Une partie de ce filament a déjà généré une CME deux jours avant le flare X1.95. Au vu de sa position actuelle, une nouvelle rupture pourrait envoyer une éjection de masse coronale directement en direction de la Terre.
⚠️ Impacts opérationnels probables :
🔸 Télécommunications :
– Scintillation GNSS (L1/L2/L5),
– Blackouts HF,
– Perturbations VHF aviation.
🔸 Satellites :
– Charging & Single Event Upsets,
– Augmentation du drag sur orbite basse,
– Anomalies ADCS et capteurs.
🔸 Aéronautique :
– Augmentation des doses sur routes polaires,
– Dégradation ADS-B / HF long-range.
🔸 Réseaux terrestres :
– Courants induits dans les transformateurs,
– Risques de protections intempestives.
Nous entrons dans une période où les opérateurs, les décideurs, mais aussi le grand public doivent comprendre les risques spatiaux pour mieux anticiper leurs effets.
Analyse scientifique et technique de l’événement solaire majeur des 19–20 janvier 2026 (publication du 22 janvier 2026)
Résumé
L’événement solaire des 19–20 janvier 2026 constitue l’une des tempêtes géomagnétiques les plus significatives du cycle solaire 25. Il résulte d’une éruption solaire de classe X1.9 associée à une éjection de masse coronale (CME) extrêmement rapide, ayant atteint la Terre en environ 25 heures. Malgré une orientation ultérieurement très nord du champ magnétique interplanétaire (IMF Bz), l’événement a généré un orage géomagnétique sévère de niveau G4, accompagné d’un orage de radiations solaires S4 et d’impacts opérationnels étendus. Cette étude analyse les mécanismes physiques sous-jacents et les conséquences systémiques observées.
1. Contexte général de l’événement
Le 18 janvier 2026 à 18:09 UTC, une éruption solaire de classe X1.9 a été produite par la région active NOAA AR4341, caractérisée par une configuration magnétique complexe de type bêta-gamma. Cette éruption a été accompagnée d’une CME exceptionnelle, détectée par les coronographes LASCO, se distinguant par une vitesse initiale modélisée supérieure à 1400 km/s et réévaluée a posteriori à environ 1700 km/s.
La CME a atteint la Terre le 19 janvier 2026 après un temps de transit d’environ 25 heures, soit près de deux fois plus rapide que la moyenne des CME géoefficaces. L’impact a déclenché un orage géomagnétique sévère de niveau G4 à partir de 19:38 UTC, confirmé par les centres de prévision opérationnels.
2. Conditions physiques observées
2.1. Éruption solaire (flare X1.9)
L’éruption X1.9 représente le niveau le plus élevé de l’échelle GOES pour cet événement. Elle est issue de la région active AR4341, identifiée par le SIDC comme l’une des plus actives du cycle 25. La complexité magnétique de cette région a favorisé une reconnexion violente, condition préalable à l’émission simultanée d’une CME rapide et d’un flux intense de particules énergétiques.
2.2. Orage de particules solaires (SEP – niveau S4)
Le 19 janvier 2026, un orage de radiations solaires de niveau S4 a été observé, avec des flux de protons énergétiques (>10 MeV) franchissant largement les seuils d’alerte. Un tel niveau correspond à l’un des événements SEP les plus intenses enregistrés par les satellites GOES.
Ces particules ont induit :
une augmentation significative du risque radiatif pour les astronautes,
des perturbations et dégradations des composants électroniques embarqués à bord des satellites,
une ionisation profonde de la haute atmosphère, notamment dans les régions polaires.
2.3. Éjection de masse coronale (CME)
La CME associée à l’événement se distingue par :
une vitesse exceptionnelle (~1700 km/s),
une propagation quasi frontale vers la Terre,
une structure interne cohérente de type flux rope.
Cette combinaison explique à la fois la violence initiale de l’impact et la transition rapide vers un régime IMF moins géoefficace après le passage du choc.
2.4. Paramètres du vent solaire et de l’IMF
Les mesures in situ indiquent :
une vitesse du vent solaire atteignant localement ~740 km/s après l’impact,
un champ magnétique interplanétaire total Bt ≈ 9 nT hors phase de choc,
un Bz oscillant avec un minimum modéré autour de −6 nT en régime post-choc.
Cependant, au moment précis de l’arrivée du choc CME le 19 janvier, le Bz a brièvement basculé fortement vers le sud, condition essentielle au déclenchement de l’orage géomagnétique sévère.
2.5. Flux de protons et d’électrons
Les observations montrent :
des électrons >2 MeV dépassant le seuil d’alerte dès le 17 janvier et restant à des niveaux élevés jusqu’au 20 janvier,
des protons énergétiques maintenant des niveaux supérieurs aux seuils d’alerte, avec un pic S4 le 19 janvier.
3. Absorption polaire (Polar Cap Absorption – PCA)
Le flux intense de protons SEP a pénétré la calotte polaire, provoquant une ionisation accrue de la couche D de l’ionosphère. Ce phénomène de PCA a entraîné :
une absorption quasi totale des signaux HF,
des blackouts radio complets dans les régions polaires,
des perturbations significatives des systèmes GNSS.
Les conditions du 19 janvier 2026 correspondent à un cas d’école de PCA majeur associé à un événement S4.
4. Origine du Bz fortement négatif avant l’entrée complète de la CME
Lors de l’arrivée du choc CME le 19 janvier, le champ IMF Bz a brièvement atteint des valeurs fortement négatives (jusqu’à −20 à −58 nT selon les mesures locales). Ce comportement est typique de la région de sheath précédant la CME.
4.1. Compression magnétique
La compression brutale du plasma et du champ magnétique dans la région d’avant-choc réoriente les lignes de champ vers une configuration sud, indépendamment de l’orientation interne de la CME.
4.2. Turbulence extrême du sheath
Le sheath est caractérisé par des fluctuations rapides et chaotiques du champ magnétique, capables de produire des excursions Bz très négatives sur des échelles de temps courtes, suffisantes pour déclencher un couplage magnétosphérique intense.
5. Transition vers un Bz fortement positif dans le corps de la CME
Après le passage du sheath, la Terre est entrée dans le corps principal de la CME, où le champ magnétique est devenu fortement nord (Bz compris entre +34 et +79 nT). Cette orientation correspond à une CME de type flux rope nord, dont la structure interne est stable et peu turbulente.
Cette configuration a considérablement réduit le couplage avec la magnétosphère terrestre, expliquant l’atténuation rapide de l’orage géomagnétique après la phase initiale.
6. Observation d’aurores malgré un Bz positif
Des aurores ont été observées sur une grande partie de l’Europe, y compris à des latitudes inhabituellement basses.
Ce paradoxe apparent s’explique par :
l’injection massive d’énergie dans la magnétosphère lors du bref épisode de Bz sud,
la libération différée de cette énergie sous forme de sous-orages auroraux,
la persistance d’arcs auroraux et d’expansions aurorales même sous IMF nord.
7. Impacts opérationnels
7.1. Communications radio (HF, VHF, UHF)
HF : pertes de communication étendues, aggravées par le PCA en régions polaires.
VHF/UHF : scintillations ionosphériques, absorption accrue et instabilité des liaisons.
7.2. Systèmes radar
Perturbations ionosphériques responsables de faux échos, de variations de réfraction et d’un affaiblissement global du signal, particulièrement marquées dans les zones aurorales élargies.
7.3. GNSS
pertes de verrouillage,
erreurs de positionnement significatives,
scintillations sévères dans les régions aurorales, critiques pour l’aviation et la navigation maritime.
7.4. Réseaux électriques
Risque accru de courants induits géomagnétiques (GIC), échauffement des transformateurs et surtensions locales, nécessitant l’activation de mesures de mitigation par les opérateurs.
7.5. Aviation civile
exposition radiative accrue pour les vols polaires,
blackouts HF,
dégradations GNSS,
reroutages potentiels.
7.6. Astronautes et missions spatiales
Menace significative pour les astronautes en orbite, les activités extravéhiculaires et les futures missions habitées de type Artemis.
7.7. Faune migratrice
Les variations rapides du champ magnétique terrestre ont probablement perturbé temporairement les mécanismes de magnétoréception de nombreuses espèces migratrices.
7.8. Géophysique et géologie
Perturbations des mesures magnétotelluriques, géoélectriques et telluriques, classiquement associées aux conditions G4.
Conclusion
Les événements des 19–20 janvier 2026 constituent un cas d’étude majeur en météorologie de l’espace :
CME extrêmement rapide et énergique,
phase initiale dominée par un Bz fortement sud dans le sheath,
transition vers un Bz très nord dans le corps de la CME,
aurores persistantes malgré une IMF globalement défavorable,
impacts opérationnels transverses affectant l’espace, l’atmosphère et les infrastructures terrestres.
Cet événement illustre de manière exemplaire la nécessité d’une approche intégrée scientifique, technique et opérationnelle de la météo de l’espace, en particulier dans un contexte de dépendance croissante aux systèmes spatiaux et électrotechniques.