Rayonnement d’ondes électromagnétiques par des sources radio solaires générées par des faisceaux d’électrons

03 Mar. 2026

Lors des sursauts radio solaires de type III, des ondes électromagnétiques sont émises à la fréquence plasma ωₚ et ses harmoniques par une turbulence d’ondes électrostatiques générée par des faisceaux d’électrons éjectés du Soleil dans les plasmas du vent et de la couronne solaires. Ces émissions, détectées depuis des décennies par des satellites et des radiotélescopes, sont découplées par le champ magnétique du plasma en trois modes — X, O et Z — présentant des propriétés distinctes de dispersion, de polarisation et de rayonnement.
En utilisant trois approches indépendantes et convergentes — des simulations « particle-in-cell », un modèle théorique d’ondes dans un plasma turbulent et des calculs analytiques effectués dans le cadre de la théorie de la turbulence faible — il est démontré qu’une faible fraction (≲ 10 %) seulement de l’énergie électromagnétique rayonnée à ωₚ s’échappe des sources radio générées par les faisceaux d’électrons, principalement sous forme d’ondes de mode O et, suivant les conditions du plasma (notamment la magnétisation et les caractéristiques de la turbulence de densité), sous forme d’ondes de mode X.
Un rayonnement substantiel en ondes de mode X ne peut être émis que par des sources radio très faiblement magnétisées, que l’on trouve généralement au voisinage de l’orbite terrestre. La majeure partie de l’énergie est rayonnée en mode Z et ne peut donc être observée qu’à l’intérieur ou à proximité des sources radio. Ainsi, seules des informations très partielles sur les mécanismes de génération des émissions électromagnétiques au sein des sources radio turbulentes sont accessibles à grande distance.
Les taux de rayonnement des modes électromagnétiques sont calculés en fonction des paramètres des sources radio (température, magnétisation, spectres de turbulence des ondes et de la densité du plasma).

Figure 1 : Représentation schématique d’une éruption solaire (en jaune), au cours de laquelle un faisceau d’électrons énergétiques (en violet) est éjecté dans le vent solaire (en jaune pâle). Le faisceau se propage le long des lignes de champ magnétique ouvertes (en rouge), dans un plasma aléatoirement inhomogène (turbulence de densité). Il génère une turbulence d’ondes qui, à son tour, rayonne des ondes électromagnétiques (EM). Les ondes EM en mode Z restent confinées dans la source radio, tandis que les ondes en modes O et X s’en échappent, selon la distance de la source au Soleil. Dans la couronne, seules les ondes en mode O sont rayonnées.

Ce travail, basé sur des approches générales nécessitant peu d’hypothèses, permet d’étudier les propriétés des émissions radio dans des conditions solaires réalistes. Il offre ainsi une base solide pour le développement d’outils théoriques visant à sonder les variations spatiales et temporelles des systèmes faisceau-plasma dans le vent solaire.
Les résultats obtenus ont été récemment confirmés par les observations de la sonde Parker Solar Probe (PSP) à une distance de 13 rayons solaires lors d’une tempête de sursauts radio de type III (Pulupa et al., ApJL 987:L34, 2025). Le sens et le degré de polarisation circulaire des ondes électromagnétiques observées sont cohérents avec des émissions en mode O à la fréquence ωₚ. Des émissions fondamentales hautement polarisées dans ce mode ont égale-ment été observées par PSP à 17 rayons solaires (Jebaraj et al., ApJL, 955:L20, 2023).
Pour plus de détails, voir : C. Krafft, A. Volokitin, F.J. Polanco-Rodriguez, & P. Savoini, Nature Astronomy, 9, 1292-1299, 2025.
Tous les auteurs sont affiliés au laboratoire LPP. Catherine Krafft et Philippe Savoini sont pro-fesseurs à l’Université Paris-Saclay et à Sorbonne Université, respectivement. Francisco Ja-vier Polanco-Rodriguez est doctorant, avec une soutenance prévue en septembre 2026. Alexander Volokitin, collaborateur de longue date originaire de Russie, visite le laboratoire LPP deux fois par an.
L’article a été vulgarisé par Science Magazine à l’adresse suivante : https://scienmag.com/radiation-efficiency-in-beam-driven-solar-radio-waves/
Pour plus de détails, voir : C. Krafft, A. Volokitin, F.J. Polanco-Rodriguez, & P. Savoini, Nature Astronomy, 9, 1292-1299, 2025.
Tous les auteurs sont affiliés au laboratoire LPP. Catherine Krafft et Philippe Savoini sont pro-fesseurs à l’Université Paris-Saclay et à Sorbonne Université, respectivement. Francisco Ja-vier Polanco-Rodriguez est doctorant, avec une soutenance prévue en septembre 2026. Alexander Volokitin, collaborateur de longue date originaire de Russie, visite le laboratoire LPP deux fois par an.
L’article a été vulgarisé par Science Magazine à l’adresse suivante : https://scienmag.com/radiation-efficiency-in-beam-driven-solar-radio-waves/

Figure 2 : (a-b) Dispersion des énergies spectrales électriques (a) et magnétiques (b) (fréquence normalisée en fonction du module du vecteur d'onde normalisé). Les courbes théoriques, calculées à partir de la théorie magnéto-ionique, sont représentées par des lignes noires et blanches ; les modes électromagnétiques sont indiqués par O, X et Z. (c-d) Variations de l’énergie électromagnétique rayonnée dans chaque mode en fonction du temps normalisé, pour différentes valeurs du rapport de magnétisation ω_c/ω_p (voir la légende en (e)).