Par définition, les dates des équinoxes et des solstices, et donc les débuts des saisons astronomiques, sont les instants pour lesquels la longitude géocentrique apparente du Soleil (incluant les effets de l’aberration et du mouvement du pôle) est un multiple entier de 90°.

À partir du solstice d’hiver, les jours recommencent à croître, mais pas de manière symétrique le matin et le soir.

Le terme solstice vient du latin solstitium (de sol« soleil » et sistere « s’arrêter, retenir »), car l’azimut du Soleil à son lever et à son coucher semble rester stationnaire pendant quelques jours à ces périodes de l’année, avant de se rapprocher à nouveau de l’est au lever et de l’ouest au coucher.

Ce jour, dans l’hémisphère nord, en dehors de la zone intertropicale, la culmination du Soleil à son passage au méridien est maximale. Inversement, dans l’hémisphère sud, en dehors de la zone intertropicale, la culmination du Soleil à son passage au méridien est minimale.

Dans la zone intertropicale, les jours de culminations extrêmes du Soleil ne correspondent pas aux solstices. Le Soleil passe au zénith lorsque sa déclinaison est égale à la latitude du lieu. Ainsi, sur l’équateur, le Soleil passe au zénith lorsque sa latitude est nulle, c’est-à-dire les jours d’équinoxe. Le jour du solstice d’été, le centre du Soleil passe au méridien au plus près du zénith pour les lieux qui se trouvent sur le tropique du Cancer, la déclinaison du Soleil est maximale et est égale à la latitude du tropique du Cancer. En fait, n’étant pas ponctuel, le Soleil recouvre le zénith à son passage au méridien durant plusieurs jours (du 13 juin au 29 juin environ pour un lieu de latitude 23° 26′).

Notre calendrier (le calendrier grégorien) est construit de manière à rester proche d’une date fixe pour le début des saisons. La date du solstice d’été en 2024 est le jeudi 20 juin à 20 h 51 min 01,1 s UTC et à 22 h 51 min 01,1 s en Temps légal français (UTC + 2 h)

Dans le calendrier grégorien créé en 1582, le solstice d’été peut survenir le 19, 20, 21 ou 22 juin. Il est survenu un 20 juin en 1896 et est tombé de nouveau à cette date en 2008. Il est survenu un 22 juin en 1975 et tombera de nouveau à cette date en 2203, 2207, 2211 et 2215 puis en 2302. Le solstice d’été tombera un 19 juin en 2488 et ce sera la première fois depuis la création du calendrier grégorien.

En UTC, au XX^e siècle, les solstice d’été sont tombés exclusivement le 21 juin (64) et le 22 juin (36), alors qu’au XXI^e siècle, le solstice d’été tombera exclusivement le 20 juin (47) et le 21 juin (53).

Outre sa rareté, ce phénomène de passage est l’occasion de rappeler des éléments fondamentaux de notre connaissance de l’Univers, en particulier, comment mesure-t-on l’Univers ? Cette mesure n’est pas simple puisqu’il est impossible d’aller vers les corps célestes et d’en mesurer in situ leur distance à la Terre. Toutes les étoiles et les planètes présentes sur la voûte céleste nous apparaissent comme étant toutes à la même distance de nous. Un raisonnement complexe et des observations très spécifiques vont être nécessaires pour estimer ces distances. L’observation du passage de Vénus a été l’observation la plus célèbre permettant de mesurer la distance de la Terre au Soleil, distance qui se trouve être la clé et l’unité de mesure de toutes les autres distances des corps célestes. Le moment est donc propice pour se remémorer cette aventure humaine de mesure de notre Univers.

Cet extrait tiré du site web dédié réalisé à l’époque souligne l’importance du phénomène. Nous vous proposons donc d’y revenir, de vous y perdre. Vous saurez ainsi ce « que nous suggère le passage de Vénus », « comment observe-t-on et qu’est ce qu’on observe », ainsi que de nombreuses images des passages de Vénus en 2004 et 2012.

Pour compléter la réponse à la question « qu’est-ce qu’un passage de Vénus ? », nous vous proposons un module pédagogique qui revient régulièrement, car il offre une explication claire et synthétique des phénomènes d’occultations, d’éclipses et de passages abordés par la mécanique céleste.

Au-delà d’un spectacle poétique, les aurores sont la partie visible d’une chaîne de processus physiques fascinants, qui se déploient ailleurs dans le Système solaire et au-delà, dont la compréhension mobilise une large communauté de chercheurs, mais qui fait aussi souvent l’objet de simplifications réductrices et de confusions, notamment dans la presse.

De la lumière dans la haute atmosphère

Les aurores polaires, boréales au nord et australes au sud, sont des émissions lumineuses qui se produisent dans la haute atmosphère entre 80 km et plusieurs centaines de kilomètres d’altitude au voisinage des pôles magnétiques, auxquels renvoie l’adjectif « polaire ». Vues depuis l’espace, elles se concentrent le long de deux ovales de haute latitude connectés magnétiquement, dont la position moyenne est située entre 60° et 70°. Les aurores sont produites par l’afflux vers la Terre de particules énergétiques chargées électriquement, autrement dit des électrons et des ions, qui peuplent la cavité magnétique qui l’entoure et que l’on nomme la magnétosphère.

Quand ces particules chutent dans l’atmosphère – plus elles ont d’énergie, plus elles pénètrent bas – elles transfèrent une partie de leur énergie cinétique aux atomes et aux molécules locales qui la réémettent sous forme de lumière. Les couleurs observées dans le domaine visible et leur altitude sont ainsi caractéristiques de la composition chimique de notre atmosphère : les émissions vertes et rouges sont produites par l’oxygène atomique à basse et haute altitude, les émissions rouges et bleu/violet par l’azote moléculaire neutre ou ionisé plutôt à basse altitude (table 1).

Table 1 – Principales raies et bandes des aurores visibles. Tiré de F. Mottez, Aurores polaires, la Terre sous le vent du Soleil, Belin, 2017.

Long. d’onde (nm)	Rapport brillance/ vert à 557 nm	Origine	Altitudes z (km)	Hauteur aurore dans cette couleur (km)	Couleur	Durée de vie des niveaux métastables (s)
600-700	0 à 100 (nul si aurore peu brillante à 557,7 nm)	Azote moléculaire neutre et ionisé (N2 et N2+)	80 < z < 120	30 à 50	rouge	émission instantanée
636,3	3-200	Oxygène atomique (O)	300 < z < 1000	250-350	rouge	110
630	10-600 (typiquement 50 quand on voit le rouge)	Oxygène atomique (O)	300 < z < 1000	250-350	rouge	110
599,3	15	Azote moléculaire			jaune
586,7	13	Azote moléculaire			jaune
557,7	100 (sert d’étalon pour le reste)	Oxygène atomique (O)	100 < z < 300	95	vert	0,7
470,8	8	Azote moléculaire			bleu/violet
427,8	24	Azote moléculaire ionisé (N2+)			bleu/violet
391,5	47,4	Azote moléculaire ionisé (N2+)			bleu/violet

Un traceur de l’interaction Soleil-Terre

Intéressons-nous maintenant à l’origine des particules qui produisent les aurores, qui n’a été comprise qu’après l’avènement de l’ère spatiale. On peut souvent lire que les aurores sont produites directement par les particules du vent solaire, ce n’est pas exact (voir cette compilation d’idées fausses sur les aurores de F. Mottez). Elles proviennent, on l’a dit, de la magnétosphère. Cette cavité est produite par l’interaction entre le champ magnétique terrestre et le vent solaire, ce flot magnétisé de particules chargées qui irrigue en permanent le Système solaire. Comme illustré sur la figure 1, elle est compressée côté jour, où elle s’étend à plus de 10 rayons terrestres, et allongée côté nuit. La magnétosphère est alimentée en particules chargées par deux réservoirs : la plus modeste est la haute atmosphère ionisée terrestre (l’ionosphère), la plus importante est le vent solaire dans une circonstance particulière que l’on verra plus bas. Lors de leur circulation dans la magnétosphère, ces particules peuvent facilement acquérir suffisamment d’énergie pour atteindre l’atmosphère. Des aurores sont donc produites quasiment en permanence, mais leur faible intensité ou leur grande altitude les rendent généralement peu aisées à observer depuis le sol. Néanmoins, l’activité aurorale s’intensifie périodiquement avec des arcs brillants et intenses lors d’épisodes qu’on appelle des « sous-orages » et dont le déclenchement dépend d’un ingrédient principal : l’orientation du champ magnétique solaire au niveau de la Terre.

La magnétosphère terrestre est étanche au vent solaire, sauf lorsque son champ magnétique est orienté vers le sud. Lorsque cela se produit, une connexion magnétique s’établit et permet aux particules du vent solaire de pénétrer dans la magnétosphère. Ces particules sont transportées au-dessus des pôles et s’accumulent à l’équateur du côté nuit de la magnétosphère, d’où elles sont accélérées par bouffées vers la Terre, produisant des aurores intenses du côté nuit qui s’étendent en latitude. Ce cycle de sous-orages décrit en quelques lignes est un phénomène physique complexe étudié par les chercheurs depuis plus d’un demi-siècle et dont la compréhension a été l’objectif de nombreuses sondes spatiales, dont les flottilles de sondes Themis et MMS sont les dernières en date. La figure 2 montre un exemple d’aurores lors du développement d’un sous-orage.

Le vent solaire peut également, mais beaucoup plus occasionnellement, produire des aurores particulièrement intenses encore lorsqu’il compresse violemment la magnétosphère terrestre, on parle alors d’orage géomagnétique, qui induit des sous-orages et des aurores intenses descendant aux basses latitudes. C’est ce qui s’est passé lors de la journée du 10 mai, lors de laquelle la morphologie des aurores dans l’animation de la figure 3 a été photographiée par des sondes spatiales, et sur laquelle on voit bien des aurores brillantes descendre en deçà de 50° de latitude.

Deux jours auparavant, le Soleil avait émis une série de six éjections de masse coronale, des bulles de plasma denses et rapides qui ont fusionné pour atteindre la Terre à la mi-journée du 10 mai et provoquer un orage géomagnétique majeur (de classe G5), le plus intense depuis 2003.

Heureux qui comme Ulysse

Ces orages auroraux sont donc directement liés à l’activité solaire et les deux prochaines années, correspondant au prochain pic d’activité solaire, devraient fournir leur lot d’éruptions solaires majeures : autant d’occasions d’observer dans le ciel les manifestations de l’interaction du champ magnétique de notre planète avec le vent de plasma de notre étoile. Les amateurs peuvent suivre l’activité solaire et aurorale en temps réel à l’aide de sites internet dédiés, tels que https://www.spaceweatherlive.com .

Mentionnons également que les émissions aurorales s’observent dans d’autres domaines de longueur d’onde (radio à X) sur Terre et plus généralement sur les planètes et étoiles magnétisées, dont elles permettent d’étudier la magnétosphère. Elles ont été analysées en détail sur les planètes géantes comme Saturne, Jupiter ou Uranus avec des sondes polaires telles que Cassini/Juno ou le télescope spatial Hubble, ou pour des étoiles lointaines avec de grands radiotélescopes au sol. Leur étude est un axe de recherche important à l’Observatoire de Paris.

Un risque pour l’industrie

Une conséquence plus concrète des compressions de la magnétosphère sondées par exemple par l’observation des aurores est l’impact que l’activité solaire peut avoir pour les activités humaines. L’observation et la prédiction de l’activité solaire à la Terre a ainsi donné naissance à une discipline nommée météorologie de l’espace, définie ainsi par l’Agence spatiale européenne : « La météorologie de l’espace étudie les conditions environnementales dans la thermosphère, l’ionosphère, la magnétosphère terrestres causées par le Soleil et le vent solaire et qui peuvent affecter le fonctionnement et la fiabilité de systèmes ou services au sol ou dans l’espace, ou mettre en danger les biens ou la santé de l’homme. » Différents acteurs de la recherche française sont impliqués sur ces aspects, qui dépassent le cadre de cet article, comme l’axe Environnement Spatial de la Terre - Recherche et Surveillance (Esters) de l’Observatoire de Paris ou l’organisation française pour la recherche applicative en météorologie de l’espace.