Le milieu interplanétaire est  l'ensemble de l'espace situé entre les corps du Système solaire, principalement entre le Soleil et les planètes. Longtemps perçu comme un vide absolu, cet environnement constitue en réalité un milieu physique extrêmement complexe, dynamique et structuré par des flux de particules chargées, des champs électromagnétiques, des rayonnements et des populations de poussières interplanétaires (Le Nuage zodiacal). 

Physique et chimie du milieu interplanétaire. - Le milieu interplanétaire est un espace très ténu, caractérisé par une densité extrêmement faible, de l'ordre de 5 à 10 particules par centimètre cube près de la Terre, principalement sous forme de plasma (ions et électrons). Sa température varie entre 100 000 et 1 000 000 de kelvins, bien que la température des particules neutres soit bien plus basse, autour de 10 000 K. La pression y est très faible, de l'ordre de 10^-14 à 10^-12 pascal. Le milieu est traversé par le vent solaire, un flux supersonique de plasma (principalement des protons et des électrons) émis par le Soleil à des vitesses de 300 à 800 km/s, transportant avec lui le champ magnétique solaire qui forme une spirale en raison de la rotation du Soleil.

La composition chimique du milieu interplanétaire est dominée par l'hydrogène (environ 90 % en nombre d'atomes), suivi de l'hélium (environ 10 %). On y trouve aussi des traces d'éléments plus lourds comme l'oxygène, le carbone, l'azote, le néon, le magnésium, le silicium et le fer, souvent sous forme ionisée (O⁺, C⁺, etc.). Ces éléments proviennent principalement du vent solaire et de l'évaporation de comètes ou de la fragmentation d'astéroïdes. Les poussières interplanétaires, composées de silicates, de carbone amorphe et parfois de glaces, représentent une fraction massique non négligeable, bien que leur densité soit très faible (environ 1 grain par km³ près de la Terre).

Le milieu interplanétaire est également baigné par divers rayonnements électromagnétiques (lumière visible, UV, rayons X, ondes radio) et par des particules énergétiques comme les rayons cosmiques, principalement des protons et des noyaux d'hélium, accélérés par des phénomènes violents dans le Soleil ou au-delà. Enfin, les neutrinos solaires, produits par les réactions nucléaires au coeur du Soleil, traversent ce milieu presque sans interaction.

La structure globale du milieu interplanétaire est limitée par l'héliosphère, c'est-à-dire la cavité formée par l'expansion du vent solaire dans le milieu interstellaire local. À grande distance du Soleil, le vent solaire finit par rencontrer la pression du plasma interstellaire. Cette interaction conduit à la formation de structures telles que le choc terminal, l'héliogaine et, selon les modèles et les conditions locales, une frontière externe associée à l'héliopause. 

L'étude du milieu interplanétaire repose sur une combinaison d'observations in situ et de mesures à distance. Les sondes spatiales permettent de déterminer directement la densité, la vitesse, la température et la composition du plasma, ainsi que l'intensité et l'orientation du champ magnétique. Les instruments de détection des particules énergétiques fournissent des informations sur les processus d'accélération et de transport. Les observations à distance du Soleil et de l'héliosphère permettent quant à elles de suivre l'évolution des structures solaires et leur propagation. La comparaison entre modèles numériques et données expérimentales est indispensable pour caractériser les processus multi-échelles qui dominent le milieu interplanétaire.

Le vent solaire.
Le constituant dominant du milieu interplanétaire est le vent solaire, c'est-à-dire un écoulement de plasma continuellement éjecté par la haute atmosphère solaire. Sa composition est principalement protonique et électronique, avec une contribution non négligeable de particules alpha et d'ions lourds fortement ionisés. Le vent solaire trouve son origine dans la couronne solaire, dont la température cinétique, de l'ordre de plusieurs millions de kelvins, ne suffit cependant pas à expliquer à elle seule la dynamique observée. La compréhension de l'accélération coronale constitue encore un problème majeur de la physique solaire. Les mécanismes proposés impliquent notamment le chauffage turbulent, les ondes d'Alfvén, la reconnexion magnétique et la dissipation de fluctuations magnétohydrodynamiques dans les régions coronales ouvertes.

Dans l'approximation d'un écoulement stationnaire et radial (La mécanique des fluides), le vent solaire se propage à partir du Soleil en conservant approximativement le flux de masse à travers des surfaces sphériques. Sa densité décroît donc globalement comme l'inverse du carré de la distance héliocentrique. Toutefois, cette description idéale est rapidement perturbée par la structure magnétique et par les interactions entre les différents régimes d'écoulement. Le vent solaire rapide est principalement associé aux lignes de champ ouvertes des trous coronaux, tandis que le vent lent présente une origine plus complexe, fréquemment liée aux régions de séparation entre configurations magnétiques ouvertes et fermées. La distinction entre ces deux composantes ne repose pas uniquement sur la vitesse, mais également sur leurs propriétés thermodynamiques, leur composition ionique et leur degré de structuration magnétique.

Sur le plan théorique, le vent solaire est généralement décrit comme un plasma quasi neutre et faiblement collisionnel. La quasi-neutralité implique que, sur des échelles spatiales supérieures à la longueur de Debye, la densité électronique compense approximativement la densité ionique. La longueur de Debye constitue ainsi une échelle fondamentale en dessous de laquelle les effets électrostatiques deviennent prépondérants. À des distances interplanétaires, les collisions coulombiennes sont relativement rares et ne permettent pas d'imposer un équilibre thermodynamique local au sens classique. Le milieu interplanétaire est donc un plasma cinétique, dont la fonction de distribution des particules peut s'écarter fortement d'une distribution maxwellienne. Cette non-maxwellianité est particulièrement importante pour les électrons, qui peuvent présenter des composantes de type halo ou strahl, ainsi que pour les ions, dont les températures parallèles et perpendiculaires au champ magnétique peuvent différer significativement.

Le champ magnétique interplanétaire.
Le champ magnétique interplanétaire est la seconde composante fondamentale de cet environnement. Il est transporté par le plasma solaire dans le cadre de l'approximation du gel des lignes de champ, qui découle de la forte conductivité électrique effective du plasma à grande échelle. La rotation différentielle et la rotation globale du Soleil imposent une géométrie spiralée au champ magnétique interplanétaire. Cette configuration, connue sous le nom de spirale de Parker, résulte de la combinaison de l'expansion radiale du vent solaire et de la rotation du Soleil. La composante radiale du champ décroît approximativement comme r^-2, tandis que la composante azimutale décroît plus lentement à grande distance. La géométrie du champ tend ainsi à devenir progressivement plus tangentielle à mesure que l'on s'éloigne du Soleil.

Le champ magnétique interplanétaire n'est cependant pas un champ régulier et stationnaire. Il est caractérisé par des fluctuations sur une large gamme d'échelles spatiales et temporelles. Ces fluctuations sont l'expression d'une turbulence magnétisée particulièrement complexe. Les mesures in situ montrent l'existence d'un spectre de puissance présentant des régimes inertiels associés au transfert non linéaire d'énergie entre différentes échelles. Dans les plasmas du vent solaire, les fluctuations d'Alfvén jouent un rôle majeur dans la dynamique turbulente. Elles correspondent à des perturbations couplées du champ magnétique et de la vitesse du plasma se propageant le long des lignes de champ. À plus petites échelles, les effets cinétiques deviennent importants et les mécanismes de dissipation de l'énergie turbulente ne peuvent plus être décrits par la seule magnétohydrodynamique idéale.

La turbulence interplanétaire constitue un problème central de la physique des plasmas. En effet, l'absence de collisions fréquentes signifie que la dissipation de l'énergie turbulente ne peut être assimilée à une simple viscosité hydrodynamique. Les fluctuations se propagent et interagissent par l'intermédiaire de modes collectifs, tandis que les effets de dispersion, de résonance cyclotronique et de Landau peuvent intervenir aux échelles cinétiques. La cascade turbulente conduit alors à un transfert d'énergie vers les petites échelles, où celle-ci peut être convertie en énergie thermique ou participer à l'accélération non thermique des particules. L'étude de ces processus est essentielle pour comprendre l'évolution du plasma solaire au cours de son expansion.

Les éjections coronales.
L'activité solaire modifie profondément les conditions du milieu interplanétaire. Les éruptions solaires correspondent à des libérations brutales d'énergie magnétique dans l'atmosphère solaire, principalement par des processus de reconnexion magnétique. Elles produisent un rayonnement intense et peuvent accélérer des particules jusqu'à des énergies élevées. Les éjections de masse coronale constituent quant à elles des structures macroscopiques de plasma magnétisé expulsées depuis la couronne. Lorsqu'elles se propagent dans le milieu interplanétaire, elles forment des structures appelées ICME ( = Interplanetary Coronal Mass Ejections). Leur évolution est contrôlée par la pression dynamique du vent solaire, les forces magnétiques et les interactions avec les écoulements environnants.

Les ICME peuvent générer des ondes de choc lorsque leur vitesse excède la vitesse locale des perturbations magnétohydrodynamiques. La vitesse d'Alfvén, définie par le rapport entre le champ magnétique et la racine carrée de la densité massique du plasma, constitue l'une des échelles caractéristiques de cette propagation. Lorsque le nombre de Mach magnétique devient supérieur à l'unité, une onde de choc peut se former en amont de la structure. Ces chocs interplanétaires sont capables d'accélérer des particules par des mécanismes de type accélération diffusive au front de choc. Les particules peuvent alors subir des processus de diffusion répétée entre la région amont et la région aval, entraînant une augmentation progressive de leur énergie.

Les particules énergétiques solaires constituent une population particulièrement importante du milieu interplanétaire. Leur accélération peut être associée aux éruptions solaires ou aux chocs générés par les éjections de masse coronale. Leur transport est fortement anisotrope et dépend de la topologie du champ magnétique interplanétaire. Les particules se propagent préférentiellement le long des lignes de champ, tandis que la diffusion perpendiculaire résulte de fluctuations magnétiques et de processus de diffusion turbulente. La description de leur transport nécessite donc des modèles combinant convection par le vent solaire, diffusion parallèle et perpendiculaire, pertes d'énergie et éventuels mécanismes d'accélération.

Les rayons cosmiques.
À ces populations solaires s'ajoutent les rayons cosmiques galactiques, constitués principalement de protons et de noyaux atomiques relativistes d'origine extrasolaire. Le vent solaire et le champ magnétique interplanétaire modulent leur propagation dans l'héliosphère. Cette modulation dépend fortement de l'activité solaire et de la phase du cycle solaire. Les particules cosmiques peuvent subir des processus de diffusion et de convection dans le vent solaire, ce qui entraîne une variation de leur flux mesuré à proximité de la Terre. Le milieu interplanétaire constitue ainsi une région de transport et de modulation des rayons cosmiques, plutôt qu'un simple espace de propagation balistique.

Le nuage zodiacal.
Le milieu interplanétaire contient également une composante solide sous la forme de poussières interplanétaires (Le nuage zodiacal). Ces particules sont issues principalement de la fragmentation des astéroïdes, de l'activité cométaire et de processus collisionnels affectant les petits corps. Leur dynamique est gouvernée par la l'attraction gravitationnelle solaire, la pression de radiation et les forces électromagnétiques lorsque les grains acquièrent une charge électrique. Pour les particules de petite taille, la pression de radiation peut modifier sensiblement le rapport entre les forces radiative et gravitationnelle. Le paramètre β, correspondant au rapport entre ces deux forces, permet notamment de caractériser la dynamique orbitale des grains. Lorsque β devient suffisamment élevé, certaines particules peuvent être expulsées vers des trajectoires très différentes de celles des corps parents.

La poussière interplanétaire joue un rôle important dans l'observation et la compréhension du Système solaire interne. La lumière zodiacale résulte de la diffusion de la lumière solaire par cette population de grains. Sa distribution spatiale fournit des informations sur les sources et les mécanismes d'évolution de la poussière. Les collisions entre grains peuvent provoquer une fragmentation en cascade, tandis que l'effet Poynting-Robertson entraîne progressivement certaines particules vers le Soleil. Ces mécanismes contribuent à maintenir une population de poussières en renouvellement permanent. La poussière interplanétaire représente ainsi un système dynamique soumis à des processus gravitationnels, radiatifs et collisionnels simultanés.

Les magnétosphères.
Les interactions entre le vent solaire et les corps planétaires constituent un autre aspect fondamental du milieu interplanétaire. Dans le cas d'une planète magnétisée, le plasma solaire est dévié par le champ magnétique planétaire. La rencontre entre les deux plasmas conduit à la formation d'une magnétosphère, dont la taille dépend de l'équilibre entre la pression dynamique du vent solaire et la pression magnétique du champ planétaire. La magnétopause constitue la frontière principale de cette région, tandis que le choc d'étrave et la magnétogaine correspondent à la zone de transition entre le vent solaire non perturbé et le plasma magnétosphérique. Les processus de reconnexion magnétique peuvent permettre un transfert de flux magnétique et d'énergie à travers la magnétopause.

Dans le cas de la Terre, l'interaction entre le milieu interplanétaire et la magnétosphère est à l'origine de phénomènes de météorologie spatiale. Les variations du champ magnétique interplanétaire, en particulier de sa composante orientée vers le sud dans certaines configurations, peuvent favoriser la reconnexion avec le champ terrestre. L'énergie solaire est alors transférée à la magnétosphère et peut alimenter des courants et des processus de précipitation de particules. Les aurores polaires constituent l'une des manifestations visibles de ces interactions. Les perturbations géomagnétiques associées peuvent également affecter les satellites, les systèmes de navigation et les infrastructures technologiques dépendant de l'environnement spatial.

Les éjections des noyaux cométaires.
Les comètes offrent un exemple particulièrement remarquable d'interaction directe avec le milieu interplanétaire. L'échauffement solaire provoque la sublimation des glaces du noyau cométaire et l'expansion d'une atmosphère ténue appelée coma. Les molécules neutres libérées peuvent être ionisées par le rayonnement solaire ultraviolet ou par des processus de charge d'échange. Les ions ainsi produits sont incorporés dans le plasma solaire et soumis au champ magnétique interplanétaire. La queue ionique d'une comète constitue donc une structure de plasma directement contrôlée par le vent solaire. Les instabilités et les reconnexions magnétiques qui peuvent se produire dans cet environnement illustrent la complexité des interactions entre un plasma en expansion et une atmosphère d'origine cométaire.