photosphère - astronomie.

photosphère - astronomie. 1 PRÉSENTATION photosphère, région de la basse atmosphère d'une étoile d'où s'échappe l'essentiel de la lumière, la quasi-totalité du rayonnement optique, émis par l'étoile. La photosphère définit ainsi les dernières « surfaces « de l'étoile accessibles à l'observation. Les couches stellaires plus internes sont trop denses et opaques pour que le rayonnement électromagnétique puisse librement se propager vers l'extérieur et parvenir directement à l'observateur. Ce que nous percevons à l'oeil nu sous la forme d'un disque jaune et appelons Soleil n'est en fait et très précisément que la photosphère de l'étoile Soleil, observée en projection sur le fond du ciel et émettant un rayonnement de corps noir à une température de 5770 kelvins. L'étude du rayonnement des photosphères stellaires permet d'établir une classification stellaire, d'analyser la composition chimique des étoiles et de reconnaître un grand nombre de propriétés et de phénomènes physiques (conditions physiques, pulsations et magnétisme stellaires). 2 PROPRIÉTÉS DE LA PHOTOSPHÈRE SOLAIRE, ACTIVITÉ MAGNÉTIQUE Dans le Soleil, la photosphère est une région de quelque 500 km d'épaisseur. Elle est située au-dessus de la zone convective interne du Soleil et en-dessous de la chromosphère, région supérieure de l'atmosphère solaire, elle-même surmontée par la couronne, région ténue et très chaude se prolongeant continûment en vent solaire (particules chargées) baignant l'ensemble du système solaire. À la base de la photosphère, la température est de l'ordre de 6000 K. Elle décroît jusqu'à une température minimale de l'ordre de 4000 K (minimum de température photosphérique) ; elle augmente ensuite jusqu'à 10 000 K dans la chromosphère et atteint un million de degrés dans la couronne. 2.1 Réseau de granulation photosphérique La présence de la zone de convection sous-jacente à la photosphère s'illustre par un réseau de cellules convectives, dit réseau de granulation. Chaque granule a un diamètre moyen de 1 000 km et une durée de vie de 8 minutes. Ces granules brillants, observés dans le visible et l'ultraviolet, sont délimités par des frontières sombres. Ce réseau de granulation est inclus dans un réseau dit de supergranulation dessinant des cellules convectives de 30 000 km de taille moyenne et d'une durée de vie de l'ordre de la journée. Ce réseau est également observé dans la chromosphère. 2.2 Taches solaires, facules La photosphère solaire est le siège de manifestations magnétiques, parfois importantes en nombre et en durée. Ces dernières se traduisent en particulier par la présence de taches solaires, régions sombres maculant durant quelques semaines, voire plusieurs mois, la surface brillante de la photosphère. Les taches solaires sont souvent observées en association avec des zones brillantes, les facules. Les facules ont une dimension moyenne de 1 000 km et une température moyenne supérieure de 1 000 K à celle de la photosphère avoisinante. 2.3 Cycle magnétique L'apparition et le nombre des taches solaires ainsi que leur évolution à la surface du Soleil suit un cycle périodique de 11 ans, le cycle magnétique. Au terme d'environ 11 années, la polarité du champ magnétique solaire, dipolaire à grande échelle, s'inverse : le champ magnétique bascule sur lui-même d'un demi tour, le pôle magnétique Sud (champ magnétique entrant) situé par exemple dans l'hémisphère géographique Sud bascule dans l'hémisphère Nord. Le cycle, associé au retour d'une même configuration magnétique à grande échelle, a donc une durée de 22 ans. Il est nommé cycle de Hale, du nom de l'astronome américain Georges Ellery Hale (1868-1938), qui le premier a mis en évidence l'existence de ce cycle magnétique solaire. À l'instar du Soleil, de nombreuses étoiles manifestent ainsi leurs propriétés magnétiques. Par exemple, les étoiles Tauri, jeunes étoiles de moins de 10 millions d'années, possèdent des taches qui couvrent près de la moitié de leur photosphère. 2.4 Émergence du champ magnétique et processus dynamo Longtemps débattue et encore controversée dans les détails du mécanisme invoqué, l'origine du champ magnétique stellaire serait due à un phénomène de type dynamo. Un champ magnétique, initialement de faible intensité, est amplifié sous l'action de mouvements turbulents et convectifs de la matière située dans la zone de convection sub-photosphérique en rotation différentielle. L'émergence du champ magnétique dans la photosphère a pour effet d'inhiber la convection. La matière en surface n'étant plus brassée avec la matière des couches internes plus chaudes se refroidit jusqu'à des températures de l'ordre de 3 500 à 4 500 K, soit à une température inférieure d'environ 1 000 à 2 000 K à la température photosphérique avoisinante. Cela produit les taches solaires. Les manifestations magnétiques stellaires, regroupées sous le terme générique d'activité stellaire, ne se limitent pas à la basse atmosphère. Les lignes de champ magnétique émergeant dans la photosphère se développent dans les couches atmosphériques supérieures, notamment dans la chromosphère où elles engendrent des régions brillantes, les plages chromosphériques. Elles se prolongent dans la couronne par des arches gigantesques (protubérances, boucles X) donnant parfois lieu à des éruptions violentes de matière sous forme d'un intense vent solaire. Toutes les régions transitoires (taches, facules, plages, protubérances,...) d'une atmosphère stellaire caractéristiques d'une manifestation magnétique sont communément regroupées sous le terme générique de régions actives. 3 RÔLE ET IMPORTANCE DE LA PHOTOSPHÈRE La photosphère joue un rôle fondamental en astronomie stellaire puisque l'analyse de son émission permet de déterminer les principales propriétés physiques et chimiques de l'étoile, d'établir sa classification spectrale et son statut évolutif. 3.1 Température effective En effet, le rayonnement continu émis dans le domaine optique (de l'infrarouge proche à l'ultraviolet) par l'ultime surface visible de la photosphère est suffisamment proche de celui d'un corps noir pour qu'on puisse le caractériser par une seule température, nommée température effective ou encore température de surface. Cette donnée est essentielle, avec l'étude des raies présentes dans le spectre photosphérique, à sa classification stellaire et à l'attribution du type spectral propre à l'étoile (voir tableau). La température effective du Soleil (type spectral G2 V) est de 5 770 K. Un corps noir porté à cette température émet un rayonnement dont le maximum se situe à une longueur d'onde de l'ordre de 0,5 µm (1 µm = 10-6 m) ; cela explique la couleur plutôt jaune du Soleil. La luminosité L d'un corps noir est indépendante de sa composition chimique ; elle ne dépend que de la surface émettrice S et de la température d'équilibre Te, température effective pour une étoile. On a L = S ? Te4, où ? est la constante de Stefan et S = 4 p R2, où S et R sont respectivement la surface et le rayon de l'étoile au niveau de la photosphère. La température effective est utilisée comme paramètre fondamental dans différents contextes propres à l'étude des étoiles. Portée en abscisse dans le diagramme de Hertzsprung-Russel, comportant en ordonnée la luminosité stellaire, elle permet notamment d'établir le statut évolutif de l'étoile. 3.2 Composition chimique En outre, l'étude du rayonnement photosphérique en fonction de la longueur d'onde (spectre) révèle des zones moins intenses que d'autres. Ces zones de dépression (raies d'absorption) dans le spectre sont les signatures d'une absorption du rayonnement stellaire à des longueurs d'onde spécifiques propres à chaque élément chimique (atome, ion ou molécule) contenu dans la photosphère. Ainsi, l'analyse fine des raies d'absorption observées dans le spectre photosphérique, et leur comparaison avec les résultats spectroscopiques obtenus en laboratoire, permettent d'identifier la nature de l'élément absorbant, son abondance, et les conditions physiques dans lesquelles il se trouve. Le spectre photosphérique émis par le Soleil est nommé spectre de Fraunhofer en référence au physicien et astronome allemand Joseph von Fraunhofer (1787-1826) qui l'a étudié et répertorié en détail les différentes raies le composant. 3.3 Classification stellaire selon le spectre photosphérique L'étude photographique des spectres des photosphères stellaires fut lancée en 1885 par l'astronome américain Edward Charles Pickering à l'observatoire de Harvard, aux États-Unis, et menée à bien principalement par l'astronome américaine Annie J. Cannon. Cette recherche conduit à une importante découverte : les spectres stellaires peuvent être organisés en une séquence continue, sur la base de l'intensité relative de certaines raies d'absorption. Les variations observées à l'intérieur de la séquence fournissent des indications sur les âges des différentes étoiles et sur leurs stades de développement. Les divers stades, ou classes, de la séquence des spectres, désignés par les lettres O, B, A, F, G, K et M, sont notamment caractérisés par des variations de l'intensité des raies de l'hydrogène. De plus, les raies d'autres éléments s'intensifient à certaines périodes données au sein d'un même stade : des indices de 0 à 9 permettent ainsi d'indiquer différents degrés d'évolution pour chaque stade. Les types spectraux K et M sont qualifiés pour des raisons historiques de types tardifs alors que les types spectraux O, B et A sont qualifiés de types récents. 4 CORPS NOIR ET PHOTOSPHÈRE Un corps noir, proprement dit, est un système physique idéal, totalement isolé de l'extérieur (sans échange de matière ni d'énergie avec l'extérieur). Dans ces conditions, tous les équilibres microscopiques se réalisent, ce qui se traduit par un équilibre macroscopique du système, l'équilibre thermodynamique. Un tel système réalise un équilibre parfait entre la matière et le rayonnement ; il est alors caractérisé par un rayonnement intrinsèque dépendant uniquement de sa température. Le rayonnement de corps noir est décrit par la fonction de Planck dont l'expression mathématique fut obtenue, sur l'ensemble des longueurs d'onde, grâce à la théorie quantique fondée par le physicien allemand Max Planck (1858-1947). Une étoile n'est pas un système physique totalement isolé puisqu'elle rayonne une fraction de son énergie dans l'espace interstellaire. Cependant, elle possède une source d'énergie interne (réactions thermonucléaires) qui compense en permanence les pertes radiatives qu'elle subit, de telle sorte que la température, en un point du système, est maintenue constante. L'équilibre thermodynamique est dit local. Le couplage entre la matière et le rayonnement (les photons) est toujours très étroit dans les couches suffisamment denses d'une étoile. Cela se traduit par des absorptions répétées des photons par les constituants du milieu ; autrement dit les photons sont piégés au sein de la matière. Le milieu est dit « optiquement épais «. Si dans un système physique le libre parcours moyen des photons (la distance parcourue par les photons entre deux absorptions par les atomes du système), est petit devant la taille de la surface émettrice, le système est considéré comme optiquement épais ; il est alors caractérisé par un rayonnement de corps noir dépendant de la seule donnée de la température locale. La photosphère correspond aux régions de l'étoile qui d'optiquement épaisses deviennent optiquement minces, c'est-à-dire telles que le rayonnement devient libre de se propager vers l'extérieur sans absorption significative au cours de son trajet (le libre parcours moyen des photons est alors comparable ou supérieur au rayon de l'étoile). L'épaisseur optique, définie pour une unité de longueur et à une longueur d'onde donnée, est une grandeur physique sans dimension définissant l'opacité ou la transparence d'un milieu en fonction du coefficient d'absorption par unité de longueur. Lorsque l'épaisseur optique est de l'ordre de l'unité tout le rayonnement émis est absorbé et le milieu est optiquement épais. Lorsque l'épaisseur est inférieure à l'unité le milieu est optiquement mince. L'épaisseur optique de la photosphère varie de 1 (base de la photosphère) à 10-3. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.