Le Soleil est une étoile « ordinaire » parmi les quelques milliards d'étoiles de notre galaxie, elle-même banale parmi l'ensemble des galaxies de l'Univers. Cependant, sa proximité en fait pour nous un astre exceptionnel. Le Soleil est la source de la lumière qui nous éclaire et de l'énergie nécessaire à toute vie sur Terre. De plus, pour les astronomes, le Soleil est un véritable laboratoire de physique permettant de comprendre non seulement sa structure, mais également celle des autres étoiles. Le Soleil est une étoile de la Galaxie, de type G 2 V, de masse 1,989 . 1030 kg, de luminosité 3,85 . 1026 watts. Dans l'état actuel de son évolution, il se trouve sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (voir le dossier astres). Situé à une distance moyenne de la Terre de 150 millions de km, avec un rayon de 700 000 km, il apparaît dans le ciel sous un angle de 32'. Avec les télescopes placés dans les meilleurs sites, on peut distinguer deux points distants d'une demi-seconde d'arc, soit de 350 km sur le disque. Périodiquement, le Soleil manifeste son activité magnétique par la présence de taches sombres sur sa surface (les taches solaires), ou encore d'intenses éruptions visibles dans la raie Ha de l'hydrogène, et qui émettent des particules très énergétiques pouvant atteindre la Terre. Le Soleil tourne sur lui-même avec une période moyenne de 27 jours dépendant de la latitude, la vitesse de rotation étant légèrement plus élevée à l'équateur qu'aux pôles. Contrairement à la Lune, qui nous présente toujours la même face, le Soleil nous dévoile, tour à tour, toute sa surface. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astres - La classification des étoiles - Le diagramme de Hertzsprung-Russell Le Soleil, tel qu'il est observé La principale source de connaissance du Soleil est l'observation du rayonnement qu'il émet, dans tous domaines de longueur d'onde : visible, radio, ultraviolet (UV), infrarouge, X, (. Cette étude nécessite l'utilisation de techniques variées : imagerie et spectroscopie, au sol ou dans l'espace, avec des récepteurs dans le visible, dans l'infrarouge, ou dans l'UV, ou bien des capteurs de rayons X ou de rayons (, ou encore des récepteurs radio. La physique solaire utilise toutes les techniques d'observation possibles. Il faut aussi mentionner l'observation, très délicate, des neutrinos, capitale pour la connaissance des régions centrales du Soleil. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats radioastronomie - Les mécanismes du rayonnement radio rayonnement - Le rayonnement électromagnétique spectroscope Le spectre solaire. Le rayonnement solaire se forme dans les régions les plus superficielles de l'astre, que l'on désigne du nom d'atmosphère. On a l'habitude de diviser l'atmosphère en trois couches de propriétés différentes ; la photosphère, la chromosphère et la couronne. Si l'on décompose la lumière solaire à l'aide d'un spectrographe, on trouve, comme pour toutes les étoiles, un rayonnement continu sur lequel se détachent en sombre de très nombreuses raies d'absorption. On peut assimiler le spectre continu à celui d'un corps noir dont la température est de l'ordre de 5 800 K (kelvins) ; le maximum d'intensité se trouve dans le domaine visible : 40 % de l'énergie totale est émise dans le visible, 50 % dans l'infrarouge et 10 % dans l'ultraviolet et dans les très courtes longueurs d'onde X et (. Le rayonnement continu est en grande partie dû à l'ion H- (atome d'hydrogène ayant capturé un électron) ; il provient de la photosphère. À ce spectre continu se superposent des raies d'absorption se formant à diverses altitudes de l'atmosphère. Elles nous renseignent sur sa stratification en nous donnant des indications sur la composition et la température à diverses altitudes. La composition chimique de l'atmosphère est quasiment la même pour toutes les couches : soit de l'hydrogène (73 % en masse), puis de l'hélium (25 %) et tous les éléments que l'on trouve sur la Terre (2 %). Toute la lumière émise par le Soleil n'arrive pas à la surface de la Terre ; une grande partie est absorbée par notre atmosphère. Le rayonnement, qui est très énergétique (UV, X et () et très agressif pour la matière vivante, est arrêté par l'azote, l'oxygène et l'ozone atmosphérique, ce qui permet à la vie de se maintenir sur notre planète. La quantité d'énergie solaire reçue au niveau du sol est appelée « constante solaire » ; elle vaut approximativement 2 calories par cm 2 et par minute, ce qui correspond à une puissance de 1,4 KW . m-2 . Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats atmosphère chromosphère corps noir hélium hydrogène photosphère raie [1] rayonnement - Le rayonnement électromagnétique rayonnement - Le rayonnement thermique - Le rayonnement solaire spectre spectroscope La photosphère. La photosphère est la région la plus profonde de l'atmosphère ; c'est cette région que l'on voit lorsqu'on observe le Soleil en lumière blanche, c'est-à-dire sans filtre coloré. Elle apparaît alors sous forme d'une surface granuleuse avec des structures ayant l'apparence de grains de riz lumineux entourés de régions plus sombres : la granulation. Les granules sont des régions plus chaudes que celles qui les entourent ; leur dimension moyenne est de l'ordre de 1 000 à 2 000 km. Ces structures sont en évolution constante : elles apparaissent, se modifient et disparaissent avec une durée de vie de l'ordre de 10 minutes. Les granules sont également en perpétuel mouvement, avec des vitesses (mesurées par effet Doppler des raies spectrales) de l'ordre de 500 m par seconde. La granulation solaire est une manifestation de la région convective sousjacente. De nombreuses raies d'absorption se forment dans la photosphère, en particulier celles d'éléments peu ou pas ionisés, tels que le fer, le sodium, le calcium, le magnésium... Ces raies présentent des décalages en longueur d'onde dus aux mouvements agitant constamment la photosphère. Parmi ces mouvements, le plus important est une oscillation de période 5 min, due à des ondes acoustiques. La photosphère a une épaisseur de 330 km. Sa température passe de 6 000 K dans les régions les plus profondes à 4 200 K dans les régions supérieures. Les taches solaires sont les structures les plus remarquables de la photosphère. Elles correspondent à des régions de fort champ magnétique (de 0,1 à 0,4 tesla). Ce champ magnétique intense bloque les mouvements convectifs qui apportent l'énergie des couches profondes vers la surface : les taches ont une température plus basse, de 1 500 K environ, que la photosphère voisine, ce qui explique leur aspect sombre et la disparition de la granulation. La région centrale, ou ombre, est entourée de la pénombre, plus lumineuse, ayant un aspect fibreux. La durée de vie des taches est de l'ordre de quelques semaines. On peut les voir naître et mourir lors de leur passage sur la partie visible du disque. Le nombre et l'importance des taches présentent un cycle de onze ans. Au début du cycle, peu ou pas de taches apparaissent. Les quelques taches présentes se trouvent à des latitudes solaires élevées. Au fur et à mesure que le cycle avance, elles apparaissent à des latitudes plus basses. Les cycles eux-mêmes ne sont pas réguliers ; des recherches historiques ont révélé au XVIIe siècle une période d'une cinquantaine d'années pendant laquelle le cycle semble s'être interrompu. Le Soleil était alors quasiment sans taches, et cette période a correspondu à un mini-âge glaciaire. Y a-t-il eu d'autres périodes sans taches, y en aura-t-il d'autres ? La question reste aujourd'hui sans réponse. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats Doppler (effet) photosphère Les livres Soleil - structures photosphériques, page 4828, volume 9 Soleil - taches et rotation solaire, page 4828, volume 9 Soleil - mouvements de matière photosphérique au cours du temps, page 4828, volume 9 Soleil - spectrohéliogramme dans l'aile de la raie K du calcium ionisé (393,3 nm), page 4830, volume 9 La chromosphère. La chromosphère est visible lors des éclipses totales de Soleil ; elle a alors l'aspect d'une mince bordure rouge irrégulière entourant le disque lunaire sombre, d'où son nom (chromos, couleur en grec). La couleur rouge vient de la raie Ha de l'hydrogène qui se forme dans la chromosphère. Hors des éclipses, on observe la chromosphère en utilisant des filtres à bande étroite : rouge (pour la raie Ha) ou UV (pour les raies H et K du calcium ionisé). La chromosphère a une épaisseur de 2 000 km ; sa température passe de 4 200 K à sa base à 10 000 K dans la zone de transition la séparant de la couronne. Cette croissance de la température proportionnelle à la distance au centre du Soleil (source de l'énergie thermique) est encore inexpliquée. On attribue une partie de l'énergie nécessaire à la dissipation d'ondes de choc formées par l'augmentation d'amplitude des ondes acoustiques de la photosphère, se propageant dans des régions de moins en moins denses. Cependant, l'énergie fournie n'est pas suffisante pour expliquer la température de la chromosphère et celle de la couronne. Des processus de reconnexion magnétique sont invoqués pour expliquer toute l'énergie nécessaire à cette remontée de température. Si l'on observe la chromosphère dans la raie H a, sensible principalement à la densité, on voit des structures allongées semblables à celles formées par de la limaille de fer située à proximité d'un aimant : la structure de la chromosphère est dominée par le champ magnétique. Dans la raie du calcium ionisé, sensible à la température, on observe des structures régulières, en forme de cellules de 30 000 km de diamètre, le réseau chromosphérique. Sur les mailles de ce réseau prennent naissance les spicules. Les spicules sont des structures de matière chromosphérique s'élevant dans la couronne ; leur vitesse atteint 10 km . s -1. Au bord, ils apparaissent sous forme de « poils » entourant la chromosphère, d'où l'aspect irrégulier de celle-ci lors des éclipses. Parfois, surtout lors du maximum du cycle, un « nuage » sombre se profile sur la chromosphère ; il s'agit d'un filament, matière chromosphérique relativement froide et dense en suspension dans la couronne de température beaucoup plus élevée. Un champ de force dû au champ magnétique s'oppose à la gravité et maintient ces régions en équilibre. Au bord, les filaments se profilent sur le fond du ciel et paraissent brillants ; on les appelle alors protubérances. Au voisinage des taches de la photosphère, la chromosphère présente des plages brillantes. Parfois, au voisinage de ces plages, une éruption se produit. Un point brillant visible en Ha apparaît et augmente rapidement en intensité et en surface. Il peut atteindre plusieurs milliards de kilomètres carrés et une température de plusieurs millions de degrés ; cette phase dure environ vingt minutes. Elle est suivie par une décroissance plus lente, de l'ordre de l'heure. Lors des éruptions, la couronne émet un rayonnement X et ( intense. Des électrons et des protons sont éjectés dans le milieu interplanétaire. L'énergie produite lors d'une éruption est de 10 22 à 10 24 joules. Les éruptions sont associées à des reconnexions des lignes de force du champ magnétique de l'atmosphère solaire. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats chromosphère éclipse Les livres Soleil - structures chromosphériques au voisinage d'une tache solaire, page 4827, volume 9 Soleil - bord du disque solaire et protubérance vus au centre de la raie K du calcium ionisé, page 4829, volume 9 Soleil - filament et protubérance, page 4829, volume 9 Soleil - spectrohéliogramme dans la raie Ha de l'hydrogène (656,3 nm), page 4830, volume 9 Soleil - spectrohéliogramme dans le centre de la raie K du calcium ionisé (393,4 nm), page 4830, volume 9 Soleil - éruption solaire du 10 septembre 1981, page 4831, volume 9 Soleil - éruption solaire du 10 septembre 1981, page 4831, volume 9 La couronne. Lors des éclipses totales de Soleil, le disque occulté apparaît entouré d'un halo lumineux pouvant atteindre plusieurs rayons solaires, la couronne. La couronne est un million de fois moins lumineuse que la photosphère, trois fois moins lumineuse que la pleine lune. La diffusion du rayonnement photosphérique par l'atmosphère terrestre rend le ciel plus lumineux que la couronne, ce qui explique qu'elle soit difficilement détectable hors des éclipses. Bernard Lyot a imaginé, vers 1930, un système d'occultation du disque solaire réduisant la lumière diffusée à l'intérieur de l'instrument : c'est le coronographe, qui permet de voir la couronne dans le rayonnement visible, hors des éclipses. Ce dispositif nécessite une très bonne qualité optique, et doit être placé dans un très bon site, en général en haute montagne. On peut également observer la couronne sur le disque, en rayons X, ou dans l'UV, dans des raies d'éléments fortement ionisés, comme le fer XVI (ayant perdu quinze électrons). Ce type d'observation doit se faire hors de l'atmosphère terrestre, en ballon, en satellite ou au moyen de fusées. La couronne émet également dans les longueurs d'onde radio. La couronne est très peu dense, soit 109 particules par cm 3 à s a base, pour 10 16 dans la chromosphère et 10 17 dans la photosphère. Sa température atteint de 1 à 2 millions de degrés K, ce qui explique qu'elle émette un rayonnement très énergétique dans le domaine UV et X. Le rayonnement visible permet de distinguer deux composantes de comportements distincts : la couronne K, qui émet un rayonnement continu provenant de la diffusion de la lumière photosphérique par les électrons très rapides, et la couronne F, plus externe, dans laquelle le rayonnement est formé par diffusion sur des poussières interplanétaires quasiment au repos ; son rayonnement est semblable à celui de la photosphère. À ce rayonnement, relativement faible, se superposent des raies d'émission d'éléments fortement ionisés, qui se forment dans la couronne. La couronne est très inhomogène et fortement structurée par le champ magnétique. Parmi ses structures, citons les jets coronaux, qui s'étendent perpendiculairement au limbe jusqu'à plusieurs rayons solaires. En lumière blanche, toujours sur le bord, on voit également tout un enchevêtrement de boucles et d'arches brillantes. En rayons X, on observe, sur le disque, de grandes boucles lumineuses au voisinage de taches photosphériques. Près des pôles, la couronne présente, en rayons X, des régions sombres, les trous coronaux. La couronne émet également aux longueurs d'onde radio ; ce rayonnement est dû au mouvement des électrons dans le champ magnétique coronal. L'observation radio à diverses longueurs d'onde permet de déterminer les densités coronales à divers niveaux. La couronne se prolonge par le vent solaire, flux de matière s'échappant du Soleil, principalement des trous coronaux, vers l'espace interplanétaire. Il se compose essentiellement de protons et d'électrons. Le vent solaire moyen est de l'ordre de 10 10 particules par cm2 et par seconde ; il est plus intense lors des éruptions. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astronomie spatiale éclipse Lyot Bernard occultation vent solaire Les livres Soleil - éclipse solaire, page 4826, volume 9 Soleil - éjection de matière au bord du disque solaire, page 4831, volume 9 Soleil - éclipse solaire du 21 juillet 1991, page 4831, volume 9 L'intérieur du Soleil. Deux types d'observations donnent des renseignements sur les couches internes du Soleil : l'observation des neutrinos et l'héliosismologie. Les réactions nucléaires ayant lieu au coeur des étoiles et, en particulier, du Soleil, produisent des neutrinos. Les neutrinos parcourent le Soleil en quelques minutes, sans subir d'interaction avec la matière traversée. Ils peuvent donc nous renseigner sur ce qui se passe au centre du Soleil, en particulier sur le type et le taux de production des réactions nucléaires. Mais, s'ils ne subissent pas d'interaction au sein du Soleil, ils vont être aussi très difficiles à capter sur la Terre... Des mesures ont été entreprises en 1968 aux États-Unis. Un énorme réservoir de 400 m 3 de perchloréthylène fut installé, sous terre, à l'abri des rayonnements cosmiques, dans une mine d'or désaffectée. Sous l'action des neutrinos, les atomes de chlore se transforment en argon radioactif, et les atomes radioactifs sont comptés. Cette expérience donne trois fois moins de neutrinos que ne le prévoit la théorie. Ce type d'expérience a été testé, vérifié de nombreuses fois, reproduit dans des conditions différentes, sans montrer de faille. Le manque de neutrinos peut être imputé soit à des erreurs de mesures, soit à un mauvais modèle solaire, ou encore à une mauvaise connaissance de la physique nucléaire des couches profondes du Soleil. Aujourd'hui, les physiciens remettent en question leurs connaissances de la physique du neutrino. Un grand projet européen, Gallex, est en cours de réalisation dans le tunnel de Gran Sasso, en Italie, où un réservoir de gallium est installé. Le gallium se transforme en germanium sous l'effet des neutrinos. Les premiers résultats obtenus, aussi importants pour la connaissance du Soleil que pour celle des particules élémentaires, semblent confirmer le déficit observé précédemment avec la réaction chlore-argon. L'héliosismologie s'élabore, pour sa part, au fur et à mesure des recherches effectuées depuis 1960 sur les mouvements de l'atmosphère solaire. La mesure du décalage en longueur d'onde des raies d'absorption par effet Doppler-Fizeau a permis de montrer que l'atmosphère du Soleil, dans sa totalité, vibre périodiquement. Le Soleil se comporte comme une cavité acoustique. Les ondes sonores, excitées principalement dans la zone convective, restent piégées à l'intérieur du Soleil. Les régions à fortes variations de densité ou de température jouent le rôle de paroi et produisent des réflexions. Comme dans un tuyau d'orgue, des phénomènes de résonance se produisent et donnent des modes de vibration acoustiques équivalents aux notes émises par le tuyau d'orgue. Or, le Soleil étant une sphère, le phénomène sera plus compliqué que dans un tuyau ; on parlera de mode de vibration caractérisé par le nombre de noeuds selon le rayon et sur la surface. Les différents modes ont des surfaces de réflexion à différentes profondeurs et permettent de tester le modèle solaire en profondeur. En effet, en observant ces divers modes, il est possible de déterminer la vitesse de propagation de l'onde à diverses altitudes et d'en déduire la température et la densité à ces mêmes altitudes. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats argon gallium neutrino son - La propagation du son transmutation Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats gamma (rayons) halo infrarouge radioastronomie - Les mécanismes du rayonnement radio - Émission thermique et émission synchrotron rayonnement - Le rayonnement thermique - Le rayonnement solaire rayons X ultraviolet Les médias énergie - bilan terrestre de l'énergie solaire Les livres Soleil - coupe schématique, page 4827, volume 9 énergie - le Soleil est la source de toutes les énergies, page 1668, volume 3 énergie - bilan terrestre de l'énergie solaire, page 1668, volume 3 La structure interne du Soleil L'intérieur du Soleil est principalement connu grâce aux modèles théoriques faisant appel aux lois universelles de la physique. Le Soleil, comme toutes les étoiles, est une sphère gazeuse, dont on connaît la composition, la densité et la température dans les couches extérieures. Ces valeurs servent de « conditions aux limites » pour les systèmes d'équations qui en décrivent la structure interne. La détermination du modèle. On suppose que le Soleil est à symétrie sphérique, c'est-à-dire que la valeur des diverses variables (température, masse volumique, pression, luminosité, énergie fournie, masse atomique moyenne) ne dépend que de la distance au centre. Le système d'équations se compose de : - l'équation déterminant la masse d'une sphère ; - l'équation des gaz parfaits ; - l'équation d'équilibre entre la pression gazeuse et la gravitation ; - l'équation d'équilibre énergétique entre les pertes par rayonnement et l'énergie créée par les réactions nucléaires ; - les équations de transport de l'énergie, par convection ou par rayonnement, qui sont les modes de transport prédominants pour le Soleil. Ce système d'équations, lié aux conditions connues à la surface (par l'observation), permet de déterminer un modèle standard pour le Soleil. Cependant, un paramètre reste libre : l'abondance d'hélium dans les régions centrales. Le modèle obtenu peut, par la suite, être testé et précisé par l'héliosismologie et la mesure des neutrinos. Le modèle solaire standard. Ce modèle correspond à une composition initiale en masse comprenant 73 % d'hydrogène, 25 % d'hélium et des éléments plus lourds. En partant du centre, on trouve le noyau, siège des réactions nucléaires transformant l'hydrogène en hélium. La température élevée, de l'ordre de 16 millions de degrés K, et une densité forte permettent aux atomes d'hydrogène ayant perdu leur électron périphérique de se rapprocher suffisamment pour fusionner (quatre atomes d'hydrogène se transforment en un atome d'hélium) en émettant de l'énergie sous forme de rayonnement ( et de neutrinos. Le noyau s'étend sur un quart du rayon et contient la moitié de la masse totale. Il est entouré d'une zone radiative (l'énergie est transportée par rayonnement) s'étendant jusqu'à 0,8 rayon solaire. Enfin, près de la surface, l'énergie est transportée par convection. Dans cette zone convective, la température passe de 500 000 o C à 7 000 K. Un photon, émis au coeur du Soleil, ressort avec une énergie beaucoup plus faible, en grande partie dans le domaine visible, après une « marche au hasard » d'un million d'années due aux nombreuses interactions avec la matière dense qu'il traverse. Le Soleil tourne sur lui-même, mais il ne tourne pas comme un corps solide : les régions équatoriales tournent plus rapidement (avec une période de 27 jours) que les régions polaires (période de 32 jours) : c'est la rotation différentielle. Il est très important de savoir si cette rotation différentielle s'étend dans la profondeur de l'astre. En effet, les électrons et les protons en mouvement dans la masse gazeuse créent un champ magnétique axial. La rotation différentielle, en engendrant friction et turbulence, va perturber ce champ magnétique. Une concentration de champ est créée par les mouvements convectifs. Les pressions magnétiques et gazeuses s'équilibrent ; l'intérieur des tubes de flux devient moins dense, et les tubes de champ fort vont flotter jusqu'à la surface en donnant naissance aux taches solaires. L'héliosismologie, entre autres, permet de tester la rotation en profondeur : les ondes se propageant dans le sens de rotation du Soleil ont une vitesse plus élevée que celles qui se propagent en sens inverse. La fréquence propre du mode est décomposée en deux composantes décalées proportionnellement à la vitesse des couches responsables de ce mode. En étudiant divers modes, on obtiendra la vitesse dans les régions centrales du Soleil en fonction de la distance au centre. Aujourd'hui, on pense que le coeur est en rotation rapide et que la vitesse diminue jusqu'aux couches supérieures. D'autres observateurs pensent que le centre du Soleil tourne avec une vitesse constante. Des observations, de plus en plus précises, sont prévues afin de résoudre ce problème : elles nécessitent des séquences d'observations s'étendant sur un temps très long, d'où trois grands types de mesures : au pôle terrestre, où l'on peut observer le Soleil pendant six mois sans interruption, avec un réseau d'observatoires répartis sur tout le pourtour de la Terre, ou encore par satellite. Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats énergie - L'origine de l'énergie sur la Terre - La circulation de l'énergie gamma (rayons) hélium hydrogène magnétohydrodynamique magnétosphère neutrino nucléosynthèse photon sciences (histoire des) - Le temps - La naissance du temps profond Les livres Soleil - représentation des oscillations globales du Soleil, page 4826, volume 9 Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats étoile - 1.ASTRONOMIE Complétez votre recherche en consultant : Les corrélats astres - La formation du système solaire - Introduction astres - Vie et mort de quelques étoiles - Les étoiles du type Soleil astrophysique étoile - 1.ASTRONOMIE Les indications bibliographiques T. Encrenaz, le Système solaire, Flammarion, Paris, 1994. S. Jordan, le Soleil en tant qu'étoile, CNRS, Paris, 1981. J.-C. Pecker, Sous l'étoile Soleil, Fayard, Paris, 1984. J.-C. Pecker (sous la direction de), Astronomie, Flammarion, Paris, 1985.
