Historique de Marseille
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le 22/08/23
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 22/08/23 |
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| Le Soleil | |||||||
Oh Soleil ! Toi sans qui les choses ne seraient que ce qu’elles sont !
Le Soleil est un objet très particulier pour nous, à qui il apporte la vie. Il joue un rôle primordial dans notre existence, et lorsqu’il se cache derrière des nuages, nous en sommes affectés…
Une opposition forte entre le Soleil et les étoiles saute aux yeux : l’un symbolise le jour, les autres la nuit ; lumière éblouissante d’un côté, faible clarté de l’autre ; une grosse boule de feu, de petits points lumineux… Rien de commun !
Et pourtant, assez récemment, les astronomes ont compris que le Soleil est une étoile, ou que les étoiles sont des soleils (en substantivant un nom propre)…
Toutes les différences que l’on note à l’œil nu ne proviennent que de leurs distances très différentes : la première étoile après le soleil est 300.000 fois plus éloignée que lui. Une apparence semblable serait donnée par deux phares identiques placés, l’un à 1 km de nous, l’autre sur la Lune !
L’intérêt du Soleil en astronomie est donc très grand : il est primordial de comprendre comment fonctionne notre source de vie ; mais puisque ce n’est qu’une étoile parmi tant d’autres, il doit être quelque peu représentatif de toutes les étoiles. Or sa proximité nous permet de l’étudier en grand détail, et donc, après avoir compris comment il fonctionne, nous pourrons extrapoler ces connaissances pour avoir une idée très correcte du fonctionnement des étoiles. Mais finalement, celles-ci s’avéreront extrêmement variées…
Pour les Anciens, le Soleil appartient au monde supralunaire, donc il doit être parfait. Effectivement, sa surface est à première vue immaculée, bien que dans quelques circonstances, vu à travers la brume, on peut y distinguer des taches lorsqu’elles sont particulièrement développées.
Or en 1610, lorsque Galilée tournera sa lunette vers le Soleil (ce que nous ne ferons jamais par prudence !), il découvrira des taches à sa surface, rendant caduc le dogme du monde supralunaire parfait… A partir de là, tout deviendra possible en matière d’idées.
Dans ces conditions, la distinction stricte entre les deux mondes disparaît, et rien ne s’oppose plus à ce que le Soleil soit fait de matière semblable à celle de la Terre.
En 1722, on a découvert que l’orientation de la boussole n’est pas rigoureusement fixe, mais varie un peu au cours du temps. En 1741, le lien de ces variations avec les aurores boréales était fait, montrant que le Soleil était pour quelque chose dans ces magnifiques phénomènes.
En 1850, on découvre un cycle d’un peu plus de 10 ans pour les variations du pôle magnétique, et en 1851 on met en évidence le cycle solaire de 11 ans. Le lien entre les deux est établi tout de suite ; il montre l’interaction entre le Soleil et le magnétisme terrestre (géomagnétisme).
En 1859, une éruption solaire est observée, et 18 heures plus tard un violent orage magnétique éclate. Le lien entre les deux sera définitivement établi dans les décennies qui suivent.
On sait maintenant que la vie sur Terre dépend étroitement du Soleil ; 1 % de variation de sa luminosité serait pour nous catastrophique… Pire encore que le bouleversement en cours du climat !
Disons tout d’abord qu’il ne faut JAMAIS observer le Soleil avec un quelconque instrument d’optique, jumelles, lunette ou télescope. A l’oeil nu déjà, il provoque des brûlures de la rétine ; avec un instrument, elles seraient immédiates, très graves et irréversibles.
Bien sûr, les astronomes ont développé des méthodes pour observer le Soleil malgré ces difficultés, et même les amateurs disposent de moyens pour cela. Mais il faut être très bien documenté et très soigneux pour se permettre ce genre d’observation.
Il existe toutefois des moyens simples pour voir la surface du Soleil : tout le monde a déjà vu le disque solaire à travers la brume. Celle-ci diffuse la lumière dans toutes les directions et, si elle est suffisamment dense (mais pas trop…) elle laisse voir un Soleil très atténué, qui ne fait pas mal aux yeux. C’est dans de telles conditions que les Anciens ont découvert les taches solaires. Remarquons toutefois qu’au Moyen-Âge on n’en croyait pas ses yeux, puisqu’on considérait que le Soleil était la perfection, sans taches…
En l’absence de brume, prenez un tube de carton, servant à emballer des posters par exemple. Il possède deux couvercles. Perçez le premier d’un petit trou bien centré à l’aide d’une épingle ; remplacez le second par un morceau de papier calque fixé autour à l’aide de Scotch.
Dirigez le trou vers le Soleil, et observez le papier calque. Vous y verrez une petite image ronde du Soleil. Si vous dirigez le trou vers un paysage, vous pourrez voir une image à l’envers de ce paysage, mais attention ! Le petit trou ne laisse passer que très peu de lumière, et si vous êtes en plein jour, vous ne verrez rien. Il faut vous placer dans une pièce sombre pour arriver à distinguer l’image. Imaginez maintenant que vous remplaciez le papier calque par un morceau de pellicule photographique : vous aurez obtenu une chambre noire.
Le petit trou s’appelle un sténopée ; il ne laisse passer qu’un tout petit faisceau de lumière du Soleil, ce qui a pour premier effet de réduire la luminosité trop abondante. Ensuite, on peut voir sur un dessin que ce trou donne, sans optique, une image correcte d’un objet. L’image est d’autant plus nette que le trou est plus petit, mais la luminosité diminue d’autant.
Pour faire des observations plus fines, on utilise deux types d’instruments.
Le premier est un télescope (ou une lunette) équipé d’un filtre, placé AVANT l’entrée du tube. De cette façon, la lumière du Soleil est atténuée AVANT d’être concentrée par l’optique. L’inconvénient est qu’il faut construire un filtre de très bonne qualité optique, aussi bonne que celle du miroir ou de l’objectif. Bien entendu, la couronne, déjà invisible sans filtre, est totalement effacée de l’image. Cet instrument est donc spécialisé dans l’observation du disque photosphérique, des taches, filaments et grains de riz.
Notons ici une précaution à prendre, pour les personnes qui souhaiteraient acheter un télescope dans le commerce. On propose parfois deux types de filtres pour observer le Soleil : soit de grand diamètre à placer DEVANT le télescope, soit de petit diamètre, à mettre au niveau de l’oculaire. Disons simplement que les petits filtres, beaucoup moins chers, sont à proscrire pour la sécurité : ils sont placés à un endroit où les rayons du Soleil ont été concentrés par le télescope, et donc où la chaleur est très élevée. Cette chaleur peut faire éclater le filtre pendant l’observation ! L’œil de l’observateur est perdu dans ces conditions… probablement pas par des éclats de verre, mais par la lumière du Soleil qui parvient brutalement jusqu’à la rétine.
Le second instrument est complémentaire, il sert à voir la couronne, et pour cela s’appelle coronographe. C’est un instrument très difficile à construire : il faut supprimer toute trace de lumière provenant de la photosphère, car un millionième de celle-ci serait aussi brillant que la faible couronne. Pour cela, le principe est naturellement de placer un disque noir dans le tube de l’instrument, devant l’image de la photosphère, exactement comme la Lune se place devant le Soleil lors des éclipses totales. Mais ce principe ne s’applique pas simplement. Une éclipse se passe en dehors de l’atmosphère, dans des conditions idéales. Le disque de la Lune est très loin, il est aussi très gros. Lorsqu’on fabrique un tout petit disque pour le placer devant l’image du Soleil dans un télescope, on est bien vite déçu…
De très nombreuses difficultés se présentent à l’opticien téméraire, et pour cette raison il a fallu attendre Bernard Lyot au début du XXe siècle pour parvenir au succès. L’instrument nécessite des verres de qualité parfaite (sinon ils diffusent assez de lumière pour faire disparaître la faible couronne), un diaphragme, des pièges à lumière…
Les amateurs peuvent construire un coronographe simplifié, celui-ci donnera une image des protubérances. Mais il ne faut pas espérer voir la couronne. Un tel instrument d’amateur peut être équipé d’un cône pour disperser la lumière de la photosphère (c’est même l’accessoire qui lui donne son nom) ; mais il doit comporter un filtre Hα. En effet, on ne peut faire totalement confiance à une monture légère pour assurer un suivi sans faille. Si l’instrument se décalait légèrement par rapport au disque solaire, de la lumière de la photosphère pourrait passer, causant un risque critique pour l’œil. Le filtre Hα élimine tout risque. Mais il élimine aussi toute chance de voir la couronne !
Les difficultés d’observation pour le Soleil sont à l’opposé de celles des étoiles : il y a trop de lumière ! Au niveau de la Terre, nous recevons 1.365 Watts par m2 (au-dessus de l’atmosphère). Un télescope de 1 m de diamètre présente une telle surface, et recueille donc cette énorme énergie. Dans le tube, elle produit le même effet que sur une route surchauffée en plein été. L’air y danse une folle farandole, et les images en subissent toutes les conséquences.
Dans un télescope d’amateur, la turbulence est relativement limitée par la faible ouverture, mais le pouvoir séparateur aussi. Les professionels ont donc mis au point et construit quelques instruments d’observation spécialisés pour l’étude fine du Soleil. Tout d’abord, on place le tube verticalement, afin que l’air chaud puisse monter régulièrement, avec un minimum de turbulence.
Il existe des tours solaires importantes à Meudon en France, et à Kitt Peak aux Etats Unis. La tour solaire McMath-Pierce de Kitt Peak est haute de 40 m. Au sommet se trouve un héliostat à 3 miroirs de 2,10 m. La lumière est acheminée dans un tunnel long de 150 m, en partie enterré. La tour est refroidie par des canalisations remplies d’un liquide de refroidissement. Les premières mesures de champ magnétique dans les tâches ont été faites avec cet instrument.
Une autre technique a été développée pour supprimer la turbulence : faire le vide ! Plus d’air, plus d’agitation… Des instruments ont été construits dans lesquels la partie optique chaude est placée sous vide. Il existe un tel instrument à côté de la tour solaire de Kitt Peak. Sa tour mesure 25 mètres de hauteur. Les images y sont très stables.
De nouveaux instruments sont en cours de construction :
Ces instruments permettent de voir la granulation solaire à petite échelle, avec un pouvoir séparateur réel meilleur que 1.000 km à la surface du Soleil.
Des instruments spatiaux ont été lancés. Les plus importants sont SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), et Ulysse. La particularité d’Ulysse est dans son orbite. Lancé en direction de Jupiter, il a atteint la planète par en-dessus. La forte perturbation gravitationnelle l’a alors expédiée vers le pôle sud du Soleil. C’est la première sonde qui quitte ainsi le plan de l’écliptique, et ses observations ont été très importantes pour la connaissance du Soleil.
SOHO, qui est le fruit d’une coopération entre la NASA et l’ESA, a été placé au point de Lagrange de la Terre, du côté du Soleil. Il est donc en permanence en vision directe de l’astre à observer. Il comporte 11 intruments différents, qui permettent d’observer le Soleil dans une gamme très complète de longueurs d’onde.
On note que le Soleil est un disque parfait, aux bords très nets. Ceci semble curieux si on garde présente en mémoire sa nature gazeuse : une boule de gaz doit se diluer progressivement dans l’espace, et ne pas avoir de bord précis. Il devrait avoir un aspect cotonneux. Pourtant…
Ce que nous voyons du Soleil est une enveloppe qu’on nomme photosphère (du grec photos = lumière) car c’est elle qui nous envoie toute la lumière. Elle est très mince, c’est pourquoi le bord du Soleil paraît net. On donnera une explication plus précise plus loin.
Schéma du Soleil en lumière visible
Ce schéma montre le Soleil tel qu’on ne le voit jamais !
Il regroupe le disque lui-même et l’atmosphère ; le disque étant 1 million de fois plus lumineux que la couronne, il nous empêche de la voir dans les conditions normales. Si on regarde le Soleil à travers un filtre, on ne verra que le disque figuré sur le schéma. Tout ce qui se trouve à l’extérieur du disque (couronne, protubérances) reste invisible.
On verra tout de suite que le disque est très brillant, mais en faisant attention on s’apercevra qu’il s’assombrit au bord (ce qui est figuré sur le schéma). Le Soleil ayant une symétrie sphérique, il est évident que la position de l’observateur joue un rôle clé dans cette apparence. Il nous faudra l’expliquer.
Enfin, une observation élémentaire nous permet souvent de voir des taches noires sur la surface. Ces taches sont parfois groupées ; on en voit également d’isolées. Si elles sont noires, c’est par contraste avec la surface très brillante de la photosphère, car en réalité elles sont elles aussi très brillantes, seulement moins que le reste du Soleil (le centre des taches est beaucoup plus lumineux que le filament d’une ampoule électrique… mais le filtre qu’on utilise pour se protéger les yeux arrête presque toute la lumière émise par la tache).
Si on fait très attention, on distinguera sur la périphérie des taches une zone de pénombre. De plus, les taches qui se profilent vers le bord du Soleil montrent une pénombre déformée, le côté le plus près du bord solaire est plus large que celui proche du centre. Ceci s’explique par la forme de la tache, qui est une dépression à la surface du Soleil. Ainsi, le bord proche de nous est écrasé par la perspective, alors que l’autre est vu presque de face. Pour visualiser cela, prenez une assiette à soupe, et regardez-là un peu de côté ; vous verrez que le bord le plus proche de vous, placé sous un angle plus fermé, paraît plus étroit. Les taches sont souvent groupées.
On distinguera ensuite, avec beaucoup d’attention, des filaments plus sombres. Leur nature semble mystérieuse tant qu’on se contente de ce genre d’observation ; on comprendra plus tard que ce sont des protubérances vues de dessus.
Enfin, avec un fort grossissement, on découvre que la surface du Soleil n’est pas uniforme, mais parsemée de petites zones brillantes ou sombres, dont l’apparence a donné le nom : les grains de riz, ou la granulation. La taille d’un grain de riz est de l’ordre de 1.000 km, et sa durée de vie de quelques minutes seulement. Les anciens grains de riz se refroidissent (s’assombrissent) et disparaissent, tandis qu’à côté de nouveaux se forment. L’impression générale que donne cette agitation est assez évocatrice de la surface de l’eau qui bout. C’est d’ailleurs le même mécanisme de convection qui produit les deux.
Toutes ces structures que l’on vient de décrire trahissent l’activité du Soleil ; il fallut définir un modèle du Soleil pour les comprendre, mais aussi les interpréter pour construire le modèle… c’est un aller-retour entre l’observation et la théorie !
Pour noter rapidement certains paramètres du Soleil, les astronomes ont convenu de le représenter par un cercle avec un point au centre : . Ainsi, la masse du Soleil est représentée par M, son rayon par R etc.
En suivant le Soleil de jour en jour, on voit très vite que les taches se déplacent, allant de l’ouest vers l’est. Ceci nous montre que le Soleil tourne sur lui-même. Il n’y a pas de raison pour qu’il ne tourne pas ! La rotation autour d’un axe est la règle générale pour les corps célestes. Le Soleil suit cette règle. Son axe de rotation est incliné de 7° 15′ sur le plan de l’écliptique.
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Dans ce schéma, on voit le Soleil qui présente une tache exactement en face de la Terre. Le Soleil tourne sur lui-même dans le sens indiqué par la flèche, et la Terre lui tourne autour.
A peu près un mois plus tard, la tache se retrouve exactement dans la même position par rapport aux étoiles. |
| Mais pendant que le Soleil effectuait une rotation complète par rapport aux étoiles, la Terre a avancé sur son orbite, et vu de chez nous, la tache n’est pas encore arrivée en face. Donc pour nous, la rotation n’est pas complète. Il s’ensuit qu’une rotation du Soleil vue de la Terre a une période plus longue que la rotation sidérale. |  |
Mais la grande surprise, c’est que la vitesse de rotation n’est pas la même à diverses latitudes : plus les taches sont proches de l’équateur, plus elles tournent vite ! On parle alors de rotation différentielle.
Nous avons d’autres exemples de rotation différentielle dans le système solaire : la partie visible des atmosphères des planètes géantes, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, montre une telle rotation fonction de la latitude. Même sur Terre, l’atmosphère ne tourne pas en bloc, et les vents alizés sont une manifestation de cette fantaisie de la rotation.
Si on considère toujours le Soleil comme un corps solide, ceci semble impossible. Mais si on se rappelle que ce n’est qu’une grosse boule de gaz, sans rigidité, on comprend que c’est tout à fait envisageable. Il faut aussi se souvenir que ce que nous voyons n’est que la surface visible du Soleil, la photosphère ; en profondeur, les choses pourraient se passer différemment.
Les vitesses de rotation sidérale sont les suivantes :
| latitude | période | latitude | période |
|---|---|---|---|
| 0° | 24,9 | 30° | 25,9 |
| 5° | 24,9 | 40° | 27,5 |
| 10° | 25,0 | 60° | 31,0 |
| 15° | 25,1 | 75° | 33,1 |
| 20° | 25,3 | 85° | 34,0 |
| 25° | 25,6 | / | / |
Pour être bref, la période de rotation varie de 26 jours à l’équateur à 34 jours près des pôles. L’axe de rotation est incliné de 82° 48′ 30″ sur l’écliptique (angle entre cet axe et le plan de l’écliptique, soit le complémentaire de l’angle avec la normale à ce plan).
D’où vient la rotation différentielle ? L’explication définitive n’est peut-être pas encore connue, mais des travaux déjà anciens ont montré que dans un corps en rotation où les couches d’égale densité coïncident avec les couches d’égale pression (le champ de pesanteur leur est orthogonal), la vitesse d’un point est proportionnelle au carré de sa distance à l’axe de rotation. La conséquence est que tous les points à la même distance de l’axe tournent à la même vitesse. Ils définissent un cylindre dont l’axe est confondu avec l’axe de rotation.
Ce schéma montre le Soleil en rotation. Tous les points à la surface du cylindre de rayon d dessiné, sont à la même distance de l’axe, et tournent à la même vitesse. On voit donc qu’un point de la surface, tel que P, situé à haute latitude, tourne à la même vitesse qu’un point de l’équateur situé assez profondément, tel que P’. Le point E, situé à la surface sur l’équateur, est à la distance D > d ; donc il tourne plus vite. Ceci explique que les zones équatoriales tournent plus vite que les zones proches des pôles.
Un modèle du même genre est utilisé aujourd’hui pour représenter les intérieurs des planètes géantes, qui présentent également une rotation différentielle.
Une conséquence de la rotation différentielle est la déformation des méridiens :
| Ci-contre, on voit le Soleil à deux moments différents. Sur le premier dessin, on peint un méridien arbitrairement (il s’agit d’une expérience de pensée…). Il est bien droit.
Avec la rotation différentielle, la partie de ce méridien proche de l’équateur est entraînée plus vite que les autres ; elle prend de l’avance, et donc le méridien se déforme. Retenez bien ce phénomène, on le reverra pour expliquer les taches et le cycle solaire. |
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Enfin, la rotation différentielle ne concerne que les couches supérieures du Soleil, l’intérieur tournant à la manière d’un solide. La transition entre ces deux zones se trouve à 216.000 km de profondeur.
Parce qu’il est gros, donc contient beaucoup de matière. Sa gravitation est forte, et tout a tendance à tomber vers le centre. Mais la matière est arrêtée dans sa chute par les couches au-dessous, comme nous-mêmes sommes arrêtés dans notre chute vers le centre de la Terre par les roches sur lesquelles nous marchons.
Un tas de sable s’éboule si sa pente est trop forte : le frottement des grains l’un sur l’autre ne suffit pas à contrebalancer le poids. On ne peut pas faire un tas d’eau : elle s’écoule jusqu’à ce que sa pente soit nulle. Pour l’eau, les frottement entre les molécules sont trop faibles pour permettre une pente quelconque. Cette simple expérience quotidienne nous montre que le Soleil doit être assez fluide pour prendre cette forme ronde.
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Lorsqu’une force interne agit seule sur un corps, par exemple la gravité pour une planète, ou bien la tension superficielle pour un liquide, ce corps a tendance à équilibrer l’action de la force sur toutes ses parties. La sphère est la forme qui atteint cet équilibre. Dans l’illustration bien connue ci-contre, le liquide préféré du capitaine est libéré de la gravitation, et donc la seule force qui agit sur lui est sa tension superficielle. C’est une force assez faible qui lie les molécules les unes aux autres. On peut en observer les effets dans un verre d’eau : sans elle, la surface du liquide serait parfaitement plate. Mais il est facile de voir qu’en réalité elle est déprimée au bord, près du verre. Cet effet est encore plus net avec du mercure, mais c’est plus difficile à se procurer… |
Toutefois, on sait que la Terre est ronde elle aussi, pour la même raison. Est-elle fluide ? Oui, car en profondeur les roches sont chaudes, et donc pâteuses ou liquides. Seule la croûte est rigide, mais sur une extension de milliers de kilomètres, elle est assez souple pour épouser la courbure de la Terre (comme une poutre rigide très longue peut plier).
De ce fait, tout corps de quelques centaines de kilomètres au moins est rond. Ce fait a été vérifié pour toutes les planètes, et pour les gros astéroïdes (justement de plus de 100 km de diamètre) ; par contre, les petits astéroïdes comme Gaspra et Ida, dont nous avons maintenant des photos, ne sont pas sphériques, leur masse, et par suite leur gravité, étant trop faible pour les arrondir. Dans ces objets, la gravité trop faible ne peut arriver à fragmenter les montagnes pour les faire tomber dans les vallées. Ce même raisonnement permet de comprendre que les montagnes sont d’autant plus hautes que l’astre qui les porte est plus petit ! C’est une partie de l’explication de la taille d’Olympus Mons sur Mars.
Ce problème a été très difficile à traiter, et au cours des siècles le Soleil s’est progressivement éloigné (dans l’esprit des astronomes) de la Terre ! Sa distance est maintenant déterminée par radar. Elle vaut à très peu près 150 millions de kilomètres. Elle définit l’Unité Astronomique (UA).
Mais les mesures anciennes ne pouvaient pas rattacher la distance Terre-Soleil à une unité de mesure terrestre. Ce qui veut dire qu’on ne pouvait pas dire à combien de stades, ou de pieds, ou de mètres… se trouvait le Soleil. Il a fallu attendre des mesures de parallaxe, faites lors des passages de Mercure et surtout Vénus devant le Soleil pour aboutir à une valeur.
Les éclipses nous montrent que le Soleil et la Lune sont de même taille angulaire, vus de la Terre. Elles nous montrent également qu’il est plus loin, puisqu’il passe derrière. Il est donc plus gros, mais c’est tout ce qu’on savait. Maintenant que nous connaissons sa distance à la Terre (150 millions de km), il est facile de calculer son diamètre : il suffit d’appliquer la méthode d’Aristarque de Samos (définie pour la Lune) :
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s est le diamètre du Soleil, et D la distance Soleil-Terre. On voit le Soleil sous un angle de 32’ à peu près ; on a donc : tg 32’ = s / D d’où : 0,0093 = s / 150.000.000 et : s = 0,0093 × 150.000.000 = 1,395 million de km s = 1.395.000 km |
Pour fixer les idées, comparons le diamètre du Soleil à l’orbite de la Lune : celle-ci a un demi grand axe de 384.000 km. Son grand axe est par conséquent de 768.000 km. Représentons la Terre, la Lune et son orbite devant le disque du Soleil :
Diamètre du Soleil : 1.391.000 km ; orbite de la Lune : 384.000 km.
Personne n’a assisté à sa naissance pour nous le dire. Mais puisque la Terre tourne autour, il doit être plus vieux qu’elle. Si on détermine l’âge de la Terre, on aura donc un âge minimum pour le Soleil.
Le Soleil a donc au moins 4,6 milliards d’années. Il n’est pas possible d’obtenir une valeur maximum par cette méthode, car nous ne connaissons pas d’objets qui soient certainement plus vieux que le Soleil. C’est alors vers la théorie que nous allons nous tourner, en construisant un modèle du Soleil, et en étudiant son fonctionnement. Nous verrons alors que la mesure de la quantité de carburant disponible dans le Soleil au départ, de la quantité restante, et de la consommation, nous permettront de déterminer depuis combien de temps il roule ! Et ces modèles nous donnent une valeur de l’ordre de 5 milliards d’années, en bon accord avec la valeur trouvée plus haut.
Le Soleil n’est guère plus vieux que la Terre.
Lorsqu’on a commencé à regarder le Soleil avec un peu d’esprit scientifique, on s’est demandé de quoi il était fait, et d’où il tirait son énergie. Avec les idées et les connaissances de l’époque, on l’a imaginé solide, et supposé qu’il brûlait un combustible ; tout naturellement pour l’époque, ce devait être du charbon. Connaissant sa masse, et l’énergie dégagée par la combustion du charbon, il est facile de calculer que le Soleil ne pouvait briller plus de 5.000 ans avec cette source d’énergie.
Mais puisqu’il y avait des êtres vivants sur Terre il y a très longtemps (au moins 500 millions d’années pour abriter le début de la vie), c’est que le Soleil chauffait déjà. Il a donc produit énormément d’énergie, des milliers de fois plus que ce que la combustion du charbon aurait permis. Toute réaction chimique produit bien trop peu d’énergie pour faire briller le Soleil pendant des milliards d’années. Il fallait trouver une autre source d’énergie.
La première qui a été considérée est l’énergie gravitationnelle, que nous verrons en parlant de la formation des étoiles et de leur évolution. Mais cette source a été rapidement écartée elle aussi, car elle ne permettrait au Soleil de briller comme actuellement que pendant une trentaine de millions d’années. Et ce nombre est beaucoup trop faible, comparé à l’âge estimé de la Terre à la fin du 19e siècle. La Terre ne pouvait tout de même pas être plus vieille que le Soleil, puisqu’elle tourne autour de lui…
La solution de ce problème n’est venue qu’au début du 20e siècle, lorsqu’on a découvert les réactions de fusion thermonucléaire, qui seules peuvent expliquer la durée de vie du Soleil. Des explications sur ces réactions, basées sur la Relativité, se trouvent dans le chapitre sur les étoiles.
On voit donc que le secret de sa composition est en relation avec la source de l’énergie qu’il dépense.
Le philosophe Auguste Comte pensait que certaines connaissances sont inaccessibles à nos recherches, et citait comme exemple la composition du Soleil, car il est impossible d’aller y chercher un échantillon de matière (entre autres problèmes, la sonde serait vaporisée !). Mais peu de temps après, Bunsen et Kirchhoff jettaient les bases de la spectroscopie, qui nous a donné la composition du Soleil, qualitative et quantitative, sans quitter notre laboratoire. Il est tout à fait possible qu’Auguste Comte ait eu raison sur le fond, mais son exemple s’est avéré mal choisi…
Pour déterminer la masse d’un corps, il n’y a pas beaucoup de méthodes directes. On doit se tourner vers la mécanique céleste. Si une planète est en orbite autour d'une étoile dont on veut déterminer la masse, elle subit deux forces, la gravité de l’étoile, et la force centrifuge. Cette dernière est une force fictive, expression de l’inertie qui tend à faire aller la planète en ligne droite, donc à s’éloigner de l’étoile. Puisque la planète tourne toujours sur la même orbite, c’est que les deux forces s’équilibrent. Donc :
la force d'attraction gravitationnelle qu'elle subit du corps cental : fg = G M m / r2
la force centrifuge (due à son inertie) : fc = m v2 / r
On écrit l'égalité : G M m / r2 = m v2 / r
Où M est la masse cherchée de l'étoile ; m la masse de la planète ; r leur distance ; et v la vitesse orbitale de la planète (on va supposer l'orbite circulaire). On en tire :
M = r v2 / G (la masse du satellite est éliminée)
Avec les paramètres orbitaux de la Terre : v = 30 km/s, r = 150 106 km, on obtient : M = 2 1030 kg
Ceci s'applique naturellement pour déterminer la masse d’une planète en considérant le mouvement de son satellite. Mais si le corps dont on veut déterminer la masse n'a pas de satellite, on doit appliquer la même loi de la gravitation, mais par l'intermédiaire des perturbations que l'astre considéré fait subir à ceux qui l'entourent. Cette méthode est plus indirecte, et par conséquent moins précise.
La vitesse peut s’exprimer en fonction de la pulsation ω (vitesse angulaire) : v = ω r. À son tour, ω = 2 π / T, où T est la durée de révolution. En reportant dans la formule précédente, on en déduit immédiatement :
M = r v2 / G = r (ω r)2 / G = ω2 r3 / G = (2 π / T)2 r3 / G = 4 π2 r3 / G T2
Cette expression permet de calculer la masse centrale M, dès l’instant où l’on connait le rayon r de l’orbite, et la période T d’un corps en orbite. Cette méthode s’applique facilement dans le système solaire, où les distances sont directement mesurables. Elle nous donne la masse du Soleil, en considérant une planète tournant autour, mais aussi les masses des planètes, pourvu que celles-ci possèdent un satellite. Elle n’est pas applicable à Mercure et Vénus, qui n’en ont pas (on a évalué leurs masses par calcul de perturbations, en particulier sur la Terre ; depuis que des sondes spatiales sont allé explorer ces planètes, la méthode a été appliquée aux sondes elles-mêmes, avec une précision bien plus grande).
Remarque : on peut exprimer r3 / T2 en fonction des autres éléments : r3 / T2 = G M / 4 π2. On voit que c’est une constante. On reconnait la 3e loi de Kepler.
Application : La terre tourne autour du Soleil en T = 365,25 j. Le rayon de son orbite est r = 150.000.000 km. Pour que la masse soit obtenue en kilos, il faut que la période soit exprimée en secondes et le rayon en mètres. Donc T = 365,25 × 60 × 60 × 24 = 31.557.600 s.
M = 4 × 9,8696 × (150 109)3 / (6,61 10-11 × 31.557.6002) = 4 × 9,8696 × 3,375 1033 / (6,61 10-11 × 9,9588 1014)
M = 1,3324 1035 / 6,5828 104 = 2,02 1030 kg.
La valeur admise aujourd’hui est :
M = 1,989 1030 kg
On peut retenir 2 1030 kg sans faire d’erreur significative.
Bunsen et Kirchhoff ont découvert que les corps chauds émettent de la lumière (c’est l’origine de la lumière du Soleil), et qu’un gaz interposé devant absorbe certaines couleurs qui le caractérisent (c’est le cas de l’atmosphère du Soleil).
Alors, en analysant la lumière du Soleil et en la comparant à de la lumière émise au laboratoire par certains corps, dans des conditions connues, on peut accéder à la composition du Soleil. C’est le but de la spectroscopie.
spectre du Soleil, télescope Maksutov 100/1000 mm, réseau 1000 traits/mm photo J. Gispert
On voit sur cette image un premier spectre à droite, celui d’ordre 1. La dispertion est assez faible, et la quantité de lumière importante a surexposé la pellicule. Sur la partie gauche, on voit le spectre d’ordre 2, plus dispersé et moins brillant. On y distingue nettement de nombreuses raies dans le bleu. La partie jaune-rouge est en dehors de la photo.
On y a ainsi détecté de l’hydrogène, du calcium, de l’oxygène, du carbone, du sodium, etc.
Les photos ci-dessous représentent les diverses parties du spectre du Soleil, et en donnent une vision globale à l’écran. Si vous voulez une représentation plus fine, avec l’indication de nombreuses raies, cliquez sur l’image.
Raie telluriques de l’oxygène, Soleil 17/02/2012 photo L. Ruiz, J. Gispert
Raie Hα, Soleil 17/02/2012 photo L. Ruiz, J. Gispert
Doublet du sodium, Soleil 17/02/2012 photo L. Ruiz, J. Gispert
Côté bleu du doublet du sodium, Soleil 17/02/2012 photo L. Ruiz, J. Gispert
Triplet du magnésium, côté rouge, Soleil 17/02/2012 photo L. Ruiz, J. Gispert
Triplet du magnésium, côté bleu, Soleil 17/02/2012 photo L. Ruiz, J. Gispert
Le spectre ci-dessus est une petite partie du spectre solaire. Les fragments sont rangés dans l’ordre du rouge vers le violet. Le premier montre des raies telluriques (produites par l’atmosphère de la Terre) de la molécule O2. Le second représente la raie Hα de l’hydrogène. On a ensuite le célèbre doublet du sodium, puis le triplet du magnésium dans les deux spectres suivants. On remarque que dans la région rouge, les raies sont plus rares. C’est aussi la raison pour laquelle le spectre complet n’est pas donné ici. A l’opposé, la région bleue est très riche, et présente en particulier de très nombreuses raies du fer.
Les raies des divers éléments chimiques dans le spectre du Soleil prouvent leur présence dans son atmosphère. L’intensité de la raie (qu’on observe par leur aspect plus ou moins noir) permet également d’en mesurer l’abondance. Les spectres sont présentés en réduction, pour des raisons d’espace dans la page. Vous pouvez cliquer sur l’un d’eux pour l’obtenir en pleine résolution (4 fois plus larges), avec le nom des éléments responsables des raies mentionné.
Remarquez enfin que le spectre du Soleil ne se réduit pas à sa partie visible, seule considérée ici. Bien des raies sont présentes dans les parties infrarouge et UV du spectre. En particulier, toute la série de Lyman de l’hydrogène est située dans l’ultraviolet (série très énergétique), alors que les séries de Paschen, Bracket et Pfund sont dans l’infrarouge.
On a aussi trouvé des raies qui ne correspondaient à aucun élément connu ! En 1868, Jules Janssen a découvert, au cours d’une éclipse totale de soleil, une telle raie inexpliquée. Norman Lockyer, de son côté a fait une observation semblable. Cette raie étant associée au soleil, il a proposé de nommer l’élément responsable hélium (du grec hélios = Soleil). Deux ans plus tard, ce gaz était découvert sur Terre par Luigi Palmieri, et présentait bien les raies spectrales détectées dans le Soleil.
Pour la petite histoire, quelques années plus tard on a découvert dans les nébuleuses des raies spectrales inconnues sur Terre ; on les a tout naturellement attribuées à un nouvel élément, qu’on a nommé nébulium ! Puis on s’est aperçu qu’elles étaient en fait produites par l’oxygène, dans des conditions de pression si faible qu’on ne peut les atteindre au laboratoire (raies interdites), et donc qu’on n’avait jamais observées sur Terre. L’histoire bégaie, mais ne se renouvelle pas !
La spectroscopie nous donne la composition suivante exprimée en masse :
| Hydrogène | 75 % |
| Hélium | 23 % |
| Carbone, Oxygène, Azote | 1,5 % |
| le reste | 0,5 % |
Les éléments plus lourds que l’hélium -donc tout sauf l’hydrogène et l’hélium- sont nommés métaux par les astronomes. La raison de cette appellation choquante pour le chimiste, tient sans doute dans le fait que les raies spectrales importantes des éléments autres que l’hydrogène (l’hélium ne présente pas de raies dans une étoile standard) sont dues à des métaux (des vrais).
Le devenir des étoiles varie en fonction de la proportion de ces éléments. On appelle métallicité la proportion des métaux, ainsi définis, par rapport à la masse totale.
Comme on le voit sur le tableau ci-dessus, la métallicité du Soleil est de 2 %. Elle a une très grande importance car elle influe sur le transfert d’énergie dans le Soleil. Les premières étoiles qui se sont formées avaient une métallicité nulle. Plus une étoile est jeune, plus elle est métallique.
On appelle constante solaire la quantité d’énergie reçue par la Terre, hors de l’atmosphère, par m2. C’est elle qui détermine la chaleur reçue par la Terre, elle est donc pour nous d’une importance capitale. C’est une valeur difficile à mesurer depuis le sol, aussi elle a longtemps été mal connue. Maintenant, les satellites artificiels évoluant au-dehors de l’atmosphère peuvent effectuer des mesures directes. La valeur de la constante solaire est de 1.365 Watts par m2. La Terre reçoit donc du Soleil énormément d’énergie.
Pourquoi parle-t-on de constante solaire pour désigner cette valeur ? Parce que sa valeur justement ne change pas au cours du temps. Mais dans quelles limites ? On peut calculer que la variation de la température moyenne sur Terre est le quart de la variation de la constante solaire. Il s’ensuit qu’une variation de seulement 1 % de cette constante entraînerait une variation de 1° sur Terre. S’il s’agissait d’une baisse, ce serait une mini ère glacière.
La constante solaire n’est constante que sur une période assez courte, car au cours de son évolution, le Soleil devient de plus en plus brillant. Mais sur les 5 milliards d’années passées (depuis sa formation donc), elle n’a augmenté que de l’ordre de 30 %. Elle augmentera encore progressivement jusqu’à ce que le Soleil, ayant épuisé ses réserves utilisables d’hydrogène, devienne une géante rouge dans 5 milliards d’années.
Avant de passer à l’étude de la structure solaire, vous devez connaître quelques propriétés physiques concernant les transferts d’énergie. L’énergie du Soleil est produite dans le cœur, et doit être évacuée, sinon le Soleil exploserait très vite. Un chapitre spécial est consacré à ces mécanismes.
Nous allons étudier la structure du Soleil, depuis le centre jusqu’à l’espace environnant.
- "Tu ne connais pas ton métier ! non, tu ne le connais pas ton métier… Tu ne sais pas encore doser un verre de Mousse de Cassis ou un Mandarin-Citron. Quand au Picon-Citron-Curaçao de la Maison, ça n’en parlons pas ! Hier, le père Cougourde est venu et s’est plaint à moi. C’est pourtant pas difficile, voyons ! tiens, regarde ! Tu mets un tiers de Curaçao - fais attention ! -, un tout petit tiers un tiers de Citron - tu vois ! - un bon tiers de Picon - tu vois ! - et alors, un grand tiers d’eau ! voilà… " - "et ça fait quatre tiers ! " - "et alors ? " - "et bé, dans un verre, il n’y a que trois tiers ! " - "mais, imbécile, ça dépend de la grosseur des tiers ! " - "et non ça dépend pas ! " - "pourquoi ça dépend pas ? " - "c’est de l’arithmétique, ça ! " - "ouais, ne cherches pas l’arithmétique, ne cherche pas à détourner la conversation, n’est-ce pas ? et la goutte sur le goulot de la bouteille, c’est de l’arithmétique, ça ? "Inutile de dire de quelle œuvre c’est tiré, n’est-ce pas ?
La recette du Soleil est très semblable à celle du Picon-Citron-Curaçao :
vous mettez un petit tiers de cœur, un tiers de zone radiative, un tiers de zone convective, et un grand tiers d’atmosphère !
Les trois premiers tiers sont à l’intérieur de la partie du Soleil visible chaque jour (le disque). Le quatrième tiers s’étend très loin, il n’est visible que pendant les éclipses totales de Soleil. C’est l’atmosphère, elle-même composée de plusieurs parties, très différentes en épaisseur : la photosphère, la chromosphère et la couronne.
Ce schéma n’est pas à l’échelle : l’atmosphère s’étend beaucoup trop loin pour la représenter correctement. Il n’est pas non plus détaillé : la photosphère et la chromosphère ne sont pas représentées, car trop petites pour être discernables à cette échelle.
L’opacité d’un gaz est fonction de sa température. Au centre du Soleil, les atomes sont totalement ionisés, et les photons passent sans encombre. La matière est transparente. Le transfert d’énergie se fait par ce mécanisme. En s’éloignant du centre du Soleil, la température décroît ; certains électrons sont capturés par les atomes ; il s’ensuit une forte augmentation de l’opacité. Le transfert ne peut plus se faire de cette manière. C’est alors la zone convective à partir de 0,86 rayon solaire, soit r = 504.000 km à partir du centre. La température de la limite, à cette profondeur, est de 2 millions de K.
La zone convective a une épaisseur de 200.000 km.
Considérons chaque zone successivement :
C’est la partie centrale du Soleil. Son rayon est 0,3 R, donc de l’ordre de 175.000 km. Son volume est seulement 2,7 % du volume total du Soleil (0,3 à la puissance 3 donne 0,027). Sa densité est très forte (160 g cm-3 = 160 fois celle de l’eau au centre, 10 g cm-3 à la périphérie…), ce qui fait que le cœur contient 40 % de la masse du Soleil… La température au centre est voisine de 15 millions de degrés, assez pour déclencher les réactions nucléaires de fusion de l’hydrogène. C’est dans le cœur, et dans le cœur seulement, qu’est produite l’énergie du Soleil. Cette énergie traverse le cœur par diffusion radiative pour atteindre la seconde zone. Les réactions qui se produisent modifient la composition chimique du cœur : l’hydrogène est transformé en hélium, donc il y a de moins en moins d’hydrogène et de plus en plus d’hélium.
Lors de la formation du Soleil, la composition chimique de l’astre était la même en tout point. Elle était celle de la nébuleuse qui lui a donné naissance. Depuis, l’hydrogène central seul s’est transformé en hélium, et donc la composition chimique du centre a évolué, alors que dans les autres parties elle est restée inchangée.
Nous avons vu plus haut que l’énergie qui alimente le Soleil doit être d’origine nucléaire. Cette constatation faite, il a fallu expliquer les détails de ce mécanisme, ce qui n’a pas été facile. En effet, la température centrale du Soleil, de l’ordre de 15 millions de K, n’est pas suffisante pour produire assez de réactions, pour expliquer l’éclat du Soleil. C’est un effet de mécanique quantique, l’effet tunnel, qui a donné la solution.
D’autre part, l’équation bien connue d’Einstein E = m c2, nous indique la quantité d’énergie produite. Un atome d’hélium est moins massif que la somme des 4 atomes d’hydrogène qui l’ont constitué. La différence de masse a été convertie en énergie de liaison, selon l’équation ci-dessus. Un calcul simple indique que l’énergie débitée par le Soleil à chaque seconde, dans toutes les directions de l’espace, correspond à une perte de masse de 4 millions de tonnes ! 600 millions de tonnes d’hydrogène se transforment chaque seconde en 596 millions de tonnes d’hélium, les 4 millions de tonnes perdus étant convertis en énergie.
Le Soleil transforme ainsi à chaque seconde 4 millions de tonnes de sa masse, en énergie rayonnée dans l’espace. Ce nombre peut sembler énorme, mais comparé à la masse du Soleil, il est à peu près négligeable, même sur une très grande durée. Faisons un calcul simple : il perd 4 106 tonnes par secondes. Il y a 31,5 millions de secondes dans une année. Donc le Soleil perd 4 106 tonnes × 31,5 106 s = 126 1012 tonnes par an, c’est-à-dire 126.000 milliards de tonnes par an. Par milliard d’années (109 années), il perd donc : 126 1012 tonnes an-1 × 109 ans = 126 1021 tonnes par milliard d’années. Enfin, depuis la naissance du Soleil, c’est à dire en 4,6 milliards d’années, la perte a été de 4,6 × 126 1021 = 5,8 1023 tonnes.
La masse du Soleil étant de 2 1030 kg, ou bien de 2 1027 tonnes, la perte relative est de : 5,8 1023 / 2 1027 = 2,9 10-4 = 0,00029. La perte est donc de 3 dix-millièmes de la masse solaire initiale. C’est à peu près négligeable… On peut pourtant comparer cette perte à une autre masse : la masse de la Terre est de 6 1021 tonnes. La perte subie par le Soleil par rapport à la masse de la Terre est donc : 5,8 1023 / 6 1021 = 102 = 100. Depuis sa formation, le Soleil a perdu 100 fois la masse de notre petite Terre !! Mais ce n’est que le tiers de la masse de Jupiter…
Les réactions nucléaires produisent directement des photons, mais ce sont des photons gamma, de très haute énergie. Si ces photons sortaient du Soleil, ce dernier serait invisible à l’œil nu, mais de toutes façons il n’y aurait pas d’œil pour l’observer, car toute vie est impossible sous les rayons gamma.
La répartition des paramètres physiques à l’intérieur du Soleil est donnée ci-dessous :
| distance au centre R | masse M | production d’énergie % | pression atm. | densité kg m-3 | densité g cm-3 | température 106 K |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 0,2 | 0,1 | 0,5 | 1011 | 105 | 102 | 12 |
| 0,3 | 0,5 | 1 | 1010 | 105 | 102 | 8 |
| 0,4 | 0,8 | - | 109 | 104 | 101 | 8 |
| 0,5 | 0,9 | - | 108 | 103 | 1 | 4 |
| 0,6 | 0,96 | - | 108 | 103 | 1 | 4 |
| 0,7 | 0,99 | - | 107 | 102 | 0,1 | 2 |
| 0,8 | 1 | - | 105 | 102 | 0,1 | 1 |
| 0,9 | 1 | - | 104 | 101 | 0,01 | 0,5 |
L’ensemble des réactions nucléaires qui produisent l’énergie du Soleil, avec les équations décrivant la température, la pression à chaque niveau, constituent le modèle standard du Soleil. Celui-ci est très précis, et donne des résultats vraiment excellents, à moins d’une centième près. Mais il y a un problème…
Les réactions nucléaires de fusion de l’hydrogène en hélium produisent des neutrinos. Ce sont des particules très légères, qui comme leur nom l’indique sont neutres, et de plus insensibles aux interactions forte et électromagnétique. De ce fait, les neutrinos interagissent très peu avec la matière ordinaire : pour arrêter à coup sûr un neutrino, il faut un mur de plomb d’une épaisseur… d’une année-lumière ! Pour un neutrino, le Soleil est tout à fait transparent. Donc, tous ceux qui sont produits dans le cœur du Soleil le traversent presque à la vitesse de la lumière, et ceux qui sont dirigés vers nous arrivent sur terre en 8 minutes. Au niveau de l’orbite terrestre, ce flux est énorme : 10 milliards de neutrinos par centimètre carré et par seconde. Ils nous traversent sans arrêt sans que nous nous en doutions.
Il est très difficile de les détecter, mais on y parvient cependant. Et les expériences qui ont été faites dans ce sens ont réservé une belle surprise : on en voit passer un tiers de ce qu’on avait prévu. Soit la théorie du Soleil est fausse, soit c’est celle des neutrinos. Ce débat s’est ouvert il y a quelques années, et il a été tranché sans doute en 2000.
Il faut dire ici qu’il existe trois sortes de neutrinos, associés aux trois particules de type électron : l’électron lui-même, le muon et le tau qui sont des électrons lourds. Il existe donc un neutrino électronique, un neutrino muonique et un neutrino tauique. Leurs masses sont extrêmement faibles, peut-être nulle. Si elle ne sont pas nulles, ils peuvent se désintégrer. Or les détecteurs qu’on utilise aujourd’hui ne peuvent capter que les neutrinos électroniques. Si, dans le temps de parcours entre le Soleil et la Terre, les neutrinos électroniques peuvent se désintégrer en neutrinos muoniques ou tauiques (c’est ce qu’on appelle l’oscillation du neutrino), alors on ne les verra pas passer. Ce qui résoudrait notre problème.
De récentes expériences faites au Japon prouvent que le neutrino possède effectivement une masse, donc que l’oscillation est possible, et donc expliquent le déficit en neutrinos solaires en préservant le modèle standard. Ces expériences ont été confirmées entre le CERN à Genève, qui a émis un flux connu de neutrinos, et le détecteur du Gran Sasso en Italie, qui a observé une diminution des neutrinos électroniques de même ampleur que celle que l’on constate dans le cas du Soleil.
La seconde partie du Soleil, à partir du centre, est trop froide pour produire des réactions nucléaires ; sa température est définie par sa pression d’abord, puis par le chauffage qu’elle subit en provenance du cœur. Elle descend de 7 millions de degrés à la base, à 1 million à la périphérie. A ces températures, la matière qui s’y trouve est fortement ionisée. Les électrons étant libres, les atomes n’absorbent pas beaucoup la lumière qui traverse la zone. Celle-ci est donc relativement transparente. Il s’ensuit que le transport radiatif est efficace. La matière est traversée par l’énergie, sans se chauffer. Il n’y a donc pas beaucoup de mouvements de matière, et par conséquent l’hélium produit dans le cœur y reste. Il n’y a pas de mélange entre le cœur et la zone radiative qui lui succède. Celle-ci conserve sa composition initiale d’à peu près un quart d’hélium et 3 quarts d’hydrogène (en masse ; là, le compte des quarts est bon !).
La zone radiative s’étend depuis le cœur, de 0,3 R, jusqu’à 0,65 R, c’est-à-dire aux deux-tiers du rayon. Sa densité chute de 10 g cm-3 à 1 g cm-3.
Les photons gamma émis par le cœur sont absorbés, puis réémis, absorbés de nouveau… Un photon gamma étant de très grande énergie, l’absorption produit l’ionisation de l’atome. Lorsque celui-ci se recombine avec un électron libre, il peut le capturer sur divers niveaux d’énergie. Et en se désexcitant, l’atome va émettre des photons de longueurs d’onde diverses, bien évidemment plus petites que la longueur d’onde du photon excitateur (car l’énergie totale des photons émis doit être égale à celle du photon absorbé). Si l’électron ne retombe pas directement au niveau le plus bas, l’atome sera toujours excité, et se désexcitera en émettant un nouveau photon (cascade). Un unique photon absorbé peut ainsi donner plusieurs photons émis. Dans ce mécanisme, il y a donc baisse progressive de l’énergie moyenne d’un photon, mais multiplication de leur nombre. Les photons qui sortent enfin du Soleil sont, pour à peu près la moitié, des photons visibles.
Pour un photon gamma émis par le cœur, environ un millier de photons visibles sortent du Soleil. L’ensemble des photons émis (visibles, IR, et UV) emporte naturellement la même énergie que les photons gamma qui leur ont donné naissance.
Troisième partie du Soleil à partir du centre, c’est donc la dernière zone du Soleil lui-même (atmosphère exclue). Elle s’étend de 0,65 R à 0,999 R. Sa température baisse de 1 million de degrés à seulement 15.000 K, et sa densité varie de 1 g cm-3 à 3 10-6 g cm-3.
Etant convective, le mélange y est violent, mais l’hélium reste cependant dans le cœur puisqu’il est isolé de cette zone par la précédente, où le mélange ne se fait pas. Ce transport d’énergie est très efficace ; il se fait essentiellement par deux types de cellules, grandes et petites. Ces cellules brassent la matière, remontent la matière chaude, qui en arrivant en surface, se refroidit par rayonnement. Cette matière se contracte alors, augmentant sa densité. Trop lourde maintenant, elle retombe à l’intérieur du Soleil, et redescend pour se chauffer à nouveau à la limite de la zone radiative.
La température de la surface du Soleil (photosphère) est la même partout, sauf dans les taches, où des champs magnétiques bloquent la convection, et provoquent un refroidissement local plus intense. De même, les petites cellules de convection expliquent la granulation.
Pour étudier l’intérieur du Soleil, on utilise aujourd’hui une méthode dérivée de celle utilisée pour sonder l’intérieur de la Terre. Ici, la méthode s’appelle héliosismologie, puisqu’à l’origine, elle était basée sur l’étude directe des séismes.
Le Soleil, contrairement à la Terre, n’est pas un corps solide ; cependant, il constitue une sphère de gaz limitée, et une onde sonore s’y propage de manière analogue à ce qui se passe dans la Terre. Et les ondes se réfléchissent à la limite de la sphère. Ces phénomènes étant complexes, un chapitre à part leur est consacré.
Etymologiquement, ceci signifie : sphère de lumière. C’est elle qui rayonne la presque totalité de la lumière solaire : 46 % dans le domaine visible, et 46 % dans l’infrarouge. Au-dessous de la photosphère, la matière est trop dense, et par conséquent opaque ; au-dessus, elle est trop ténue pour émettre beaucoup de lumière.
Quand on dit que la densité est trop forte, il faut se donner une image pour saisir en quel sens : la densité au bas de la photosphère n’est que de 3 10-6 g/cm3 (3 millionièmes de gramme par cm3), et elle chute à 10-7 g/cm3.
La photosphère ; lunette 155 mm f/d 14 4 juillet 1999 pose 1/60e photo J.P. Bousquet
L’épaisseur de la photosphère est de quelques 350 kilomètres seulement. A sa base, sa température atteint les 8.000 K, alors qu’au sommet elle tombe à 4.500 K seulement.
La luminosité du Soleil est affaiblie au bord (tout le tour). Lorsqu’on regarde le disque du Soleil dans un instrument approprié, on voit nettement que les bords du disque sont moins brillants que le centre. Cet assombrissement est bien visible sur la photo ci-dessus.
La lumière qui nous parvient du centre du disque solaire (le disque apparent) a traversé perpendiculairement 300 km de photosphère, et elle a été légèrement affaiblie au passage. Par contre, la lumière qui nous arrive du bord a traversé la photosphère tangentiellement, en travers. A cause de l’absorption, on ne peut pas voir aussi profondément qu’au centre (voir la seconde flèche à partir du centre). On voit donc une couche d’altitude plus élevée dans le Soleil. Or la température diminue (dans la phostosphère) très rapidement avec l’altitude : de 6.000 K à la base à 4.500 au sommet. On voit donc une couche moins chaude. Plus on s’éloigne du centre, plus froide est la couche observée.
La couche la plus chaude (centrale) rayonne beaucoup plus dans le domaine sensible de l’œil, et par conséquent le centre nous semble plus lumineux.
Sur ce schéma, l’épaisseur de la photosphère a été infiniment exagérée, pour la lisibilité. 300 km d’épaisseur réelle par rapport aux 700.000 km de rayon du Soleil, sont pratiquement négligeables, et seraient invisibles à l’échelle du dessin.
Les taches sont des régions de la photosphère qui apparaissent noires à l’observation visuelle. En fait, elles sont très brillantes et ne semblent sombres que par contraste (le filtre utilisé absorbe presque toute la lumière produite par les taches, laissant passer la quantité de lumière juste suffisante -1 / 100.000e- pour une observation confortable de la photosphère).
Taches, facules, granulation tél. C8 webcam Philips 27/05/01 photo J. Ardissone
Les zones royales sont les parties tropicales du Soleil (ceci dit par analogie avec la Terre) : elles s’étendent de 5° à 30° au nord et au sud de l’équateur. Les taches ne se forment que dans ces régions, il est exceptionnel d’en observer à des latitudes plus élevées, quelquefois jusqu’à 45°. Le maximum de taches se situe entre 10 et 15°.
La matière photosphérique que nous voyons est à une température constante de 5.770 K, car elle est en permanence renouvellée par la convection. Si on bloquait la convection, en empêchant la matière de se renouveller en surface, la température baisserait par rayonnement dans l’espace, et la région s’assombrirait. C’est ce qui se passe dans les taches, sièges d’un puissant champ magnétique. Le champ est d’autant plus fort que la tache est plus étendue, et sa valeur est comprise entre 100 gauss pour les plus petites, et plusieurs milliers pour les plus grandes.
La matière photosphérique montante est ionisée, et donc chargée électriquement. Toute particule chargée est sensible à un champ magnétique. Les atomes sont donc freinés par le magnétisme, et ils ont le temps de se refroidir, et donc de s’assombrir : c’est l’ombre de la tache. Le bord de la tache (pénombre), est en contact avec la zone non freinée. Il se produit un brassage avec le gaz qui remonte dans la photosphère alentour. Le réchauffement est donc partiel, et le rayonnement plus intense que dans l’ombre : la pénombre est moins sombre.
Les taches ne sont qu’à 4.000 K (de 3.700 à 4.200 K ; pour mémoire, le filament d’une ampoule électrique, insoutenable au regard, est à seulement 2.000 K ! Les taches sont plus brillantes que l’arc électrique…).
L’observation des champs magnétiques se fait par l’étude spectroscopique des taches. On dirige la fente d’un spectrographe le long d’une tache, de telle manière que la fente recoupe une partie de la photosphère de part et d’autre de la tache. On obtient ainsi un spectre dont le centre provient de l’ombre de la tache, les parties médianes de la pénombre, et les bords de la photosphère. On centre ce spectre sur une raie d’absorption intense (par exemple l’une des raies du calcium ionisé, H ou K).
On voit cette expérience sur le schéma ci-dessus. A gauche, la fente qui recoupe la tache (le cache autour de la fente est représenté légèrement transparent) ; à droite la partie du spectre correspondant à une seule raie. La raie observée est dédoublée : dans l’ombre de la tache, le dédoublement est maximum, et il diminue à mesure qu’on s’approche, dans la pénombre, de la photosphère. Sur la photosphère, il est nul.
Il s’agit là de l’effet Zeeman, qui est produit par un champ magnétique. La lumière étant une onde électromagnétique, il est naturel de penser qu’elle sera influencée par un champ magnétique. Celui-ci agit sur les niveaux électroniques d’énergie des atomes, en les dédoublant. C’est pourquoi on observe deux raies au lieu d’une (il arrive qu’on en observe même trois, la troisième non décalée). L’écartement des raies est proportionnel à l’intensité du champ magnétique, et sa mesure nous donne directement une mesure du champ perturbateur. C’est ainsi qu’on met en évidence, et qu’on mesure, les champs magnétiques à la surface du Soleil.
Le champ statique normal de la photosphère est de l’ordre de 0,01 Tessla = 10 m T. Pour comparaison, le champ de la Terre est de l’ordre de 0,32 m T à l’équateur, 0,48 m T en France, 0,6 m T au niveau des pôles. Le champ moyen du Soleil est donc 20 fois plus important.
Le champ à l’intérieur des taches est encore beaucoup plus fort : de 0,25 à 0,30 T, c’est-à-dire de 250 à 300 m T. C’est 25 à 30 fois plus fort que dans la photosphère, et donc 600 fois plus fort que le champ terrestre.
Nous reviendrons sur le champ magnétique des taches plus loin, pour expliquer le mécanisme de leur formation.
Les dimensions des taches sont fort variables, mais généralement comprises entre 5.000 et 50.000 km (diamètre de la Terre : 12.700 km). Ces valeurs correspondent à des dimensions angulaires de 10" à 1 minute d’arc. Aussi, les plus grosses de ces taches sont à la limite de la visibilité à l’œil nu (sans lentilles, mais avec filtre !…). Parfois, il apparaît des taches plus grandes, parfaitement visibles à travers un simple filtre.
Les taches ne sont pas des phénomènes permanents. Une tache apparaît sous la forme d’un pore (comme un petit trou noir dans la photosphère), se développe, reste stable un certain temps. Puis la pénombre apparaît striée par des filaments brillants radiaux. Rares au début, puis de plus en plus nombreux, ils finissent par envahir la tache et la faire disparaître. Les filaments constituent un écoulement de matière du centre vers le bord, à une vitesse de l’ordre de 2 km/s. Ils matérialisent des lignes de champ magnétique radiales.
La durée de vie d’une tache est de l’ordre de quelques jours à quelques dizaines de jours. La moitié des groupes durent moins de 2 jours, et 10 % seulement durent plus de 11 jours. Les taches qu’on retrouve d’une rotation sur l’autre sont donc assez rares.
Nous avons dit plus haut que les taches sont des dépressions à la surface du Soleil (puisque la matière qui les constitue est freinée dans son ascension par le champ magnétique). Le Soleil n’ayant pas de surface solide, ceci signifie que le regard porte plus profondément dans l’ombre que dans la photosphère. Le rayonnement du centre de la tache provient d’une zone 700 km plus profonde que la photosphère.
Nous avons vu comment les taches se forment ; il faut maintenant expliquer pourquoi. Commençons par un autre fait observationel :
Les taches se forment très souvent par paire (schéma ci-dessus) : l’une devant l’autre (parallèlement à l’équateur), présentant des polarités opposées (la première nord, la seconde sud, ou l’inverse).
Ceci montre que le champ magnétique forme une boucle au-dessus de la surface solaire, la traversant, avec un pôle nord d’un côté, et sud de l’autre, exactement comme un barreau aimanté possède un pôle nord et un pôle sud :
On observe de plus que, lorsque la tache de tête est de type nord dans un hémisphère, la tache de tête est de type sud dans l’autre.
Pour expliquer comment se forment ces tubes de champ magnétique, il faut étudier d’abord le cycle solaire.
Observons maintenant le Soleil sur une grande échelle de temps. Ceci est fait depuis Galilée, on dispose donc d’une très importante masse de données qui permettent d’étudier son comportement dans le temps.
Considérons l’ensemble des taches. On remarque qu’à certaines périodes, le Soleil en est dépourvu. Puis, un beau jour, une tache apparaît, puis une autre… on note précisément la position en latitude et la date de l’apparition, puis de la disparition de chaque tache quelques jours ou semaines après. On s’aperçoit alors que les première taches se présentent dans une zone du Soleil située vers 30° de latitude nord ou sud. Puis les suivantes se forment un peu plus près de l’équateur, etc. Les dernières (puisque de temps en temps il n’y en a pas du tout, c’est qu’elles disparaissent toutes) se forment près de l’équateur. On résume cette évolution sur un graphique qui a l’aspect suivant :
Ce schéma ne vous évoque rien ?
On a l’impression de voir des ailes de papillons. Les scientifiques, étant en général tout aussi fainéants que le reste de la population (…), n’ont pas cherché plus loin : ils l’ont nommé diagramme papillon !
On voit en bas les dates, et à gauche les latitudes sur le Soleil. Chaque point noir du diagramme est une tache. On voit bien que les premières (à gauche des ailes) sont situées aux hautes latitudes, et qu’à mesure elles se forment de plus en plus bas.
On voit facilement aussi qu’un cycle se dessine : début en 55, puis en 66, puis en 77… d’où le cycle solaire de 11 ans (11,2 ans plus précisément, mais ce n’est qu’une moyenne avec des écarts très importants autour). Il faudra que le modèle du Soleil explique les taches, leur formation, leur disparition et le cycle de 11 ans. Ce cycle de 11 ans a été découvert par Heinrich Schwabe en 1843.
De 1650 à 1700, on n’a pratiquement pas observé de taches à la surface du Soleil. C’est ce qu’on connaît sous le nom de Minimum de Maunder.
Cette période correspond au règne de Louis XIV, pendant lequel les hivers ont été particulièrement rigoureux. On a d’ailleurs nommé cette période le Petit Age Glaciaire.
Par contre, entre 1100 et 1250, on a noté une intense activité solaire, avec de très belles aurores boréales.
D’autres minima ont été notés :
Et des maxima également :
Ces observations ont été reprises en 1976 par John Eddy, qui a montré de plus une corrélation avec la proportion de carbone 14 dans l’atmosphère : dans les périodes où le Soleil présente peu de taches, la quantité de carbone 14 accumulée dans les cernes d’accroissement des arbres augmente. L’explication en est simple. Le carbone 14 est produit à partir du carbone 12, dans la haute atmosphère, par les rayons cosmiques. Or ceux-ci sont déviés par le champ magnétique produit par le vent solaire. Donc :
taches plus nombreuses ⇒ vent solaire plus abondant ⇒ rayons cosmiques davantage déviés ⇒ moins de C14
Au cours du cycle de 11 ans, les lignes de champ magnétique sont tout d’abord droites, d’un pôle à l’autre, puis elles se déforment par la rotation différentielle :
La déformation entraîne un rapprochement des lignes au voisinage de l’équateur, d’où un accroissement de l’intensité du champ. Admettons qu’il y ait un pôle magnétique sud au pôle nord du Soleil.
Si vous suivez une ligne de champ tordue par la rotation différentielle, en partant du pôle nord, vous allez rencontrer deux taches dans l’hémisphère nord, puis deux autres dans l’hémisphère sud (ceci n’est pas obligatoirement sur la même ligne de champ).
La ligne de champ sud-nord peut être considérée comme un ensemble de segments bout à bout. Puisque la ligne globale va du sud au nord, il en sera de même de chaque segment, chacun ayant une extrémité sud et l’autre nord. Puisque c’est un pôle magnétique sud en haut, la première tache doit être de polarité nord.
Le deuxième segment, entre les deux taches du haut, doit voir aussi une alternance, sa tache de droite ayant une polarité sud. Et ainsi de suite. Les taches sur une même ligne sont toujours alternés. En franchissant l’équateur solaire, l’alternance se produit, et les deux taches les plus proches de l’équateur sont donc de pôles opposés :
Ceci explique que les taches de tête (celles de droite sur le schéma) soient de polarité différente dans les deux hémisphères.
A la fin du cycle, les lignes se rapprochent tellement au voisinage de l’équateur que leurs champs se mélangent et s’annulent. Dans les régions polaires par contre, c’est une tache nord qui se dirige vers le pôle nord géographique, et qui va annuler le champ existant. De sud, il va devenir nord. Il se passe exactement l’inverse dans l’hémisphère sud. C’est ainsi que le champ s’inverse. On se retrouve dans la situation de début du cycle précédent, mais avec les polarités inversées. Alors, la polarité des taches s’inverse aussi, la première d’un couple étant maintenant nord et la seconde sud (dans l’hémisphère nord).
Bien évidemment, 11 ans plus tard, il y aura une nouvelle inversion, et les taches se retrouveront comme au début.
Le cycle du Soleil complet est donc plutôt un cycle de 22 ans, si l’on tient compte de l’inversion.
Ce modèle de l’activité solaire est dû à Horace Babcock, qui l’a proposé au début des années 60.
Il explique pas mal le cycle solaire, sauf une chose : dans les régions polaires, apparaissent des régions actives et des facules brillantes 3 à 4 ans avant la fin d’un cycle. Et par leur polarité, ces facules appartiennent déjà au cycle suivant, car elles sont inversées. Elles migrent vers les régions de plus basse latitude, et rejoignent la zone où se forment les premières taches du nouveau cycle.
Ce phénomène nous indique que le cycle solaire est plus complexe, et qu’on n’en maîtrise pas encore les subtilités.
Il existe d’autres modèles, plus complexes et mettant en jeu un transport du flux magnétique. Ces modèles représentent toujours la surface seule, sans tenir compte des phénomènes internes au Soleil, qui ont été mis en évidence par héliosismologie. D’une manière générale, le magnétisme du Soleil est encore mal connu.
La matière sous la photosphère est ionisée, donc conductrice de l’électricité. Dans le tube magnétique, à certains endroits, le champ diminue la densité en forçant les atomes à s’éloigner les uns des autres (le long des lignes). La matière s’en trouve allégée, et la poussée d’Archimède la fait monter. Sous cette force, le tube va atteindre la surface, où il apportera de la matière plus chaude qu’aux alentours. En effet, sa montée étant plus rapide que celle de la matière environnante, elle se refroidit moins dans son ascension. Arrivée à la photosphère, elle va briller davantage que le reste, et forme une facule.
Plus tard, le tube sort de la photosphère et forme deux taches, aux endroits où il coupe la photosphère.
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Les zones royales sont les parties de la photosphère où les lignes de champ magnétique sont le plus tordues par la rotation différentielle.
Près des taches, on distingue souvent des plages légèrement plus brillantes que la photosphère. Ce sont les facules, régions plus chaudes que la moyenne. Leur température est de l’ordre de 1.000 K supérieure à celle de la photosphère.
Les facules apparaissent à 65° de latitude au début d’un cycle solaire. Leur formation s’explique par le même mécanisme que les taches, mais la matière y est plus condensée, donc plus chaude.
On les appelle aussi grains de riz. Ils pavent la surface du Soleil, alternativement clairs et sombres. Vus depuis la Terre, leur dimension ne dépasse pas 1 à 2 secondes d’arc. Ils sont difficiles à voir avec un instrument non spécialisé, à cause de la turbulence produite par l’échauffement à l’intérieur même du télescope, qui limite le pouvoir séparateur. En dimensions linéaires, ils atteignent 600 à 1.000 kilomètres. Les granules ont une durée de vie très brève, de quelques minutes seulement. La surface du Soleil, filmée en accéléré, montre un bouillonement intense.
La différence de brillance traduit une différence de température : les clairs sont plus chauds de 100 à 200 K que les foncés.
Enfin, l’analyse montre un décalage spectral vers le bleu pour les grains clairs, et vers le rouge pour les sombres. Ce décalage traduit une différence de vitesse par rapport à la chomosphère moyenne, de 1 à 2 km/s en plus ou en moins. Ceci nous prouve que les grains clairs sont des structures montantes (qui s’approchent de nous), et les sombres des structures descendantes.
Ce sont donc les sommets des petites cellules de convection, qui transportent l’énergie vers la surface du Soleil. Les grains clairs nous montrent la matière chaude provenant de l’intérieur du Soleil, qui se refroidit rapidement. Le refroidissement entraîne l’arrêt de la force ascentionnelle. Comme la matière chaude continue d’arriver de dessous et la pousse, la matière froide s’écoule vers les côtés. Etant plus dense, donc plus lourde, elle plonge vers le centre du Soleil, et forme les cellules descendantes froides et sombres.
Les granules se groupent en super-granules, atteignant 30.000 km de diamètre. Tout ceci témoigne d’une trubulence intense due à la convection.
Nous arrivons à la limite supérieure de la photosphère. C’est une petite couche dont la pression est mille fois plus faible que dans l’atmosphère terrestre. Elle est donc transparente, et chaude. Lors d’une éclipse totale de Soleil, à l’instant où la Lune cache totalement la photosphère, et pas encore la chromosphère, on voit apparaître les raies spectrales en émission au lieu de les voir en absorption. Elles sont produites tout simplement par la recombinaison des atomes après ionisation par le rayonnement de la photosphère.
On appelle ce spectre le spectre éclair, car il dure le temps que la Lune couvre la chromosphère, de l’ordre d’une seconde. On le photographie tout simplement avec un réseau sans fente (la couche renversante étant très fine), il suffit de déclencher au bon moment ! Les raies spectrales épousent la forme ronde du Soleil.
La couche renversante est un artefact provoqué par le brusque changement des conditions d’observation (masquage du disque par la Lune). Elle ne possède pas de propriétés physiques particulières, et n’a donc pas d’identité propre. Elle marque simplement la transition entre la photosphère et la chromosphère.
Les grains de Bailly ne sont qu’une apparence fugace qui se produit juste avant la totalité d’une éclipse de Soleil. Lorsque la Lune couvre presque entièrement le disque solaire, les montagnes lunaires cachent déjà la photosphère bien ronde, alors que les plaines basses la laissent encore entrevoir. On voit un disque noir, avec quelques points extrêmement brillants. Ces quelques points suffisent largement à cacher la couronne. Tant qu’il reste au moins un grain de Bailly, l’éclipse n’est donc pas encore totale, au sens ou il est encore impossible d’admirer la couronne.
Diamant, produit par un grain de Bailly au début d’une éclipse totale photo J. Ardissone
La chromosphère est la couche solaire qui se place juste au-dessus de la photosphère. Alors que la photosphère est relativement tranquille, tout ce qui se trouve au-dessus, de la chromosphère jusqu’à la couronne externe, est l’interface entre le Soleil lui-même et l’espace. Toute l’énergie produite au centre doit passer par là pour s’échapper dans l’espace. La dispersion de cette énergie produit une très forte turbulence, et ces zones sont beaucoup plus agitées que celles de dessous (la faible densité permet cette agitation). Leur modélisation physique est nettement plus complexe, car les approximations acceptables jusque-là ne le sont plus au-dessus.
Chromosphère signifie littéralement : sphère de couleur. La lumière qu’elle émet dans le visible est produite par la raie Hα de l’hydrogène, qui est rouge. On peut la voir en utilisant un filtre qui ne laisse passer que cette couleur : le Soleil apparaît alors tout rouge. Dans un instrument équipé d’un tel filtre, le disque solaire visible en rouge est la chromosphère, puisqu’elle émet beaucoup de lumière Hα alors que la photosphère en émet peu. Observer dans cette couleur montre donc une région différente du soleil, bien que l’aspect soit semblable au premier coup d’œil. La chromosphère émet aussi, outre la raie Hα, les raies H et K du calcium ionisé. Il est possible de l’observer donc avec un filtre laissant passer ces raies. On y observe de plus des raies dans l’ultraviolet
Enfin, elle brille, selon un spectre continu, du domaine millimétrique à l’infrarouge.
La densité de matière est évidemment décroissante quand on s’élève dans la chromosphère, de 10-7 à 10-13 g cm-3. A cette baisse devrait logiquement être associée une baisse de la température. Ce n’est pas le cas ! La température augmente avec l’altitude dans la chromosphère jusqu’à atteindre 7.000 K sur la plus grande partie de sa hauteur, 20.000 au sommet.
La limite supérieure de la chromosphère est l’altitude à laquelle la température est trop élevée pour que l’hydrogène rayonne encore : c’est lui qui donne sa coloration et son nom à la chromosphère.
La chromosphère est définie par son émission en Hα ; par conséquent, ses limites sont déterminée par l’abondance de ce rayonnement. Elles sont donc imprécises, la limite supérieure surtout qui dépend de la quantité de lumière qu’on choisit pour la fixer. Aussi, l’épaisseur de cette couche est donnée entre 2.000 et 6.000 kilomètres (ce qui est peu par rapport au rayon du Soleil, de 750.000 km).
Les spicules sont de petits jets de gaz (petits à l’échelle du Soleil). Ils sont produits par des lignes de champ perpendiculaires à la surface.
Eclipse totale de Soleil du 11 août 1999, quart nord-ouest du Soleil photo Jean-Pierre Bousquet
Cette photo montre, pendant la totalité de l’éclipse, la basse couronne du Soleil, et des protubérances. Remarquez la couleur rouge des protubérances. Elle est due à la raie Hα de l’hydrogène, qui est la principale source de lumière de la basse atmosphère du Soleil.
Protubérance, coronographe du Centre d’Astronomie Briançonnais pose 1/125e photo J.P. Bousquet
Les protubérances peuvent atteindre des dimensions extraordinaires, de l’ordre du rayon solaire. Le satellite SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), placé en orbite autour du Soleil au point de Lagrange de la Terre, observe 24 h / 24, et ne manque pas une protubérance. Il observe dans de nombreux domaines de longueur d’onde, permettant une comparaison des phénomènes.
SOHO filme en permanence l’activité solaire dans de nombreuses gammes de longueur d’onde. Voici une vidéo qui montre la super-granulation en Hα, et l’évolution d’une belle protubérance sur la gauche. Remarquez comment le gaz retombe vers la photosphère, en suivant les lignes de champ :
film produit par SOHO (ESA, NASA)
Enfin, voici une protubérance magnifique photographiée à l’Observatoire de Marseille le 27 mars 2015.
Elle s’était développée la veille, avec une forme en fontaine large, relativement diffuse. Elle est maintenant plus étroite, et on constate qu’elle s’est condensée, les partie les moins denses s’étant diluées, et les plus denses s’étant renforcées. On voit des points assez brillants, témoins de ces condensations. Pour bien voir les détails, augmentez la luminosité de votre écran.
Sous ce nom, on désigne des structures complexes, dont la densité est très faible. En fait, il n’y a pas de limite précise dans le Soleil entre les différentes parties, et c’est surtout par commodité qu’on les distingue. Par définition, l’atmosphère du Soleil commence là où le gaz devient assez transparent pour laisser passer les rayons lumineux. Ce qui est au-dessous est opaque, par contre l’atmosphère est transparente et nous laisse voir une limite qu’on appelle justement la photosphère.
Les atmosphères stellaires sont des enveloppes de faible densité dans lesquelles le transfert d’énergie est presque totalement radiatif, car les autres modes sont inefficaces.
L’atmosphère est principalement divisée en trois parties d’inégales épaisseurs : la photosphère, qui ne fait que 350 km d’épaisseur, la chromosphère, plus vaste avec 3.000 km, et enfin la couronne qui s’étend très loin, jusqu’à des millions de km.
Ce que nous voyons du Soleil est la photosphère, donc la partie la plus basse de son atmosphère. Elle est un million de fois plus lumineuse que la couronne, ce qui explique que cette dernière soit invisible. Pour l’admirer, il faut la circonstance exceptionnelle d’une éclipse totale de Soleil, au cours de laquelle la Lune vient cacher totalement la photosphère. Ce spectacle magnifique s’est produit en France les 15 février 1961 et 11 août 1999.
Le profil de température de l’atmosphère du Soleil est assez complexe. A 500 km au-dessus de la photosphère, la température est descendue à 4.100 K. Puis elle remonte à 6.000 K, température atteinte à 1.000 km. Elle reste stable jusqu’à la couronne, vers 2.100 km, et là elle remonte extrêmement vite à 2.000.000 de K. Cette température règne sur plusieurs rayons solaires, ensuite elle diminue lentement.
Le Soleil a toujours été observé dans le visible, pour cause. Mais depuis peu, depuis qu’on dispose de satellites précisément, on peut l’observer aussi dans d’autres gammes de longueur d’onde. Il est bon de réfléchir un peu à ce sujet.
Le visible correspond aux longueurs d’onde entre 0,4 et 0,8 micromètres. Si vous considérez un corps noir qui émet dans le visible, sa température est telle que le maximum d’énergie est dissipé entre ces deux valeurs. Disons que la température peut aller de 1.000 à 20.000 K. Ce sont les températures de surface des étoiles.
Que se passe-t-il si la température est plus basse, ou plus haute ? Le maximum d’énergie sera émis à des longueures d’onde différentes, plus longues (température plus basse, vers l’infrarouge), ou plus courtes (températures plus hautes, vers l’ultraviolet). Dans une étoile, on ne rencontre pas de températures plus basses que 1.000 K. C’est donc vers les hautes énergies, ou courtes longueurs d’ondes, qu’il faut chercher.
Dans l’atmosphère de la Terre, la température n’est pas partout la même. Elle varie en fonction de l’altitude. Dans l’atmosphère d’une étoile aussi, mais dans des proportions très importantes. De quelques milliers de degrés au niveau de la photosphère, à quelques millions de degrés dans la couronne. Ceci signifie que, selon l’altitude, la rayonnement sera plus intense dans telle ou telle longueur d’onde.
Pour le Soleil par exemple, si on observe dans la raie Hα, on verra la chromosphère. Si on choisit une autre raie, on observera la partie basse de la couronne. Enfin, en rayons X, on verra le centre de la couronne, dont la température atteint les 2 millions de degrés.
Le choix de la longueur d’onde est donc très important selon ce qu’on veut analyser. Et la mise en correspondance de toutes les observations permet d’obtenir une vue d’ensemble de ce qui se passe dans l’atmosphère du Soleil, depuis la chromosphère jusqu’au vent solaire.
Il y a beaucoup d’hydrogène dans l’atmosphère du Soleil, et beaucoup moins de calcium. La lumière Hα qui provient de la photosphère est donc beaucoup plus vite absorbée, i.e. à plus basse altitude.
Si dans la raie d’absorption Hα, il reste un peu de lumière, elle a été produite à une altitude assez élevée pour ne pas être absorbée. Une image Hα du Soleil, montre la chromosphère à 800 km au-dessus de la photosphère. Quand on regarde le Soleil dans une raie du calcium, on voit plus bas, vers la photosphère.
Les rayons X très énergétiques sont émis par un gaz à très haute température. C’est le cas dans la couronne. Plus bas, photosphère et chromosphère n’en émettent pas, leur température étant bien trop basse pour ça. Une observation du Soleil en rayons X montre donc la couronne seule. Les X étant absorbés par l’atmosphère de la Terre, il faut observer depuis l’espace (Yokkoh, satellite japonais), et on n’a pas besoin d’éclipse pour cela.
La couronne est la partie externe de l’atmosphère du Soleil. C’est une région très curieuse, dont les propriétés ne sont pas encore bien comprises.
Elle s’étend au-dessus de la chromosphère, et se dilue progressivement dans l’espace entourant le Soleil. Elle ne possède donc pas de limite supérieure précise, mais elle est détectable jusqu’à des distances atteignant plusieurs dizaines de rayons solaires, soit plusieurs millions de kilomètres.
La couronne pendant une éclipse totale photo J. Ardissone
On distingue deux parties dans la couronne :
La couronne K est la partie basse, dont la matière émet de la lumière dans un spectre de raies. Ces raies sont détectables à une distance relativement faible du Soleil, de l’ordre d’un demi-rayon solaire au-dessus de la photosphère.
En plus des raies d’émission, elle présente un spectre continu, qui est dû à la diffusion de la lumière photosphérique par les électrons libres de la basse couronne. Cette lumière est polarisée à 100 %. C’est le continu qui donne son nom à cette partie de la couronne : K pour continuum.
La forme de la couronne K est relativement sphérique, mais elle projete des jets, nommés jets coronnaux, à grande distance et proches du plan équatorial du Soleil. Les jets coronaux sont visibles jusqu’à plusieurs dizaines de rayons solaires.
Couronne du Soleil, pendant l’éclipse totale du 11 août 1999 photo JP Bousquet
La video ci-dessous a été faite par la sonde SOHO, qui est en orbite au point de Lagrange de la Terre, en direction du Soleil. Elle est prise dans le visible. Elle est intéressante à plus d’un titre :
film produit par SOHO (ESA, NASA)
La température de la couronne pose un problème majeur de la physique solaire. Sa température très élevée est difficilement explicable par des moyens simples. Il faut invoquer un chauffage par des champs magnétiques très intenses, mais on n’a pas encore de théorie détaillée satisfaisante. Les tubes de champ s’élèvent dans la chromosphère, et les lignes s’écartent. Lorsqu’elles se séparent, l’accumulation de l’énergie magnétique est brusquement libérée, ce qui élève la température du plasma. Dans le détail, ce mécanisme est très complexe.
Température : 2 à 5 millions de degrés.
Les éruptions solaires se manifestent sous des formes très diverses. Ce sont toujours des débordements d’énergie :
Eruptions solaires film produit par SOHO (ESA, NASA)
Le point brillant qui traverse le champ en bas est la planète Jupiter. Elle paraît bien peu brillante, ce qui est dû à sa grande distance à la Terre. En effet lorsque Jupiter, planète supérieure, est en conjonction avec le Soleil, elle se trouve derrière lui ! Par conséquent, sa distance à la Terre est égale à la distance Terre-Soleil augmentée de la distance Jupiter-Soleil, ce qui fait 150 + 780 = 930 millions de kilomètres, alors qu’à l’opposition la distance n’est que de 780 - 150 = 630 millions de kilomètres.
L’instrument LASCO C2 a produit une video très instructive les 1 et 2 juin 1998. On y voit une éruption coronale importante, mais juste avant, deux comètes s’approchent du Soleil, sur une trajectoire de collision. Elle n’en ressortiront pas. Ces événements ne sont pas les seuls. Les comètes qui tombent sur le Soleil sont très fréquentes : SOHO en est à 2.000 comètes observées aux alentours du Soleil.
Eruptions solaires film produit par SOHO (ESA, NASA)
Le film suivant a été pris à Noël 1996 par la sonde SOHO (ESA, NASA), instrument LASCO C2. On y voit une comète finir son périple dans notre étoile, ainsi qu’une violente éjection de matière.
Violente éjection de masse coronale film produit par SOHO (ESA, NASA)
La conquête spatiale a ouvert de nouvelles fenêtres d’observation, en particulier dans le domaine des rayons X. Ceux-ci ne traversent pas l’atmosphère, heureusement pour nous car ils sont très énergétiques. Une image du Soleil en rayons X ne ressemble pas vraiment à une image visible. Le contraste est beaucoup plus élevé. Les zones claires sont les plus brillantes dans ce domaine de rayonnement, donc les plus chaudes.
Les images du Soleil à ces longueurs d’onde sont beaucoup plus cahotiques que dans le visible : la couronne n’est pas homogène.
On voit de grandes différences de brillance, et tout particulièrement des zones très sombres. Celles-ci sont des trous qui laissent voir la photosphère et la chromosphère, obscures dans cette gamme d’ondes. On les appelle trous coronaux. L’énergie y est faible par rapport aux plages environnantes. Pour étudier le Soleil, le choix de la longueur d’onde équivaut au choix de la couche à observer (visible : photosphère ; raie Hα : chromosphère ; X : couronne).
Quelle est l’explication de cette variablilté, et de ces trous ? La production d’énergie est liée à la présence de forts champs magnétiques, qui canalisent le plasma et lui permettent d’atteindre les températures élevées nécessaires à la production de rayons X. Dans les trous coronaux, la température est plus faible, l’énergie plus basse. On a montré que les lignes de champ y sont ouvertes vers l’espace, alors qu’ailleurs elles sont bouclées.
Dans les trous coronaux, l’accélération des noyaux d’hydrogène les expédie vers l’extérieur, alors que dans les autres zones, les boucles de champ les projettent les uns contre les autres. Les noyaux atteignent 400 km/s dans les boucles, et 700 km/s dans les trous coronaux. Ces derniers sont donc les sources d’une grande partie du vent solaire.
Le chauffage de la couronne, qui dépasse parfois les 2 millions de degrés, bien plus que la photosphère, est produit pas les champs magnétiques, qui accélèrent les particules de matière fortement ionisées. Les colonnes de matière en mouvement constituent des tubes de champ, qui s’entrecroisent. Les oppositions de champ amènent à la rupture des tubes. Cette rupture libère brusquement une grande quantité d’énergie, qui se transforme en chaleur en entraînant des ions. C’est ce qui chauffe la couronne.
La lumière zodiacale est une lueur très ténue, visible dans un ciel parfaitement noir (loin des humains, de leurs pollutions diverses, en l’absence de la Lune…). Elle s’étend depuis l’horizon et monte dans le ciel en suivant l’écliptique. Elle présente une forme elliptique (visible en bas de cette photo).
C’est un reflet du Soleil sur les poussières du milieu interplanétaire. Ces poussières sont en plus grande abondance dans le plan équatorial du Soleil. La densité des poussières étant faible, la lumière diffusée est faible aussi.
La lumière zodiacale (en bas de l’image, sous la Voie Lactée) photo Lionel Ruiz
Quelquefois, dans des conditions encore meilleures peut-être, on arrive à distinguer une autre lueur à l’opposé. Il s’agit du gegenshein, de même nature que la lumière zodiacle, mais par réflexion.
Il est malheureusement extrêmement difficile de les voir maintenant, l’activité humaine ayant considérablement dégradé l’atmosphère.
L’observation d’une comète montre que la queue est toujours opposée au Soleil, quelle que soit la trajectoire de la comète. On a vite compris que les gaz qui la composent sont repoussés au loin par de la matière provenant du Soleil. Cette matière est très ténue, invisible en général, mais elle doit être suffisamment énergétique pour chasser les gaz de la comète.
C’est ainsi qu’on a mis en évidence le vent solaire, qui est maintenant très bien connu grâce, en particulier, aux satellites artificiels. Il est constitué principalement de protons et d’électrons qui se sont échappés de la couronne à cause de sa haute température (donc de la grande vitesse de ces particules).
Le vent solaire, bien calme de nos jours, a été très violent dans la jeunesse de notre étoile, au cours de sa phase T Tauri. A l’heure actuelle, la masse perdue est du même ordre de grandeur que la masse perdue par les réactions nucléaires. On l’évalue à 10-13 M / an. A ce régime, le Soleil s’évaporerait entièrement en 1013 années, soit 1.000 fois l’âge de l’Univers !
Une technique assez récente, nommée héliosismologie, étudie les mouvements pseudo-périodiques qui agitent la surface. Ces mouvements sont détectés par effet Doppler-Fizzeau, et produits par des ondes sonores qui se propagent dans la masse du Soleil. Ces ondes sont en résonance, et ainsi le Soleil se comporte comme une caisse de résonance. Il possède donc des fréquences typiques de sa constitution. L’étude de ces fréquences, et leur comparaison avec des modèles, permet de remonter à la structure interne du Soleil. La rotation module les fréquences, et donc on peut aussi la mesurer.
Cette méthode permi de préciser observationnellement la profondeur de la zone convective : la limite entre elle et la zone radiative en-dessous se nomme la tachocline, et se trouve aux 2/3 du rayon solaire (soit vers 460.000 km du centre). Dans la zone convective, la vitesse de rotation augmente avec la profondeur. Enfin, de 100.000 km jusqu’au centre, le cœur du Soleil tourne en bloc à la façon d’un solide.
Le champ magnétique du Soleil provient d’une couche épaisse de 61.000 km localisée à 216.000 km de profondeur (mesures d’ondes héliosismologiques réalisées par Soho). C’est la zone de "cisaillement" où le Soleil passe d’un mode de rotation solide interne à une rotation différentielle dans laquelle les régions équatoriales tournent plus vite que les régions polaires.
Le champ magnétique moyen du Soleil est de l’ordre de 1 gauss. A l’intérieur des taches, il va de 100 à quelques milliers de gauss.
| zone | dimension /rayon Soleil | température | densité eau = 1 |
|---|---|---|---|
| cœur | 0,3 | 15 millions K | 160 |
| zone radiative | 0,3 à 0,7 | 7 à 1 millions K | 10 à 1 |
| zone convective | 0,7 à 1 | 1 million à 15.000 K> | 1 à 3 millionièmes |
Le Soleil contient 99,85 % de la masse du système solaire, l’ensemble des planètes ne représente que 0,14 % de cette masse, et l’ensemble des satellites, des astéroïdes, des comètes et du milieu interplanétaire ne représente que 0,01 % …
| distance au centre | pression | masse volumique | température | masse | énergie | ionisation |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 0,9 à 1 | 105 atm. | 10-2 g/cm3 | 106 K | 0,99 | transport convectif | ionisation faible forte opacité |
| 0,8 à 09 | 107 atm. | 10-1 g/cm3 | 2 106 K | |||
| 0,7 à 0,8 | ||||||
| 0,6 à 0,7 | 109 atm. | 1 g/cm3 | 4 106 K | 0,95 | transport radiatif | ionisation forte grande transparence |
| 0,5 à 0,6 | 0,9 | |||||
| 0,4 à 0,5 | 10 g/cm3 | 0,8 | ||||
| 0,3 à 0,4 | 1011 atm. | 8 106 K | 0,5 | |||
| 0,2 à 0,3 | 0,1 | 100 % | ||||
| 0,1 à 0,2 | 100 g/cm3 | 12 106 K | 50 % | |||
| 0 à 0,1 | 160 g/cm3 | 15 106 K |
La masse volumique croît rapidement dans les régions centrales. 90 % de la masse sont concentrés dans la première moitié du Soleil.
La colonne énergie montre que toute l’énergie est produite par le Soleil dans le premier tiers du rayon. Au-dessus, la production est nulle, et on a noté le transport de cette énergie, d’abord radiatif dans la zone où le Soleil est relativement transparent aux rayonnements (parce que l’ionisation est forte, donc les atomes ne peuvent absorber les photons), puis dans la zone convective (où l’ionisation étant beaucoup plus faible, il y a davantage d’électrons autour des atomes qui absorbent les photons). Dans ces conditions, le transport radiatif devient inefficace, et fait place à un transport convectif.
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