Le Soleil

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Le Soleil : une étoile relativement banale

Le Soleil est une étoile, c'est-à-dire un astre qui produit sa propre énergie. Formé de gaz, essentiellement d'hydrogène, il est une merveille d'équilibre entre deux forces : la gravitation, qui pousse ses couches extérieures vers son cœur, et le rayonnement, qui cherche à faire jaillir la matière vers l'extérieur. Cet équilibre peut être stable sur une très longue durée : dans le cas du Soleil, dix milliards d'années environ.

Cette étoile est particulièrement importante car elle fournit l'essentiel de l'énergie reçue par les planètes du système solaire. Néanmoins, elle reste relativement banale comparée à l'ensemble des autres étoiles. Il s'agit d'une étoile de classe G (voir le diagramme de Hertzsprung-Russel), située sur la séquence principale, donc dans la phase principale de sa vie. Malgré son rayon de 7x10⁵ km et sa masse de 2x10²⁷ tonnes, le soleil est d'une taille modeste (Bételgeuse dans la constellation d'Orion a un rayon qui lui est 1100 fois supérieur).

Situé à une distance moyenne de 150 millions de km de la Terre, le Soleil permet d'étudier en détail la physique se déroulant depuis son cœur jusque dans les régions les plus périphériques de son atmosphère. C'est la seule étoile que nous puissions étudier avec une telle précision temporelle et spatiale. Les théories peuvent ensuite être testées sur d'autres étoiles, de type solaire ou non, pour essayer d'avoir une vision globale de la physique qui régit l'évolution des étoiles.

Quelques chiffres

Le Soleil est un plasma c'est-à-dire un gaz fortement ionisé. Il est constitué d'électrons, de protons et d'atomes et molécules plus ou moins ionisés (ayant perdu au moins un électron, ce qui rend l'atome ou la molécule électriquement non neutre).

Quelques ordres de grandeur de dimensions solaires :

• Age : 4,5 x 10⁹ans
• Durée de vie estimée : 10¹⁰ ans
• Distance à la Terre : 150 x 10⁶km
• Diamètre : 1,4 x 10⁶km (Terre = 12 600 km)
• Masse : 2 x 10³⁰ kg (Terre = 6 x 10²⁴kg)
• Masse volumique : 1,41 g.cm^-3 (eau = 1 g.cm^-3 ; Terre = 5,5 g.cm^-3)
• Puissance rayonnée : 4 x 10²⁶W
• Energie reçue par la Terre : 1353 J.m^-2.s^-1
• Température au centre : 15 x 10⁶K
• Température de surface : 5 800K
• Champ magnétique global 1 à 2Gauss

Le tableau donne les abondances relatives d'éléments constituant le Soleil. On peut constater la présence d'atome lourd (tel que le fer, le phosphore etc). Ces éléments n'ont pas été produit par le Soleil. Il proviennent des résidus d'étoiles ayant servi au nuage proto-solaire.

Abondances

H (Hydrogène)	1 000 000	Al (Aluminium)	2,5
He (Hélium)	50 000	Si (Silicium)	35
C (Carbone)	350	P (Phosphore)	0,27
N (Azote)	110	S (Soufre)	16
O (Oxygène)	670	K (Potassium)	0,11
Ne (Néon)	28	Ca (Calcium)	2,1
Na (Sodium)	1,7	Fe (Fer)	25
Mg (Magnésium)	34

Abondance approximative (relativement à l'hydrogène) des principaux éléments chimiques dans l'atmosphère du Soleil.

De l'intérieur à l'atmosphère

Bien que la notion de surface n'ait pas grand sens dans le cas d'une sphère de gaz, on distingue toutefois deux grandes zones : l'intérieur et l'atmosphère du Soleil. Schématiquement, l'intérieur du Soleil est toute la région inaccessible par des moyens optiques (quels qu'ils soient).

Définition :

La « surface » solaire (qui définit aussi son rayon) est définie par l'altitude à partir de laquelle les photons à 500nm se propagent librement.

L’intérieur solaire est composé de trois régions :

• le coeur
• la zone radiative
• la zone de convection

L’atmosphère est elle aussi composée de trois zones :

• la photosphère
• la chromosphère
• la couronne

Il faut cependant noter que si l'intérieur du soleil a une limite supérieure (la "surface"), l'atmosphère solaire n'en a pas ! La couronne solaire, à environ 3 rayons solaires, est accélérée pour donner lieu à un vent solaire, s'étendant dans tout le milieu interplanétaire. La plupart des étoiles possèdent un tel vent, alors appelé vent stellaire.

Le noyau

Le noyau est la région la plus centrale du Soleil. C'est de là que provient toute l'énergie solaire, traversant toutes les couches jusqu'à la surface, puis l'espace interplanétaire.

La température est de l'ordre de 15 millions de Kelvin, alors que la concentration y est de 5 x 10³¹ particules.m^-3 (à comparer à l'atmosphère terrestre qui contient 10²⁵ m^-3). La densité est de 150 x 10³ kg.m^-3. La pression y est de 2,2 x 10¹¹ atm. Ce sont les fortes température et pression qui permettent aux réactions thermonucléaires de s'initier.

Le noyau est supposé occuper environ 200 000 km, soit 0,3 rayon solaire, et représenter environ 60 % de la masse totale du Soleil. Le noyau est une zone particulièrement importante puisqu'il est le siège des réactions thermonucléaires donnant lieu à l'énergie dégagée par le Soleil sous forme de rayonnement. On estime cependant que la production thermonucléaire ne s'effectue que dans une région faisant 0,1 rayon solaire.

La rotation du noyau est rigide, c'est-à-dire qu'il tourne comme un solide sur lui-même.

La zone radiative

La zone radiative entoure le noyau de 0,3 à 0,8 rayon solaire. La densité décroît de 1,4 x 10³¹ m^-3 à 1,7 x 10²⁸ m^-3 à mesure que l'on s'approche de la surface. De même, la pression décroît de 3 x 10¹⁰ à 6 x 10⁶ atm, et la température de 8 x 10⁶ à 1,3 x 10⁶ K.

Comme son nom l'indique, l'énergie émise par le coeur est transférée vers la surface sous forme de radiations électromagnétiques, c'est-à-dire sous forme de photons. Ces photons rentrent en collision avec les particules (atomes ionisés) du milieu. Ces collisions successives ont deux effets :

• 1. ralentir la sortie des photons (au lieu de 2,5 secondes, les photons mettent plus d'un million d'années pour atteindre la surface du Soleil)
• 2. changer l'énergie des photons (ils perdent peu à peu de l'énergie)

On pense que cette zone contient entre un tiers et la moitié de la masse du Soleil. La rotation y est rigide.

La zone de convection

La zone de convection est la dernière couche de l’intérieur du Soleil. La température décroît suffisamment (de 2x10⁶ à 6x10³ Kelvin) pour que des atomes se forment. La densité aussi décroît considérablement. L'énergie n’est plus transportée par rayonnement mais par convection vers la surface : le rayonnement chauffe la matière qui monte, se refroidit à proximité de la surface et se renfonce alors. La signature de cette convection est visible au niveau de la photosphère sous la forme de granulation.

La rotation de la zone convective est différentielle en latitude : elle tourne plus rapidement à l'équateur qu'aux pôles. Or la zone radiative a une rotation plutôt solide. Cette différence est très importante car on pense que la zone de frottement entre rotation rigide et différentielle - appelée tachocline - est à l'origine du champ magnétique solaire qui se forme ainsi par effet dynamo.

L'atmosphère solaire

La photosphère

La photosphère est la première couche de l'atmosphère solaire. C'est partie "visible à l'œil nu" du Soleil ( attention : ne regardez jamais le soleil sans des moyens de protection adéquats pour les yeux).

 C'est une zone d'environ 500 km d'épaisseur où la température décroît avec l'altitude de 5800K à 4200K. 99% de la lumière émise par le Soleil provient de la photosphère.

Les structures les plus typiques de la photosphère sont les granules. Il s'agit du sommet des cellules convectives engendrées dans la zone de convection. C'est aussi ici que le champ magnétique généré au niveau de la zone de convection émerge. Bien que ce champ ne soit pas visible, un certain nombre de signatures le caractérisant émaillent la photosphère :

• . Les tubes de flux magnétiques : leur taille est d'une centaine de kilomètres et leur durée de vie de quelques minutes. Ils apparaissent isolés entre les granules ou regroupés pour former de très grandes zones (brillantes dans certaines longueurs d'onde) appelées facules
• . Les taches solaires : elles peuvent atteindre des dimensions de plusieurs centaines de milliers de kilomètres et ont une durée de vie de quelques heures à plusieurs semaines. Elles apparaissent sombres sur le disque solaire. Elles peuvent être isolées ou en groupe.

Observation d'une tache solaire (en sombre) entourée de la granulation photosphérique. Les points brillants entre les granules sont des tubes de flux magnétiques. Un zoom sur une de ces régions de tube de flux est présenté en bas à droite. La flèche indique la direction du Nord solaire. Les distances sont indiquées en secondes d'arc. Observée depuis la Terre, une seconde d'arc sur le Soleil équivaut à environ 700km. D'autres images sont disponibles sur le site : http://dot.astro.uu.nl/albums/images/album.html

Crédit : R. Rutten , P. Sütterlin, Dutch Open Telescope

 

Photo prise au Coronado.

La chromosphère

La chromosphère s'étend de 500 à 2000 km d'altitude. Visible comme un fin liseré rougeâtre autour du Soleil lors des éclipses totales de Soleil, la chromosphère peut être observée au-dessus du disque solaire grâce à des filtres spéciaux qui coupent l'intense lumière de la photosphère. Le filtre typique est centré sur la raie dite « Hα » de l'hydrogène (à 636,5nm), mais on peut aussi choisir des filtres centrés autour des longueurs d'onde des raies du calcium.

La particularité essentielle de cette couche de l'atmosphère du Soleil est que la température croît avec l'altitude, passant de 4200K à près de 10000K. Cette croissance de la température avec la distance au Soleil reste l'un des grands mystères de la physique solaire actuelle.

Tout comme dans la photosphère, le champ magnétique joue un rôle particulièrement important pour structurer et conditionner l'évolution à court terme de la chromosphère. Les structures caractéristiques sont :

• Les plages : grandes régions brillantes de la chromosphère, contreparties des facules photosphériques. Le champ magnétique local y est assez important.
• Les fibrilles : structures horizontales qui semblent délimiter les structures magnétiques de la chromosphère.
• Les filaments / les protubérances : ces deux noms recouvrent en fait la même structure. Les deux noms viennent de raisons historiques : nommées protubérances quand elles sont visibles au limbe (brillantes sur fond sombre), elles sont appelées filaments lorsqu'elles sont visibles sur le disque solaire (elles apparaissent alors sombres traduisant leur faible température par rapport au milieu environnant). Il s'agit de régions de champ magnétique où la matière estpiégée.

Image du Soleil en Hα. Les filaments apparissent comme des régions sombres étirées sur la surface solaire. Les régions brillantes sont appelées "facules" et correspondent à des régions magnétiques plus chaudes. Cette photo a été obtenue à l'Observatoire de Meudon

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000



Ce cliché surexposé dans la raie K du calcium ionisé fait apparaître sur le pourtour du Soleil des protubérances, qui ne sont que des filaments vus de profil.

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

La couronne

La couronne est le nom que l'on donne à l'ensemble de l'atmosphère extérieure du Soleil... qui s'étend jusque dans le milieu interplanétaire. C'est un milieu très peu dense. La température y atteint quelques millions de Kelvin (on le sait grâce à l'observation de certains ions qui ne peuvent exister qu'à des températures très élevées).

Il s'agit de régions où les lignes de champ magnétique, au lieu de se refermer sur le Soleil, s'ouvrent vers l'espace (voir section suivante), favorisant ainsi l'émission rapide de particules dans le milieu interplanétaire. Les trous coronaux se situent principalement autour des pôles solaires et s'étendent vers les régions de plus basses latitudes. Ils sont parfois de très grande taille pouvant atteindre 50% de la surface solaire pour les plus grands. La densité et la température y étant plus faibles, ces régions paraissent sombres.

Image de la couronne solaire (en ultraviolet) avec un large trou coronal (zone sombre) s'ouvrant depuis l'un des pôles du Soleil

Crédit : EIT/SOHO - ESA - NASA

La couronne est souvent le siège de phénomènes violents comme les éruptions, qui se caractérisent par une brusque libération d'une quantité importante d'énergie, ou comme les éjections de masse coronale (en anglais Coronal Mass Ejection, CME), "bulles" de matière coronale qui s'envolent dans le milieu interplanétaire. L'étude de ces phénomènes revêt une importance particulière car ce sont des sources importantes d'émission et d'accélération de particules dans l'espace qui peuvent affecter de façon significative l'environnement des planètes (Terre incluse).

Du fait de sa très faible densité, la couronne solaire n'est observable en longueur d'onde visible qu'au cours d'une éclipse naturelle (le disque solaire est caché par la lune) ou artificielle (le disque solaire est caché par un masque mis devant un télescope). La couronne solaire est visible lors d'une éclipse solaire car les photons émis par la photosphère sont diffusés par les particules de la couronne solaire.