Le Soleil

Sans le Soleil, aucune vie terrestre n'existerait. Son étude est donc un sujet des plus passionnants.

Tout d'abord, elle permet de faire de l'astronomie en plein jour. D'autre part, étudier notre étoile permet de mieux comprendre l'évolution des étoiles en général et de connaître notre passé, notre avenir, mais aussi notre présent. Il faut avant tout prendre de sérieuses précautions avant de diriger un instrument (ou l'oeil nu) vers le Soleil. La moindre erreur ne pardonne pas et la vue est un bien précieux. N'hésitez pas à contacter les astronomes, qu'ils soient amateurs ou professionnels, avant toute observation. Cette recommandation est à prendre avec le plus grand sérieux. Sachez que la perte de cécité se fait généralement sans la moindre douleur mais que le phénomène est irréversible. Maintenant, faisons un peu mieux connaissance avec cet astre sans qui nous ne serions pas là : 

Le soleil en chiffres :

Masse : 1,989 x 1030kg "330 000 fois celle de la terre"

Diamètre : 1, 392 millions de Km "109 fois celui de la terre"

Diamètre apparent moyen : 32' (vu depuis la terre)

Angle solide moyen : 6,8 x 10^-5 sr, il faut 92400 disques solaires pour couvrir la voûte céleste. (vu depuis la terre)

Densité moyenne : 1,4 (eau = 1)

Type spectral : G2 V (Etoile jaune de la séquence principale)

Température de surface : 5800°K (0°K = -273,15°C)

Magnitude apparente moyenne : -26,74

Magnitude absolue : +4,83

Luminosité (ou puissance rayonné) : 3,85 x 1023 kW

Constante solaire (ou puissance totale reçue au niveau de l'orbite de la terre, hors atmosphère, perpendiculairement, par unité de surface) : 1367 W/m2 seuls 240 W/m2 parviennent au niveau du sol du point subsolaire

Intensité lumineuse moyenne : 2,24 x 1027 cd

Luminance moyenne : 1,47 x 109 cd/m2

Eclairement moye au sol du point subsolaire (ou flux lumineux reçu au niveau de l'orbite de la terre, à travers l'atmosphère, perpendiculairement, par unité de surface) : 1,0 x 105 lux

Composition chimique (en nombre d'atomes) : Hydrogène : 94 %, Hélium : 6 %, et des traces principalement des éléments suivants : Oxygène, Carbone, Azote, Magnésium, Néon, Silicium, Fer, Soufre, Calcium, Argon, Sodium, Aluminium,... (tous les éléments sont présents)

Composition chimique (en masse) : Hydrogène : 73 %, Hélium : 25 %, et tous les autres éléments : 2 %

Rotation différentielle : 26 jours à l'équateur, 31 jours à 60 ° de latitude, 37 jours aux pôles

Cycle d'activité magnétique : 11 années

Période de révolution autour d'une galaxie : 240 millions d'années

Age : 5 milliards d'années

 

 

Le Soleil est une étoile tout à fait "banale" de notre Galaxie dans laquelle il se situe aux deux tiers du rayon. Pour l'amateur, la plus simple manière d'étudier le Soleil est de l'observer en "lumière blanche", c'est à dire dans le domaine du visible. En France, quelques astronomes amateurs étudiant le Soleil, sont réunis au sein du Groupement Français pour l'Observation et l'Etude du Soleil ( GFOES ). Lorsque l'on observe le Soleil pour la première fois, même avec un petit instrument (cela suffit), on constatera tout d'abord, du moins très souvent, la présence de taches sombres à sa surface (photo ci-contre). Celles-ci, connues depuis le IVe siècle avant notre ère, peuvent être isolées ou groupées.

Elles dénotent d'une activité due à des champs magnétiques et sont à l'origine d'éruptions. En y regardant de plus près, on constatera qu'autour de ces taches, on distingue une zone plus claire. La partie la plus sombre est appelée "ombre" et la zone plus claire qui l'entoure est appelée "pénombre". Pour ces dernières, et si la qualité de l'observation le permet, on pourra y distinguer des filaments qui rayonnent vers l'extérieur. Tout autour de ces structures, on voit la surface solaire qui est la "photosphère". Certains instruments, dans de bonnes conditions d'observation, permettront d'y distinguer une granulation. Certains de ces granules, qui sont des cellules convectives, pourront apparaître sombres, mais pas autant que les taches. Il s'agit de "pores". La durée de vie des granules n'excède généralement pas 10 minutes et leur diamètre est compris entre 1 000 et 1 500 km. Les pores quant à eux, peuvent subsister plusieurs dizaines de minutes, mais rarement plus d'une heure. Quelques uns peuvent engendrer des taches. Certaines taches disparaissent assez rapidement, alors que d'autres évoluent. Galilée fut le premier à observer ces structures à l'aide d'un instrument. Par la suite on s'est aperçu que le nombre de taches augmentait et diminuait selon un cycle d'environ 11 ans. C'est Heinrich Schwabe, pharmacien à Dassau (Allemagne) qui releva le premier cette hypothèse. En 1843, il en publia ses résultats et reçu, en 1857, la médaille d'or de la Société Astronomique Royale. Aujourd'hui, ce cycle undécennal est bien établi. D'autres cycles semblent exister, mais ce sont des théories qui ne seront confirmées qu'ultérieurement. Très souvent, sur les bords solaires où se situent des taches ou des groupes de taches, on peut voir assez distinctement une zone un peu plus claire que la photosphère. Il s'agit de "facules" ou "plages faculaires". Elles s'étendent couramment sur plus de 15° et apparaissent souvent avant les groupes de taches.

L'énergie solaire est considérable. En une seconde, il en émet plus que les humains n'en ont consommé depuis le début de la civilisation. Mais il s'épuise. Rassurons-nous, il vivra encore plus de 4 milliards d'années. En son centre, la température dépasse 15 millions de kelvins ( 0°C = 273,16 K ) et la densité est de 10 fois celle du plomb. Le Soleil agit comme une gigantesque bombe nucléaire qui transforme l'hydrogène en hélium. On estime qu'aujourd'hui le Soleil a transformé 37% de son hydrogène en hélium.

Nous avons parlé précédemment de la photosphère. C'est la couche que l'on voit en lumière blanche. Sa rotation varie de 24,64 à 33 jours selon la latitude (rotation différentielle). Elle représente 46% de l'émission solaire. A sa base, la température est de 8 000 K et diminue avec l'altitude. La chromosphère est la couche supérieure à la photosphère et située à une altitude comprise entre 5 et 2 000 km. Elle n'est pas visible avec les instruments d'amateur, nécessitant des techniques de filtres dans les raies H et K du calcium ionisé, ou H alpha de l'hydrogène.

On trouve ensuite la couronne, visible lors des éclipses totales ou à l'aide d'un coronographe. C'est la partie supérieure de l'atmosphère solaire. On distingue la couronne "interne" (couronne K) et la couronne "externe" (couronne F). La première s'étend jusqu'à une altitude de 100 000 km, tandis que la seconde s'étend beaucoup plus loin. La température de la couronne est très élevée (supérieure à 1 000 000° K). Ces couches externes se dispersent dans l'espace et remplissent le système solaire d'un flot de matière ionisée: Le "vent solaire". Il s'agit d'un flux de particules chargées (protons et électrons) s'écoulant radialement dans toutes les directions. Le Soleil perd ainsi une masse de 1 million de tonne par seconde, ce qui ne représentera que 0,01% de sa masse au bout de 10 milliards d'années. Notre espace interplanétaire est donc rempli de matière solaire. La présence visuelle du vent solaire est évidente en observant les comètes, dont la queue se trouve toujours à l'opposé du Soleil.

Le Soleil, parfois calme, fait souvent preuve de violentes colères. C'est le cas notamment de ses "éruptions" qui sont des phénomènes cataclysmiques libérant une énergie considérable. Ces explosions gigantesques équivalent à des milliards d'explosions nucléaires. Elles ne sont pas visibles en lumière blanche. En quelques minutes, les températures grimpent, localement, à 5 millions de degrés ; un nombre important de particules, ainsi que le rayonnement qui leur est associé, sont projetés dans l'espace. Une éruption dure habituellement moins d'une demi-heure. Le lendemain se produisent d'impressionnants phénomènes d'aurore au-dessus des régions polaires terrestres, issus de l'interaction entre les particules et le champ magnétique terrestre.

 

Les protubérences ou filaments, sont un autre type d'activité. Ce sont des structures allongées qui éjectent des milliards de tonnes de matière dans l'espace interstellaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Elles apparaissent de façon soudaine et imprévisibles. Sur des images en H a on peut en voir sur le limbe du Soleil sous forme d'arches lumineuses. Autres phénomènes éruptifs très spectaculaires: Les éjections de masse coronale. Elles ne sont observables que depuis l'espace à l'aide d'un coronographe. Elles formes d'immenses bulles au-dessus du bord du disque.

 

Il est évident que le Soleil a des effets sur notre environnement. Les aurores polaires en sont un bel exemple (photo ci-contre). Il s'agit d'une activité quasi permanente mais qui ne se ressent généralement qu'à des latitudes très élevées. C'est en effet aux pôles de notre planète que la protection est la plus faible. De ce fait, les particules émises par le Soleil peuvent y pénétrer notre atmosphère. Que se passe t il ?. Lorsque les électrons pénètrent brusquement dans l'atmosphère supérieure, ils entrent en collision avec les atomes d'oxygène et d'azote et les excitent à des niveaux d'énergie qui ne peuvent être atteints dans les zones inférieures les plus denses. Les atomes excités restituent rapidement l'énergie qu'ils ont acquise en émettant un rayonnement lumineux: C'est le phénomène de fluorescence.

Autres phénomènes relationnels: Les orages géomagnétiques. Ils sont invisibles et silencieux mais peuvent avoir des effets dévastateurs sur notre environnement. Ces phénomènes varient en phase avec le cycle solaire. Lorsque le Soleil présente un plus grand nombre de taches, le champ magnétique terrestre est plus fréquemment perturbé par de violents orages. Ce ne sont pas les taches elles mêmes mais les éruptions qui sont à l'origine de ces perturbations. Les satellites géostationnaires peuvent alors être en danger, de même qu'à la surface de la Terre, les champs magnétiques induisent des courants électriques qui créent des survoltages dans les lignes à haute tension qui peuvent provoquer la détérioration des transformateurs des centrales électriques et, en surchargeant les systèmes de distribution du réseau, plonger dans l'obscurité des villes entières. Le 13 mars 1989, lors d'un orage géomagnétique très intense, en quelques secondes, toute la province du Québec fut privée d'électricité et 6 millions d'habitants furent plongés dans l'obscurité complète pendant 9 heures. Le coût de ce "black-out" fut estimé à 500 millions de dollars. Il existe des grands risques pour les astronautes et les pilotes qui volent à haute altitude. D'après un expert de l'Agence de la défense nucléaire des USA, on peut fournir à ces hommes des médicaments qui leur permettent de survivre temporairement à une dose mortelle d'irradiation. Par chance, il y eut une éruption importante en août 1972, qui aurait pu être mortelle pour les astronautes, mais elle eut lieu entre les vols Apollo 16 (avril 1972) et Apollo 17 (décembre 1972).

Dans un cadre général, les recherches sur les relations Terre-Soleil ont pour objectif d'étudier l'interaction dynamique entre le Soleil et la Terre. Aujourd'hui, les agences spatiales des Etats-Unis, de l'Europe occidentale, du Japon et de la Russie mettent en commun leur expérience et leurs ressources pour développer une nouvelle stratégie dans le but de réaliser des mesures simultanées et coordonnées. Ce programme est connu sous le nom de ISTP (International Solar Terrestrial Physics). Cette série de mesures ne précisera pas seulement comment l'espace proche est alimenté en énergie solaire mais aussi, comment s'établit le couplage entre le vent solaire et la magnétosphère d'une part, et entre la magnétosphère et l'atmosphère d'autre part. Pour ce faire nous disposons de différentes sondes: Wind, dans le milieu interplanétaire où le vent solaire rencontre la magnétosphère; Polar, au niveau des cornets polaires où les particules peuvent pénétrer dans l'atmosphère et Géotail, dans la queue de la magnétosphère, à 1 million de km de la Terre. SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory) lancé en 1995, observe le Soleil, analyse ses structures et sonde ses couches profondes.

Voici quelques photographhies réalisées avec un télescope Newton 115/900 équipé d'une lentille de barlow x 2, un filtre pleine ouverture 1/10 000 et à l'aide d'un boîtier reflex numérique Nikon D100.

Quelques liens utiles :

Les techniques d'observation du Soleil : http://mesola.obspm.fr/gallery/cours/roudier_01.html/

Physique Solaire ( DASOP, Meudon) : http://www.dasop.obspm.fr/dasop/sciences/

Laboratoire de Physique du Soleil et de l'Héliosphère , Observatoire de Paris : http://www.dasop.obspm.fr/dasop/index.html

 

Webmaster | ©2013 ASAA Mise à jour le 01/09/2013