Le Soleil en lumière blanche

écrit en collaboration avec le Dr David H. Hathaway, NASA-MSFC

Structure de l'atmosphère (I)

Ayant compris le mécanisme qui faisait briller le Soleil et qui conduisit à la formation de toute la matière, de la poussière interstellaire aux atomes de notre corps, les astronomes se sont intéressés à son activité principale, celle que l'on observait à sa surface.

La lumière dite "blanche" se rattache à la seule partie visible du spectre qui s'étend de 380 à 700 nm environ, appelé communément l'arc-en-ciel. C’est la combinaison de ces différentes longueurs d'ondes qui forme la lumière blanche, c’est la synthèse additive des couleurs que tous les peintres et les photographes connaissent bien. En analysant cette lumière les astronomes peuvent déduire la plupart des propriétés de notre étoile. 

D'où viennent cette lumière et la chaleur du Soleil ? Nous savons que dans le coeur du Soleil se manifestent des réactions de fusion thermonucléaire; il y explose en permanence l'équivalent de milliards de bombes atomiques ! La physique nous apprend que le rayonnement gamma d'intense énergie émit par le noyau se transforme graduellement en énergie de plus faible intensité à mesure qu'il progresse vers la surface. Ce transfert de rayonnement est réalisé par les électrons de la matière qui absorbent et réémettent cette énergie à une fréquence plus basse à mesure que le rayonnement monte vers la photosphère. En profondeur, le Soleil émet principalement un rayonnement gamma, des rayons X et ultraviolets. En surface, ils se sont dégradés pour former cette lumière jaune et ce rayonnement thermique si agréables à ressentir.

C'est dans ce spectre lumineux qu'une première enveloppe gazeuse apparaît, la photosphère du Soleil, épaisse de 500 km. C'est le siège des émissions radioélectriques, infrarouges, ultraviolettes, X et gamma si convoitées.

En 1845, après avoir construit le premier télescope à miroir argenté, Léon Foucault profita de l’invention de Jacques Mandé-Daguerre pour photographier le disque du Soleil sur des plaques d’iodure d’argent, les daguerréotypes. Il devait écrire : “Le disque du Soleil était presque parfait. On voyait son éclat diminuer progressivement vers les bords. Même les mystérieuses tâches sombres qu’on avait depuis longtemps observées au télescope étaient là”. Un peu plus de cent cinquante ans plus tard, répétant son expérience, nous observons le même phénomène qui confirme l'existence d'une atmosphère gazeuse. Sur place elle prend un tout autre aspect : cette matière s'évapore, devient inconsistante et est classée comme "vide" sur Terre !

Dans cet état particulièrement volatil, la température varie en fonction de la distance au centre. Cet assombrissement du limbe provient du fait que les rayons lumineux qui nous parviennent ont dû traverser un niveau plus élevé de l'atmosphère solaire, plus froid. En outre, la lumière est émise en oblique et non plus perpendiculairement à sa surface, comme nous le distinguons au centre du disque qui paraît plus brillant.

Les taches sombres

Galilée compte certainement parmi les premiers astronomes européens à avoir découvert les taches sombres sur le disque du Soleil, un jour du mois d'octobre 1610^[1]. Ces taches solaires sont en fait l'une des principales activités de son atmosphère. C'est aussi la seule étoile sur laquelle nous pouvons étudier en détail un tel phénomène.

Evaluer la longueur des taches solaires

Déjà découverte en -800 avant JC par les astronomes chinois et relatés dans le Livre des changements^[2], les taches solaires apparaissent toujours entre 35^oN et 35^oS de latitude solaire et se propagent jusqu'à l'équateur (loi de Schperer), dans une ceinture dénommée "la zone royale". En reportant l'emplacement et la surface couverte par les taches dans un graphique, au fil des décennies une figure en forme de papillon se dessine, témoignant de l'évolution du cycle solaire, phénomène que nous détaillerons un peu plus loin.

Si le diamètre d'une tache solaire type est de l'ordre de 10000 km, exceptionnellement une tache solaire peut s'étendre sur quelque 320000 km soit 25 fois le diamètre de la Terre en période d'activité maximale ! Cette dimension aux proportions astronomiques fut observée le 3 avril 1947, où une grande tache s'étendit pratiquement sur l’équivalent de la distance Terre-Lune ! En septembre 2000 nous pûmes observer un groupe de taches faisant la moitié de cette taille. Pour être visible à l'oeil nu moyennant un filtre protecteur (une paire de lunette à éclipse), une tache solaire doit atteindre un diamètre angulaire supérieur à 4' soit 36000 km.

La tache solaire se présente comme une zone sombre appelée ombre entourée d'une pénombre aisément discernable. Fait insoupçonné de la plupart des gens mais remarqué depuis plus d’un siècle^[3], la tache solaire est en fait une zone de dépression dans la photosphère. Ce phénomène peut être mise en évidence lorsqu'une tache se trouve très près du limbe (à quelques minutes d'arc), où elle disparaît pratiquement avant même de passer réellement sur l'autre face du Soleil. Il s'agit de l'effet Wilson. 

Alors que la surface du Soleil atteint environ 5800 K, une tache peut présenter une température minimale de 3710 K la rendant plus sombre que les régions avoisinantes par un effet de contraste. Cette différence nous permet de dire par un calcul simple qu'une tache solaire est entre deux et dix fois moins brillante que le reste de la surface solaire, mais elle atteint tout de même la magnitude -24 ce qui reste 4 fois plus brillant que la pleine Lune ! 

Si on observe l'ombre des taches solaires avec un filtre coloré on peut découvrir des différences de contraste qui peuvent durer de 10 à 15 minutes. On peut également observer des piqûres lumineuses et un peu floues d'une dimension de 150 à 200 km dont l'éclat est voisin de celui de la photosphère. L'ombre peut également contenir des points plus brillants que les piqûres dont la durée de vie est de quelques heures. Ces points brillants peuvent former un réseau long de 5 à 10° et accompagner les ponts lumineux dans la phase initiale de leur développement

La pénombre qui entoure les taches arrivées à maturité est constituée de filaments clairs et sombres dont la largeur n'excède pas 200 km. L'ensemble de la tache a pris naissance dans une zone très brillante, la facule que l'on distingue facilement sur le pourtour du disque, plus contrasté que le centre, car moins lumineux. Ses dimensions sont de l'ordre de 40000 km. Toutes les facules prises ensembles dans une même région du limbe forment une plage faculaire. On y distingue souvent des points brillants, des filaments qui sont les granules faculaires. Durant le cycle des taches solaires, les facules gagnent de l'espace sur les taches rendant la surface solaire légèrement plus brillante (0.1%) à l'approche du paroxysme de son activité. 

Les taches solaires sont produites par le champ magnétique interne qui présente une intensité des milliers de fois plus forte que celle du champ magnétique terrestre ainsi que nous l'expliquerons un peu plus loin.

Prochain chapitre

Soleil calme et Soleil actif