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Le Soleil Introduction (I) La boule de feu qui illumine nos jours, le Dieu des Anciens rayonnant de vie et d'énergie n'est plus aujourd'hui qu'une étoile éblouissante au point de nous incommoder lorsque nous l'observons en face. Le Soleil n'a pas pour autant détourné le regard des astronomes. L'astre du jour, nous l'oublions quelquefois, est en effet une étoile, la plus proche que nous pouvons observer sans aucun problème particulier, sur un lapse de temps indéterminé et sous tous les aspects. A ce jour c'est aussi la seule étoile disposant d'un cortège planétaire aussi important : 8 planètes, dont la plus massive est Jupiter, plusieurs planètes naines et une myriade d'astéroïdes et de comètes capturés voici plus de 4 milliards d'années par son champ gravitationnel.
En
raison de la distance astronomique qui nous sépare des étoiles, celles-ci
apparaissent pour la plupart comme de simples points scintillants, sans
surface appréciable, à l'exception de quelques étoiles géantes qui
illuminent le firmament (Bételgeuse, Mira, Sirius). Résignés mais non
découragés, les astronomes ont donc été contraints d'étudier les étoiles d'une manière détournée
en prenant le Soleil comme exemple. En extrapolant l'activité du Soleil aux
autres étoiles, les astronomes peuvent aujourd'hui décrire l'évolution de la
plupart d'entre elles, des naines blanches aux géantes rouges ou bleues. Par
ailleurs la surface solaire et la couronne peuvent-être observées moyennant
certaines précautions, faisant de l’astre du jour l’un des sujets
d’observation les plus fascinants du ciel. Le Soleil apparaît ainsi comme le seul représentant du monde stellaire, le pont vital qui nous relie au monde des étoiles et à la diversité des phénomènes qui se produisent dans leur atmosphère. Depuis le XVIeme siècle, grâce à Copernic le Soleil est considéré comme le "centre du Monde", même si d’un point de vue purement astronomique, chacun d’entre nous sait aujourd’hui - ou devrait savoir - que le Soleil n’est qu’une banale étoile perdue dans un bras extérieur de la Galaxie. Point essentiel reconnu par tous, le Soleil est notre unique chance de vie : sans sa force d'attraction la Terre s'échapperait dans l'espace, sans sa lumière et sans sa chaleur toute vie serait condamnée. Nous nuancerons cette affirmation dans le dossier consacré à la bioastronomie car il existe des organismes capables de se passer de tout rayonnement solaire, vivant et se multipliant dans les grottes ou les fonds abyssaux. L’attraction du Soleil est tellement forte qu'elle se ressent bien au-delà de l'orbite de Pluton, jusqu'à quelques dizaines de milliards de kilomètres de distance, emprisonnant dans sa sphère d'influence quantité d'objets : les planètes bien sûr mais également les astéroïdes, les comètes, la poussière interplanétaire et des particules atomiques libres.
Nous savons aujourd'hui que le Soleil émet sur toutes les fréquences, tant visibles qu'invisibles, des rayonnements formés suite à différents processus, mais dont la cause est unique : la matière est excitée électroniquement. Cette agitation est fonction de la température, de la pression et du champ magnétique régnant localement. L'agitation des particules engendre une série de rayonnements, émissions nécessaires pour la survie du Soleil et pour que les atomes excités retrouvent leur stabilité, c'est un principe physique universel. Cette émission peut-être un rayonnement radio, lumineux, X ou gamma. Une "lumière" isolée ou radiation monochromatique transporte donc une énergie tributaire des conditions physiques qui règnent dans l'enceinte du Soleil. C'est la raison pour laquelle, en présence d'un corps inconnu et inaccessible, l'analyse spectrale de son rayonnement permettra de déterminer son état physique et chimique, et donc de proposer des modèles qui expliqueront sa formation. Ceci est une méthode de travail que nous développerons plus loin dans le texte pour étudier la composition de l'atmosphère solaire à différentes profondeurs et que nous exploiterons dans une page spéciale lorsque nous discuterons de spectroscopie.
L’astrophysique solaire Que nous dit aujourd'hui l'astrophysicien solaire ? Si nous comparons le Soleil à un corps qui serait en équilibre thermodynamique, en gommant en première approximation le fait qu'il présente un spectre d'absorption, nous pouvons travailler sur ce que l'on appelle un "corps noir" et calculer sur base de la loi de Planck sa température effective. Pour obtenir un corps noir qui rayonne comme le Soleil en-dehors de l'atmosphère terrestre, nous devons le porter à une température d'environ 5770 K (ajouter 273.15 K pour obtenir la valeur en degrés Celsius) et la matière doit se trouver à l'état de plasma, les gaz étant très fortement ionisés. La loi de Stephan précise que la puissance totale rayonnée par le corps noir par unité de surface doit être proportionnelle à la quatrième puissance de sa température absolue. En d’autres termes, à surface égale, si la température du Soleil avait été de 8000 K (1.33 fois plus élevée) il rayonnerait 3 fois plus d’énergie. A lire : Du corps noir aux étoiles
Ceci dit le Soleil ne rayonne pas exactement comme un corps noir, mais plutôt comme un "corps gris" car le Soleil est constitué de différents éléments chimiques qui altèrent le spectre du corps noir en créant de profondes échancrures dans le profil de la courbe de Planck; il s'agit des raies d'absorption. Il n'absorbe pas non plus toute l'énergie qui l'atteint et utilise une partie de celle qu'il produit. En outre les particules chargées qu'il émet interagissent avec le champ électromagnétique, l'ensemble de ses émissions contribuant à dissiper son énergie. La radioastronomie viendra confirmer cette approche. Le Soleil est surtout une approximation du corps noir du fait que son atmosphère devient de plus en plus opaque à mesure qu'on s'enfonce dans les profondeurs, présentant une structure bien plus détaillée et complexe que celle qu'on imagine à partir de la loi du corps noir. Mais comme toutes les étoiles, on l'assimile malgré tout à un corp noir car son coeur est très absorbant pour les photons et sa photosphère est totalement absorbante si on en juge par son spectre d'absorption. Mais le Soleil est-il bien jaune ? On peut en effet en douter sur l'heure de midi ou au coucher de Soleil... En fait la coloration jaune du Soleil est altérée par plusieurs phénomènes, à la fois physiques et physiologiques. Il y a tout d'abord un effet optique lié à la présence de l'atmosphère terrestre. Ce sont les effets combinés de la réfraction et de la diffusion atmosphériques de la lumière solaire sur les électrons et les poussières présents dans notre atmosphère qui donnent au Soleil sa coloration jaune qui tend même vers le rouge-rubis lorsqu'il est bas sur l'horizon (on parle alors de température de couleur). S'ajoute à ce phénomène la luminosité du Soleil et un effet physiologique lié à l'inégalité de la sensibilité rétinienne qui tendent à le rendre plus clair qu'il n'est en réalité. On reviendra sur ces notions lorsque nous discuterons du corps noir et de la couleur des étoiles. La distribution de l'énergie solaire se divise à part égale de chaque côté d'environ 700 nm de longueur d'onde, ce qui signifie qu'il émet autant de lumière que de chaleur (infrarouge). Le restant de son rayonnement (8%) se partage un spectre allant de l'infrarouge lointain aux ondes radios. Anatomie d'une étoile Le Soleil représente plus de 99% de toute la matière contenue dans le système solaire avec une masse de 1.99x1030 kg, environ 333000 fois celle de la Terre ! Comment a-t-on déterminé sa masse ? Ce sont les lois du mouvement de Newton et de la gravitation qui nous permettent d’évaluer cette quantité suivant la relation :
avec G, la constante de la gravitation valant 6.67 x 10-11 m3/kg/s2. P, la période orbitale d’une planète a, la distance de cette planète au Soleil M, la masse du Soleil. On assume que les orbites sont circulaires. Le Soleil se compose d'atomes ionisés par la température et d'électrons libres. Sa densité moyenne est 1.4 fois celle de l'eau et il est constitué de 92% d'hydrogène et d'environ 7.8% d'hélium[1]. Reste quelques traces de métaux récoltés dans le processus protostellaire et surtout élaborés dans la nucléosynthèse, mécanisme qui sera détaillé un peu plus loin. Le Soleil présente un rayon estimé à 696000 km, 109 fois supérieur à celui de la Terre. A partir de sa masse et de son rayon, on peut en déduire[2] que la température qui règne dans son noyau est de 15.43 millions de degrés sous une pression voisine de 145.7 g/cm3. Cette partie active du noyau n’occupe toutefois qu’un centième de son volume total. Selon les modèles, le "feu nucléaire" est pratiquement éteint à 25% de la distance de la surface ou 175000 km du centre. A cet endroit la température a chuté de moitié et la densité est tombée à environ 20 g/cm3, équivalente à celle de l'or ou du plomb. A 75% de la distance au centre, la densité n'est plus que de 0.2 g/cm3, le cinquième de celle de l'eau et nous nous trouvons en lisière de la zone de convection. Sur ces 380000 km la température a chuté de 7 millions de degrés à environ 2 millions de degrés. Pour finir la température atteint 5770 K sur la surface, où la densité n'est plus que de 10-7 g/cm3, dix mille fois inférieure à la densité de l'air qui règne sur Terre en bordure de mer, une valeur comparable au vide.
L'intérieur du Soleil se subdivise en quatre régions dans lesquelles se produisent des réactions bien différentes. Ainsi que nous venons de le voir, en raison de sa densité et de sa température, son noyau dégage beaucoup d'énergie suite aux réactions de fusions nucléaires qui s'y déroulent de façon continue. Cette intense énergie irradie vers l'extérieur principalement sous forme de rayons gamma, de rayons X et de neutrinos. Ces rayonnements traversent ensuite la zone radiative puis traversent la tacholine ou zone de transition et se transforment en chaleur en formant des courants fluides convectifs dans les derniers 100000 km, c'est la zone convective (mouvement bouillonnant) qui s'étend jusqu'à la surface solaire. Cette convection déclenche des mouvements turbulents qui produisent des ondes gravitationnelles, acoustiques et magnétohydrodynamiques. On pense aujourd'hui que la tacholine, la fine zone de transition entre la zone radiative et la zone convective est le siège du champ magnétique du Soleil, son activité majeure, sur laquelle nous nous attarderons un peu plus loin et qui semble transformer le Soleil en une véritable dynamo magnétique. La surface du Soleil émet également un flot de particules formant le "vent solaire". Tout ce flux d'intense énergie percute la Terre quelques minutes ou quelques heures plus tard, perturbant les télécommunications et formant les aurores polaires.
Le Soleil reste une petite étoile. Sa magnitude visuelle est de -26.8, il brille d'un éclat éblouissant, mais repoussé à 10 parsecs il n'est plus qu'une banale étoile de magnitude absolue 4.83. Ce résumé est séduisant allez-vous me dire, mais comment connaissons-nous les mécanismes qui régissent l'activité du Soleil ? Nous devons considérer trois problèmes : pourquoi brille-t-il, quelle est la source de son énergie et comment a-t-il créé les éléments ? Ce greffe sur ces questions les problèmes liés à son activité de surface et électromagnétique. Ils seront développés séparément. Prochain chapitre
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