|
|
|
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. Si le système solaire a le privilège d'abriter la vie, le Soleil n'est plus la seule étoile disposant d'un cortège planétaire aussi important. En effet l'exoplanète Kepler 90 comprend également 8 planètes. Le Soleil évolue en périphérie de la Voie Lactée, sur le bras d'Orion, à une distance de 8.178 ±0.035 kpc soit ~26660 années-lumière du centre géométrique de la Voie Lactée (cf. S.Yazici et al., 2019) et se déplace autour du centre galactique à une vitesse de 246 ±7 km/s en suivant une trajectoire hélicoïdale. On y reviendra quand nous décrirons l'Eperon d'Orion. A voir : La surface du Soleil aujourd'hui
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 XVIe 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. N'en déplaise à certains croyants, sur la base du principe copernicien (cf. J.Gott, 1993), le temps présent n'a rien de particulier. En revanche, ce qui est particulier et même extraordinaire, elle le fait que la vie se soit développée sur la Terre et apparemment uniquement sur la Terre. Mais cela reste à démontrer. Point essentiel, 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. Le Soleil participe également aux interactions gravifiques avec les étoiles proches et dans une moindre mesure avec tout l'univers (principe de Mach). Rien d'étonnant alors que les astronomes tentent d'expliquer sa nature et son comportement. L'étude scientifique du Soleil remonte aux travaux d'Arthur Eddington (1882-1944), considéré aujourd'hui comme le "père de l'astrophysique". Laissant aux philosophes la question de l'origine de l'univers, les astrophysiciens formulaient l'espoir de comprendre l'origine de l'énergie du Soleil. Leurs découvertes conduisirent directement à élucider les premières étapes de la création et l'origine du rayonnement des étoiles. On y reviendra. A la même époque les physiciens trouvèrent le moyen de faire exploser le coeur des atomes et de contrôler l'énergie nucléaire. Avec l'invention de la bombe H, dans son laboratoire, l'homme était capable de créer des étoiles.
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 que les atomes excités retrouvent leur stabilité et donc pour la survie du Soleil. En fonction de l'énergie incidente, 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. Nous détaillerons plus loin cette méthode de travail quand nous décrirons la composition de l'atmosphère solaire à différentes profondeurs ainsi que dans le dossier consacré à la spectroscopie. De nos jours l'astrophysique solaire ne peut plus se contenter d'observations faites au sol. Depuis l'avènement de l'exploration spatiale, les missions Luna, Mariner, Skylab, Helios, Voyager, Soho, Hinode, Trace, Yohkoh, SDO, Ulysse, Parker et consorts ont apporté des données très précieuses sur le rayonnement et le comportement capricieux du Soleil, notamment dans les rayonnements qui sont bloqués par l'atmosphère (UV, X, etc). Ces recherches intensives souvent conduites en dehors du spectre visible ne furent possible qu'en combinant le développement d'instrumentations électroniques et d'outils informatiques. En moins de 20 ans nous avons apprit plus sur le Soleil que durant les 2 siècles précédents. Comme nous allons le découvrir ces observations ont profondément modifié l’astrophysique solaire permettant aux scientifiques de mieux comprendre la nature de cette étoile unique à nos yeux, le Soleil. 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, en théorie nous devons le porter à une température de ~5500°C (~5772 K) et la matière doit se trouver à l'état de plasma. Rappelons que l'état de plasma correspond à un environnement gazeux dans lequel les atomes ont perdu des électrons suite à des collisions entre particules ou avec des rayonnements de haute énergie les transformant en ions. Ces ions sont sensibles aux champs magnétiques mais ces derniers n'affectent pas les atomes qui sont électriquement neutres. On reviendra sur le plasma solaire. 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 effective du Soleil avait été de 8000°C (1.33 fois plus élevée) il rayonnerait trois 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 notre étoile est constituée 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 assimile malgré tout le Soleil 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. La spectroscopie nous apprend que le Soleil est de classe spectrale G2 V. 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. 9% de l'éclairement solaire est émis en dessous de 400 nm (bleu) et 1% en dessous de 290 nm (UV-E et UV-C). 41% sont émis entre 400 et 700 nm (c'est la partie utile à la photosynthèse) et 50% sont émis au delà de 700 nm (IR). Conformément à la courbe de Planck, la totalité du spectre solaire en dessous de 150 nm représente 1/20e de l'énergie qu'il émet dans une bande passante de 1 Å à 500 nm. Quelle est la couleur du Soleil ? Jaune !, dit-on en coeur et nous le savons depuis que nous avons ouverts les yeux, en témoignent nos dessins d'enfants. Pourtant la réponse n'est pas triviale malgré les apparences et nous prendrons le temps de l'expliquer aux enfants qui consultent ce site Internet. Avec une température effective Teff ~ 5772 K, la loi de Wien nous apprend que le pic monochromatique λmax se trouve à la longueur d'onde de : λmax = A / Teff avec A, la constante de Wien valant 2.898 x 10-3 m.K. λmax = 2.898 x 10-3 m.K / 5772 = 5.02 x10-7 m soit 502 nm. Cela correspond à une couleur turquoise-verdâtre. Mais alors pourquoi le Soleil nous paraît-il jaune ? Cette couleur réelle est valable en dehors de l'atmosphère terrestre et donc en ne tenant pas compte des effets d'absorption et de diffusion que la lumière subit en pénétrant dans l'atmosphère terrestre et qui varie en fonction de la masse de la colonne d'air traversée. Ainsi, nous savons qu'au coucher de Soleil, il devient carrément rouge écarlate. En fait, observé depuis la Terre, la couleur du Soleil est altérée par plusieurs phénomènes, à la fois physiques et physiologiques.
En théorie, la lumière du Soleil est polychromatique et donc blanche; nous en avons la preuve par l'analyse de son spectre ou lors de la formation d'un arc-en-ciel. Ensuite, il y a l'effet de l'atmosphère terrestre. Si on écarte l'absorption sélective par les gaz atmosphériques (vapeur d'eau en IR, ozone à moins de 300 nm, gaz carbonique en IR lointain et oxygène dans la partie rouge du spectre) qui atténue certaines lumières et par conséquent en renforce d'autres, le principal facteur est la diffusion atmosphérique ou diffusion de Rayleigh. Les photons de la lumière solaire interagissent avec les électrons et les molécules constituant l'air dont les aérosols et les poussières présents dans notre atmosphère qui modifient la composition spectrale du rayonnement solaire proportionnellement à λ-4, et donc plus fortement aux courtes longueurs d'ondes : la lumière bleue est diffusée, ce qui explique la couleur du ciel. En revanche, les molécules de vapeur d'eau étant de grands diamètres, elles affectuent uniformément toutes les longueurs d'ondes (diffusion de Mie). L'observateur qui regarde le Soleil aux élévations basses et moyennes recevra donc essentiellement des rayonnements vert et rouge qui combinés par synthèse additive donneront l'impression que le disque du Soleil est jaune. Ensuite, près de l'horizon, il faut tenir compte de l'effet de la réfraction (on parle alors de température de couleur). La combinaison de tous ces effets rend le disque du Soleil rouge. Lorsque le Soleil est très haut dans le ciel s'ajoute l'effet de la luminosité et du contraste ainsi qu'un effet physiologique lié à l'inégalité de la sensibilité rétinienne qui rendent les sources brillantes plus claires qu'elles ne sont. Le disque du Soleil paraît donc blanc crème au zénith. On reviendra sur ces notions lorsque nous discuterons du corps noir et de la couleur des étoiles. 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 principalement d'atomes d'hydrogène ionisés par la température (H+) ainsi que d'un plasma de diverses particules comprenant beaucoup d'électrons libres et des neutrinos. Sa densité moyenne est 1.4 fois celle de l'eau et il est constitué pour 92% de son volume d'hydrogène (qui représente 75% de sa masse) 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. Autrement dit, on pourrait placer environ 1 million de Terre dans son volume ! A partir de sa masse et de son rayon, on déduit[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 est passée de 7 millions de degrés à environ 2 millions de degrés. Pour finir, la température atteint ~5500°C sur la surface (dans la photosphère), 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. Si la densité est très faible à hauteur de la photosphère, en revanche l'effet de sa masse rappelle qu'il s'agit d'une étoile quasiment naine. La gravité à la surface du Soleil est d'environ 25100 g (log g = 4.4) ! Par comparaison, la gravité de surface est de 1 g (log g = 0) sur Terre, elle atteint 100 millions de g (log g = 8) à la surface de l'étoile naine blanche Sirius B mais n'est plus que de 4 g (log g = -0.6) à la surface de la géante Bételgeuse. L'intérieur du Soleil a été divisé en quatre régions dans lesquelles se produisent des réactions bien différentes. Ainsi que nous venons de l'expliquer, 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 qui occupe un tiers du rayon du Soleil puis traversent la tachocline 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, appelée la photosphère. Enfin, les particules (protons, ions et électrons) et les photons libérés par la photosphère s'échappent dans l'espace, formant la couronne solaire sur laquelle nous reviendrons en détails.
En raison de l'intense convection solaire, les mouvements turbulents produisent des ondes gravitationnelles (mode g et mode f), acoustiques (mode p) et magnétohydrodynamiques qui sont à la base de l'héliosismologie sur laquelle nous reviendrons. La tachocline ainsi que probablement une bonne partie de la zone convective sont le siège du champ magnétique du Soleil, son activité majeure, qui semble transformer le Soleil en une véritable dynamo magnétique. On reviendra sur ces concepts. La surface du Soleil émet également un flot de particules formant le "vent solaire". Tout ce flux d'intense énergie percute la Terre entre quelques minutes et quelques jours après son émission, perturbant parfois 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. Reste à comprendre 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. Les sujets étant nombreux, toutes ces questions seront développées séparément dans les prochains chapitres et dans des articles spécifiques. Prochain chapitre
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
