Physique solaire

Notions élémentaires pour comprendre la physique solaire moderne.

Le Soleil est l’étoile centrale de notre système, le système solaire. C’est une étoile assez moyenne de type spectralLe type spectral d'une étoile est une lettre donnée selon l'allure de son spectre et l'intensité de ses raies.
Il permet de classer les étoiles!Des types les plus chauds aux plus froids on a : OBAFGKM. G2 dont la température de surface est de 5700 K. Avec un diamètre de 1.4 millions de kilomètres, la masse du Soleil est 320000 fois plus importante que celle de la terre.

Comme toutes les étoiles, il est composé de gaz chaud. Sa masse représente 999/1000 de la masse totale du système solaire. La composition en « surface » du soleil se répartit en 70% d’hydrogène, 28% d’hélium et 2% des autres éléments (C, N, O etc.).

Le centre du Soleil est très chaud, 14 millions de KLe Soleil est de type spectral G2–V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) environ et la composition différente, 35% H, 63% He et 2% (C, N, O etc.). La densité centrale vaut 160 g/cm3 contre 5.10-7 g/cm3 dans la photosphèreLa photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface
visible des étoiles, en particulier du Soleil, et où se forment la plupart
des raies spectrales présentent dans son spectre
depuis l'ultra-violet jusqu'à l'infrarouge et 10-11 g/cm3 dans la chromosphèreZone de l'atmosphère d'une étoile située entre la photosphère et la couronne., soit 1/10000 de la densité de l’atmosphère que nous respirons. La densité moyenne du Soleil est de 1.4.

La rotation solaire s’effectue en 25 jours à l’équateur contre 35 jour aux pôles, on parle de rotation différentielle. La gravité à la surface du Soleil est 28 fois plus grande qu’à la surface de la Terre. Il possède une vitesse de libérationLorsque l'on veut
quitter un corps céleste
-la Terre par exemple-
et échapper à son
attraction. de 618 km/s.

Le centre du Soleil

La question de l’origine de l’énergie solaire s’est posée jusqu’en 1920. On a imaginé qu’il rayonnait par énergie chimiqueFaire une réaction chimique, c'est briser certaines liaisons pour en créer d'autres,
en dégageant l'énergie électromagnétique en excès ou en absorbant mais au rythme annuel de sa production (12.1033 J, luminosité = 3.86.1026 W) il n’aurait eu une durée de vie probable que de 30000 ans. C’est incompatible avec l’âge des roches terrestres estimées à plusieurs milliards d’années.

L’énergie gravitationnelleL'énegie potentielle est l'énergie que posséde
un corps du fait de son mouvement dans l'espace. par contraction permanente de l’étoile a été envisagée mais elle ne peut assurer qu’une vie de 19 millions d’années au Soleil. Seules les réactions nucléaires exothermiquesles réactions qui se produisent avec un dégagement de chaleur. peuvent expliquer la production d’énergie constatée pendant une durée de plusieurs milliards d’années. La réaction dans le Soleil est une fusion de l’hydrogène en hélium. On peut exprimer cette réaction de manière très générale par la relation: 4H11 Þ He42 + rayons g + énergie (E = ?mc²) + neutrinosAu sein du modele
standard, le neutrino est de
masse nulle, de charge
nulle et de spin 1/2.
Il se presente sous
les trois visages

La principale réaction est la chaîne proton-protonAussi connue sous le nom de chaîne PP, c'est l'une des deux réactions de fusion nucléaire par lesquelles
les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium . Chaque seconde, 600 millions de tonnes d’hydrogène se transforment en hélium avec une perte de masse de 4 millions de tonnes qui se transforment ainsi en énergie. Cette perte de masse ne représente que 0.06% de la masse solaire au bout de 10 milliards d’années, durée de vie estimée du Soleil. Le transfert de l’énergie dans le Soleil se fait essentiellement par rayonnement. Les photonsEn physique des particules, le photon
(symbolisé par la lettre ?)
est la particule élémentaire médiatrice
de l'interaction électromagnétique g libérés au centre traversent l’étoile mais ils entrent en interaction avec les électrons de la matière ce qui limite fortement leurs libre parcour moyen. Il s’écoule environ un million d’année entre la production d’un photon au centre et l’émission du photon résultant dans la photosphère. Il ne s’agit évidemment plus du même photon. L’émission de la photosphère est maximale dans le jaune-vert.

L’équilibre radiatifL'énergie radiative affectant le climat
de la Terre provient du soleil du Soleil est assuré jusqu’à une profondeur de 200000 km quand le gaz est totalement ionisé et transparent au rayonnement. La température est de plusieurs dizaines de milliers de K. Pour les zones plus froides, l’hydrogène neutre et négatif (qui est à l’origine de la formation du spectre continu) en particulier bloque le rayonnement. On définit ainsi la « surface du Soleil ». L’énergie est alors évacuée par convectionL'énergie potentielle de convection disponible (EPCD)
(en anglais Convective Available Potential Energy ou CAPE). Des bulles de matière chaude montent en transportant la chaleur à la manière des bulles d’une eau qui bout. Les images de la photosphère montrent clairement la granulationLes granules sont liées à la zone convective. La granulation qui apparaît dans la
photosphère est le résultat de la hausse et de baisse de gaz
chaud qui a lieu dans la zone convective. qui n’est autre que la manifestation de la convection. Chaque granule mesure entre 700 et 1000 km. Plus on s’enfonce dans le Soleil plus les cellules de convection deviennent grandes. Il y a plusieurs échelles de cellules convectives.

L’atmosphère du Soleil

Le Soleil visible se compose de trois couches, la photosphère que l’on nomme souvent « surface » (parce que l’échelle de hauteur de la pression n’est que de 200 km, soit une fraction de seconde d’arc) malgré sa nature gazeuse très ténue, la chromosphèreTexte infobulle et la couronneTexte infobulle. L’éclat de la photosphère la rend éblouissante alors que la couronne très ténue n’est visible que pendant une éclipses totale.

Les conditions physiques dans la photosphère

Les valeurs sont données en fonction de l’altitude, la première étant dans la couche la plus profonde de la photosphère. La pression P varie avec l’altitude de 104 à 102 PascalTexte infobulle. La température T descend de 6400K à 4200K. La masse volumique .10-4 à 3.10-6 kgm-3. On peut calculer l’épaisseur de la photosphère par la relation /gM Avec , R étant la constante des gaz parfait, soit 8.32, g, l’accélération de la pesanteur valant 275 ms-2 et M la masse molaireTexte infobulle, soit environ 10-3.

Les taches solaires

Les taches solairesTexte infobulle apparaissent à l’intérieur d’une région active. Leur dimension est généralement comprise en 5000 et 50000 Km. Une tache comporte deux régions, l’ombre qui apparaît très sombre entourée de la pénombre qui peut être commune à plusieurs taches. La pénombre se forme à une altitude supérieure à l’ombre. C’est l’émergence d’une boucle de champ magnétique fort qui est responsable de la formations des taches. Le champ magnétique limite l’apport d’énergie par convection de sorte que l’ombre de la tache est moins chaude que la photosphère, 3700 K à 4200 K contre 6400 K. La pénombre est composée de filaments d’origines magnétiquesTexte infobulle dans lesquels la matière circule vers l’extérieur de la tache au niveau de la photosphère, c’est l’effet Evershed. Par contre, au niveau de la chromosphère, la circulation est inverse.

Conditions physiques dans une tache solaire

Dans une tache solaire, la pression magnétiqueTexte infobulle qui s’exprime par B²/2µo s’additionne à la pression gazeuseTexte infobulle. B représente la valeur du champ magnétique, soit 0.15 Tesla et µo la perméabilité du vide valant 4p10-7 . En considérant la pression à la base de la photosphère, 104 Pa, la pression de la tache devient P = 104 - 9.103 = 103 Pa. On voit donc que la pression gazeuse dans la tache est dix fois plus faible que dans le milieu extérieurTexte infobulle. La tache paraît 5 fois plus sombre que la photosphère, on en déduit sa température en utilisant la loi de Stefan-Boltzmann qui dit que l’intensité lumineuse I est proportionnelle à sT4, s étant la constante de Stefan, soit 5.67 10-8 W/m²/K. On en déduit que Ttache = Text / 51/4 soit Text/1.5 = 6400/1.5 = 4200K. On peut également déduire la masse volumique par la loi des gaz parfaits (PV = nRT) celle ci vaut 1/6
de la masse volumique du milieu ambiantTexte infobulle.

Effet de dépression Wilson

Au limbeTexte infobulle solaire, une tache apparaît comme une dépression. Cet effet s’explique par les lois du transfert radiatifTexte infobulle. L’épaisseur optique t » k?z, où k est le coefficient d’absorption et ? la masse volumique du gaz. On voit à une épaisseur optique 1 Þ z » 1/k?. Si la valeur de ? diminue, alors celle de z augmente. On voit donc plus profondément.

L’activité solaire

Le nombre de taches visibles sur le Soleil est le principal indice de l’activité magnétique du Soleil. Cette activité varie avec un cycle de onze ans. En période de maximum, on voit de nombreuses taches réparties sur des latitudes variées alors qu’en minimum, les rares taches se situent le long de l’équateur solaireTexte infobulle.

Les groupes de taches sont généralement dipolairesTexte infobulle avec un sens dans les polarités. Si la taches de tête est positive, celle de queue est négative dans un hémisphère et la situation est inverse dans l’autre hémisphère. La situation se renverse d’un cycle à l’autre.

La chromosphère

La chromosphère est la couche gazeuse du Soleil qui se situe au dessus de la photosphère. Elle tire son nom de la couleur rose qui la caractérise quand elle est visible pendant une éclipse totale. La basse chromosphère (700 km) avait été appelé couche renversante car elle est responsable des raies observées généralement en absorption sur le disque brillant et vues en émission pendant les éclipses. C’est le spectre éclairTexte infobulle qui montre les raies brillantes de la chromosphère pendant un court instant. Le spectre de la chromosphère présente 26000 raies qui révèlent 61 des 104 éléments chimiques connus. La chromosphère est très peu dense, elle est pratiquement transparente (c’est pourquoi, pour expliquer sa température plus élevée que celle de la couche sous-jacente, il a fallu faire appel à des mécanismes de chauffage par dissipation d’ondes magnéto-acoustiquesTexte infobulle) aussi a-t-il fallu attendre l’invention du spectrohéliographeTexte infobulle pour l’observer.

Son épaisseur est de quelques milliers de kilomètres seulement. On y observe les plages faculaires brillantes qui surmontent les faculesTexte infobulle de la photosphère et les filaments sombres qui semblent serpenter sur le disque. Les filaments, que l’on nomme protubérancesTexte infobulle quand ils sont visibles sur le limbe sont des lambeaux de matière de type chromosphériqueTexte infobulle piégés par des structures magnétiquesTexte infobulle imergées dans la couronne. Les filaments peuvent mesurer plusieurs centaines de milliers de kilomètres de long et monter à plus de 50000 km de hauteur mais leur épaisseur reste assez faible, quelques milliers de kilomètres seulement. Leur forme et leur trajectoire montrent qu’ils sont soutenus par un champ magnétique de quelques dizaines de Gauss. Une protubéranceTexte infobulle peut être quiescenteTexte infobulle si elle est stable et évolue lentement et devenir éruptive. Les spicules Texte infobulle sont des jets de matière chromosphérique qui donne au profil de la chromosphère un aspect gazonné.

La couronne solaire

La couronne solaireLa couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située au-delà
de la chromosphère et qui s'étend sur plusieurs millions de kilomètres en se diluant dans l'espace. est la partie la plus externe de l’atmosphère de notre étoile. Elle part du sommet de chromosphère jusqu’à une région mal définie. Sa température atteint plusieurs millions de K. Sa très faible brillance superficielle la rend difficilement observable en dehors des éclipses totales depuis le sol. Seule la coronographieTexte infobulle dans l’espace permet d’en voir toute l’étendue. La couronne visible est composée de la couronne K prédominante au voisinage de la photosphère et de la couronne F qui concerne principalement la partie la plus étendue.

La couronne K émet un rayonnement continue analogue à celui de la photosphère. Il est du à la diffusion de la lumière par les électrons libres et on y observe aucune raieTexte infobulle d’absorption, ce que l’on interprète par un effet d’élargissement Doppler dû aux mouvements rapides des électrons

La couronne F a un spectre de raies d’absorption et son émission est due à la diffusion de la lumière par les poussières. L’activité solaire modifie fortement l’aspect de la couronne K. Elle est brillante et son extension autour du Soleil est assez sphérique pendant le maximum d’activité. Elle présente également des jets coronauxTexte infobulle. En période de minimum d’activité, son extension est beaucoup plus importante dans le plan équatorial qu’aux pôles.

La couronne émet un rayonnement radio dû aux transitions « free-free » des électrons libres (par exemple le rayonnementTexte infobulle des électrons dans un champ magnétique). Des raies d’émissions intenses se superposent au continu dans le domaine visible. Après les avoir attribuées au coroniumTexte infobulle elles ont été identifiées en 1942 par Grotriam et Elden comme des raies interdites émises par le fer 13 fois ionisé (Fe XIV) et le fer 9 fois ionisé (Fe X). Une si forte ionisation du fer ne peut s’expliquer que par une température très élevée du milieu (> 106 K).

On observe aussi des raies permises dans l’extrême UV (50 à 500 angström) dues au ions Fe VIII-XVI, Si VII-XII, Mg VIII-X, Ne VIII-IX et S VIII-XII. Aux longueurs d’ondes X et UV, la faible intensité du rayonnement photosphériqueTexte infobulle continu ne perturbe plus l’observation de la couronne.

Le vent solaire

On observe que de la matière s’échappe du Soleil sous la forme de particules (protons, électrons, noyaux d’hélium etc.). Ce flux est observable par son action sur les comètes car il est responsable de la queue ionique qui est toujours opposée à la direction solaire. Ce flux de matière, appelé vent solaire a été observé jusqu’au niveau de Jupiter par les sondes spatiales, mais il s’étend bien plus loin dans le Système solaire.

Toutefois, la perte de masse engendrée par le vent solaire est très faible, du même ordre de grandeur que la masse transformée en rayonnement au cœur du Soleil. Au niveau de la Terre, on mesure que sa vitesse est comprise entre 400 et 800 km/s. Sa température est de 50000 K à 500000 K mais sa densité est de 1 proton + 1 électron pour 10 cm3. Les effets du vent solaire sur l’atmosphère terrestre se manifestent par les aurores polairesTexte infobulle et les fluctuationsTexte infobulle ionosphériques qui peuvent perturber les transmissions radio.

Les éruptions solaires

Une éruption est une libération explosive d’énergie. Observée en Ha elle apparaît d’abord sous forme d’un point brillant dans une plage, qui en quelques minutes s’étend et peut couvrir une surface de plus de 50000 km de diamètre. L’éclat diminue ensuite progressivement en quelques heures ou même moins.

Les manifestations radiativesTexte infobulle sont observables dans le domaine X et le domaine radio. L’énergie libérée peut atteindre 1025 joulesTexte infobulle. La fréquence d’apparition des éruption est liée au cycle d’activité solaire. En période de maximum, on peut en observer une dizaine par jour. Une éruption est souvent précédée d’une protubérance locale indiquant une anomalie du champ magnétique. L’origine des éruptions est liée aux configurations complexes du champ magnétique. De l’énergie se trouverait piégée jusqu’à ce qu’une modification de la structure des lignes de champ libère brutalement toute cette énergie. On parle de reconnexions magnétiquesTexte infobulle. Ceci peut s’accompagner de particules de haute énergie qui peuvent quitter le Soleil, c’est une éjection de matière coronaleTexte infobulle. Les manifestations d’une éruptions solaire enregistrées sur Terre comprennet une succession d’effets différents : tout d’abord on enregistre un accroissement important de flux dans le domaine X. Cet énorme rayonnement X traverse les hautes couches de l’ionosphère et y provoque une perturbation ionosphérique à début brusque. Quelques minutes plus tard, on enregistre un renforcement du rayonnement cosmique. Ce sont des protons très énergétiques projetés à des vitesses proches de celle de la lumière. Environ 26 heures plus tard, le rayonnement corpusculaireTexte infobulle atteint la Terre.

Les particules chargées qui le constituent subissent l’action du champ magnétique terrestre et généralement ne pénètrent assez profondément dans l’atmosphère en suivant les lignes de champ, qu’au voisinage des pôles magnétiquesTexte infobulle. Là, elles ionisent les atomes de gaz qui alors émettent un rayonnement donnant lieu à un phénomène lumineux. C’est ainsi que l’on explique les aurore polaires. Les grandes éruptions solaires sont suivies à un ou deux jours près, par de fortes perturbations du champ magnétique terrestre connues sous le nom d’orages magnétiques qui coïncident souvent avec l’observation d’aurores polaires.

Le Soleil exerce donc une forte influence en géophysiqueTexte infobulle, en technique radio et sur les techniques spatiales. C’est pourquoi il est surveillé régulièrement par les observatoires spécialisés comme celui de Meudon et depuis l’espace. On observe également entre la photosphère et la couronne l’apparition de jets de matière (protubérance éruptive), canalisés par les lignes de champ. Ces gaz s’élèvent jusqu’à 200000 km à 200 km/s puis retombent presque aussitôt. Enfin, une onde de choc, appelée onde de Moreton se propage à 1000 km/s à la surface du Soleil, avec comme épicentre le lieu de l’éruption.