Soleil - astronomie. 1 PRÉSENTATION Soleil, étoile qui, par les effets gravitationnels de son imposante masse, domine le Système solaire, système planétaire dont fait partie la Terre. Le rayonnement de l'énergie électromagnétique du Soleil fournit directement ou indirectement toute l'énergie nécessaire à la vie sur Terre : tous les aliments et combustibles trouvent en fait leur source dans l'énergie solaire. Parce qu'elle est proche de la Terre et parce que c'est une étoile si particulière, le Soleil constitue une formidable ressource pour l'étude des phénomènes stellaires. Aucune autre étoile ne peut être étudiée avec autant de détails : Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil, est située à 4,249 années-lumière, soit environ 4.1013 km ; pour observer les caractéristiques de sa surface de manière comparable à ce que l'on peut voir couramment à la surface du Soleil, il faudrait utiliser en théorie un télescope de 30 km de diamètre au minimum. Qui plus est, ce télescope devrait évoluer dans l'espace afin de s'affranchir des turbulences provoquées par l'atmosphère terrestre. 2 HISTORIQUE DE L'OBSERVATION SCIENTIFIQUE DU SOLEIL Le Soleil a souvent été pour l'homme une source d'attirance bien particulière. De nombreuses civilisations ont vénéré le Soleil, la majorité des cultures ayant admis son rôle significatif dans le cycle de la vie. Outre son importance calendaire, par l'intermédiaire des repères que sont les solstices, les équinoxes -- et aussi les éclipses --, le Soleil a commencé à être étudié d'un point de vue quantitatif lorsque les taches solaires ont été découvertes, l'analyse de ses caractéristiques physiques ne devant débuter que beaucoup plus tard. À plusieurs reprises, des astronomes chinois avaient pu observer à l'oeil nu des taches solaires dès 200 av. J.-C. En 1611, Galilée profita de la mise au point de la lunette astronomique pour les observer plus précisément. Sa découverte marqua le début d'une nouvelle approche dans l'étude du Soleil. À partir de cette époque, le Soleil fut considéré comme un corps en évolution, dont les caractéristiques devaient être analysées scientifiquement. Une autre étape a été franchie en 1814, avec l'utilisation du spectroscope par le physicien allemand Joseph von Fraunhofer (voir Spectroscopie). Le spectroscope permet de séparer la lumière en un spectre de raies correspondant à différentes longueurs d'onde, donnant ainsi des indications sur la composition chimique de la source lumineuse. Bien que le spectre du Soleil ait été observé dès 1666 par le physicien, mathématicien et astronome anglais sir Isaac Newton, Fraunhofer, avec ses travaux précis et détaillés, posa les fondements des premières tentatives d'explication théorique de l'atmosphère solaire. Une partie des rayonnements de la surface visible du Soleil, la photosphère, est absorbée par des gaz légèrement plus froids, situés juste au-dessus de cette surface. Cependant, l'absorption n'affecte que certaines longueurs d'onde. En 1859, le physicien allemand Gustav Kirchhoff démontra que l'absence de certaines longueurs d'onde dans le spectre de Fraunhofer était due à l'absorption des rayonnements correspondants par des atomes de matière ordinaire, identiques à ceux que l'on trouve sur Terre. Ainsi, il devenait possible d'obtenir des informations détaillées sur les objets célestes en étudiant la lumière émise par ces objets : l'astrophysique était née. Au fur et à mesure que les scientifiques réalisaient de nouvelles observations, la connaissance du Soleil progressait. Parmi les instruments dont l'invention influença considérablement la physique solaire, on peut citer le spectrohéliographe, spectrographe à haute résolution conçu pour l'étude du spectre solaire (mis au point en 1891 par George Hale), le coronographe, lunette astronomique spéciale inventée en 1931 par l'astronome français Bernard Lyot, qui permet d'étudier la couronne solaire en réalisant dans l'instrument une éclipse solaire artificielle, le magnétographe, inventé en 1948 par l'astronome américain Harold Babcock et son fils Horace, et qui sert à mesurer l'intensité, la direction et la répartition du champ magnétique à la surface du Soleil. Le développement des fusées et des satellites a ensuite permis aux scientifiques d'observer le rayonnement émis par le Soleil dans des longueurs d'onde absorbées par l'atmosphère terrestre. Parmi les instruments conçus pour être utilisés dans l'espace, on trouve les coronographes, les télescopes et les spectrographes sensibles à l'ultraviolet, aux rayons X et au rayonnement gamma. Les instruments spatiaux ont ainsi révolutionné l'étude de l'atmosphère solaire. Voir Espace, exploration de l'. 3 STRUCTURE ET COMPOSITION La quantité totale d'énergie émise par le Soleil sous forme de rayonnement est remarquablement constante : elle ne varie que de quelques millièmes sur une période de plusieurs jours. Cette émission d'énergie vient des profondeurs du Soleil. Comme la plupart des autres étoiles, le Soleil est principalement constitué d'hydrogène (71 p. 100), d'hélium (27 p. 100), et d'autres éléments, plus lourds (2 p. 100). Au centre du Soleil, la température atteint environ 16 millions de degrés Celsius (ou environ 16 millions de K), la densité étant alors égale à 150 fois celle de l'eau. Ces conditions favorisent l'interaction des noyaux des différents atomes d'hydrogène, qui subissent une fusion nucléaire (voir Nucléaire, énergie). Le résultat de ce processus, lorsqu'il se répète, est la fusion de quatre noyaux d'hydrogène en un noyau d'hélium, avec émission d'énergie sous forme de rayonnement gamma. Chaque seconde, l'énergie générée par la réaction en chaîne, qui provoque la fusion d'une énorme quantité de noyaux, équivaut à celle libérée par l'explosion de 100 milliards de bombes à hydrogène d'une mégatonne. La combustion nucléaire de l'hydrogène au coeur du noyau solaire se produit jusqu'à une distance d'environ un quart du rayon du Soleil. L'énergie libérée par la réaction nucléaire s'évacue en rayonnant jusqu'à la surface du Soleil. Cependant, à proximité de la surface, dans la zone de convection, dont la profondeur est de l'ordre d'un tiers du rayon solaire, l'énergie est transmise par l'intermédiaire de fortes turbulences gazeuses. La zone de convection est limitée par la photosphère (épaisse d'environ 200 km seulement, et ainsi appelée parce que c'est d'elle que provient la quasi-totalité du rayonnement visible) : on peut, en observant directement la photosphère et la portion d'atmosphère située au-dessus d'elle, se rendre compte de la turbulence qui caractérise la zone de convection. La photosphère a une apparence irrégulière et tachetée : c'est la granulation solaire, provoquée par la turbulence de la partie supérieure de la zone de convection, située juste en dessous de la photosphère. Chaque granule a une largeur d'environ 2 000 km. Bien que la granulation soit permanente, certaines granules ont une durée de vie limitée à 10 min. Il existe également des formations de convection de plus grande envergure, causées par la turbulence dans les profondeurs de la zone de convection : ce sont les supergranules, dont la largeur est de 30 000 km en moyenne, leur durée de vie pouvant atteindre quelques dizaines d'heures. 3.1 Taches solaires En 1908, George Hale découvrit que les taches solaires sont le siège de champs magnétiques intenses. Dans une tache solaire, l'intensité du champ magnétique atteint en général la valeur considérable de 0,25 T. En guise de comparaison, l'intensité du champ magnétique terrestre est inférieure à 0,0001 T. Les taches solaires ont tendance à former des paires dont les champs magnétiques ont des directions opposées. La périodicité du nombre des taches solaires est connue au moins depuis le début du XVIIIe siècle : au cours du cycle solaire, dont la durée est de onze ans, le nombre de taches solaire augmente, puis diminue. Cependant, le schéma magnétique associé au cycle solaire est beaucoup plus complexe, et il n'a été mis en évidence qu'après la découverte du champ magnétique solaire. Au début du cycle de onze ans, l'orientation du champ magnétique de la tache solaire dans chaque hémisphère s'inverse. Par conséquent, le cycle complet de l'activité solaire, incluant la polarité du champ magnétique, dure approximativement vingt-deux ans. Les taches ont tendance à être situées aux mêmes latitudes dans les deux hémisphères. Cette latitude varie pendant le cycle, d'environ 45° à environ 5°. Chaque tache solaire a une existence limitée à quelques mois. Le cycle de vingt-deux ans est ainsi le reflet de processus profonds et durables. Même s'ils ne sont pas compris dans leur totalité, les phénomènes liés au cycle solaire semblent être le résultat des interactions entre le champ magnétique et la zone de convection. Ces interactions sont en outre affectées par la rotation du Soleil, qui n'est pas identique sous toutes les latitudes : le Soleil effectue une rotation tous les 27 jours dans la région de l'équateur, contre 31 jours près des pôles. 3.2 Champ magnétique Le champ magnétique solaire est essentiellement localisé en dehors des taches. L'omniprésence du champ magnétique solaire ajoute à la complexité, à la diversité et à la beauté de l'atmosphère extérieure du Soleil. Par exemple, la forte turbulence de la zone de convection concentre une part importante du champ magnétique vers le dessus de la photosphère. Le rayonnement issu de la couche immédiatement supérieure à la photosphère, appelée chromosphère (environ 10 000 km d'épaisseur), illustre bien ce processus. Visible pendant les éclipses totales de Soleil, où elle apparaît comme une fine et magnifique couche de couleur rose vif entourant le disque solaire éclipsé par la Lune, la chromosphère est le siège d'importants jets de matière, les spicules, qui sont projetés à des altitudes comprises entre 6 000 et 10 000 km en quelques minutes. Les régions proches des taches solaires sont appelées régions actives, et les zones qui les entourent, où l'émission de la chromosphère est uniformément répartie, sont dénommées « plages «. Les régions actives sont le siège d'éruptions solaires, violentes explosions provoquées par la libération très rapide d'énergie stockée sous forme magnétique (le mécanisme exact demeure néanmoins inconnu). Les éruptions solaires s'accompagnent entre autres de modifications du champ magnétique, et surtout de la libération de particules très énergétiques, qui, en atteignant la Terre, peuvent perturber les liaisons radio et provoquer des aurores polaires. 3.3 La couronne La couronne est la région la plus externe de l'atmosphère solaire. Elle s'étend sur une distance de plusieurs rayons solaires, comme on peut le voir à l'occasion d'une éclipse totale de Soleil, ou plus simplement grâce à un coronographe. Elle est constituée de grands jets de gaz chauds, formant une structure radiale suivant la localisation des régions actives. C'est un milieu en perpétuelle évolution, qui répercute les variations du champ magnétique de la photosphère. Dans les années 1940, on a découvert que la couronne est beaucoup plus chaude que la photosphère. La photosphère, d'où provient la lumière visible du Soleil, a une température proche de 6 000 K. La chromosphère, qui s'étend sur des milliers de kilomètres au-delà de la photosphère, a une température de près de 30 000 K. Mais la couronne, située juste au-dessus de la chromosphère et qui s'étend beaucoup plus loin dans l'espace, a une température de plus de 1 000 000 K. Pour maintenir ce niveau de température, une injection directe d'énergie dans la couronne est nécessaire. L'une des questions classiques en astrophysique est de découvrir le mécanisme qui assure la transmission de cette énergie vers la couronne. Or la réponse n'est pas trouvée, même si de nombreuses hypothèses ont été avancées. Les observations effectuées depuis l'espace ont indiqué que la couronne était composée de boucles magnétiques, mais la façon dont ces boucles sont portées à très haute température demeure inconnue. Au cours d'une éclipse totale, on peut également observer des protubérances solaires. Il s'agit de structures fines, en forme d'arche, apparaissant à la surface de la chromosphère et y formant des filaments sombres. Elles se produisent au voisinage des taches et des régions actives, et peuvent s'étendre jusqu'à 200 000 km d'altitude. Leur durée de vie maximale correspond environ à dix rotations solaires (soit 300 jours), mais dans le cas de protubérances dites éruptives (elles provoquent l'éjection de matière solaire dans l'espace), elle n'est que de quelques minutes ou de quelques heures. 3.4 Le vent solaire Sur une distance de un à deux rayons de soleil en partant de sa surface, le champ magnétique est suffisamment fort pour piéger les matières chaudes et gazeuses de la couronne formées en larges boucles. Plus loin du Soleil, le champ magnétique devient plus faible, et les gaz de la couronne peuvent littéralement pousser le champ magnétique vers l'espace. Lorsque c'est le cas, la matière s'écoule le long des lignes du champ magnétique, voyageant dans l'espace sur de longues distances. On appelle vent solaire cet écoulement permanent de matière (en fait, un flux de particules chargées, principalement constitué de protons et d'électrons). Le vent solaire vient généralement de régions appelées trous coronaux. Il provoque des perturbations du champ magnétique terrestre. 4 ÉVOLUTION L'histoire passée et future du Soleil est bâtie sur des modèles théoriques de la structure stellaire. Pendant les cinquante premiers millions d'années de son existence, le Soleil s'est contracté jusqu'à atteindre approximativement sa taille actuelle. L'énergie gravitationnelle libérée par ce mouvement d'effondrement sur lui-même a chauffé l'intérieur de l'astre et, lorsque le noyau s'est révélé suffisamment chaud, la contraction a cessé pour laisser place à la fusion nucléaire d'hydrogène en hélium, qui se déroule au coeur du Soleil. Le Soleil est aujourd'hui vieux d'environ 4,6 milliards d'années. Il recèle assez d'hydrogène dans son noyau pour que la réaction nucléaire dure encore 4,6 milliards d'années. Lorsque le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène, il changera de structure. Sa surface externe s'étendra au-delà de l'orbite actuelle de la Terre ou davantage : il se transformera en une géante rouge, légèrement plus froide en surface qu'actuellement, mais 10 000 fois plus brillante en raison de sa taille gigantesque. Le Soleil demeurera une géante rouge, brûlant l'hélium dans son noyau, pendant un demi-milliard d'années seulement : sa masse n'est pas suffisante pour qu'il puisse traverser les cycles successifs d'une combustion nucléaire ou d'une explosion cataclysmique, comme cela se produit pour certaines étoiles. Après le stade de géante rouge, le noyau résiduel du Soleil s'effondrera pour former une naine blanche, petite étoile de la taille de la Terre environ : il se refroidira alors lentement pendant plusieurs milliards d'années. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
