LE SOLEIL Philippe MOREL Observatoire Charles Fehrenbach Astro

LE SOLEIL Philippe MOREL, Observatoire Charles Fehrenbach, Astro Club de France.

Introduction • Le Soleil est une étoile qui, par les effets gravitationnels de son imposante masse, domine le Système solaire. • Le rayonnement de son énergie électromagnétique fournit directement ou indirectement toute l'énergie nécessaire à la vie sur Terre. • 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.

Histoire de l'observation du Soleil

Histoire de l'observation du Soleil • À plusieurs reprises, des astronomes chinois avaient pu observer à l'œil nu des taches solaires dès 200 av. J. -C.

Histoire de l'observation du Soleil • En 1611, Galilée (1564 -1642) 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.

Histoire de l'observation du Soleil • Une autre étape a été franchie en 1814, avec l'utilisation du spectroscope par le physicien allemand Joseph von Fraunhofer (1787 -1826). • 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. • Fraunhofer, avec ses travaux précis et détaillés, posa les fondements des premières tentatives d'explication théorique de l'atmosphère solaire.

Histoire de l'observation du Soleil • En 1859, le physicien allemand Gustav Kirchhoff (1824 -1887) 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.

Histoire de l'observation du Soleil • Plusieurs inventions ont contribué au développement de la physique solaire : – le spectrohéliographe inventé spectrohéliographe par Jules Janssen (18241907),

Histoire de l'observation du Soleil • Plusieurs inventions ont contribué au développement de la physique solaire : – le spectrographe à haute résolution conçu pour l'étude résolution du spectre solaire mis au point en 1891 par George Hale (1868 -1938),

Histoire de l'observation du Soleil • Plusieurs inventions ont contribué au développement de la physique solaire : – le coronographe, inventé en coronographe 1931 par l'astronome français Bernard Lyot (1897 -1951), permet d'étudier la couronne solaire en réalisant dans l'instrument une éclipse solaire artificielle,

Histoire de l'observation du Soleil • Plusieurs inventions ont contribué au développement de la physique solaire : – le magnétographe, inventé en magnétographe 1948 par l'astronome américain Harold Babcock (1882 -1968) et son fils Horace (1912 -), et qui sert à mesurer l'intensité, la direction et la répartition du champ magnétique à la surface du Soleil.

Structure et composition du Soleil

Structure et composition 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).

Structure et composition du Soleil • Au centre du Soleil, la température atteint environ 16 millions de degrés Celsius, la densité étant degrés Celsius 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

Structure et composition du Soleil • Le résultat de ce processus, lorsqu'il se répète, est la fusion de quatre noyaux d'hydrogène en un noyau d'hélium, avec émission noyau d'hélium d'énergie sous forme de rayonnement gamma

Structure et composition du Soleil • 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

Structure et composition du Soleil • La combustion nucléaire de l'hydrogène au cœur du noyau solaire se produit jusqu'à une distance d'environ un quart du rayon du Soleil.

Structure et composition du Soleil

Structure et composition 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 convection est de l'ordre d'un tiers du rayon solaire, l'énergie est transmise par l'intermédiaire de fortes turbulences gazeuses.

Structure et composition du Soleil • 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 chromosphère, se rendre compte de la turbulence qui caractérise la zone de convection.

Structure et composition du Soleil • 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.

Structure et composition du Soleil • 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.

Structure et composition du Soleil © : Observatoire Charles Fehrenbach

Les taches solaires © : Observatoire Charles Fehrenbach

Les taches solaires • La surface visible du Soleil est le siège de perturbations se manifestant sous l'aspect de taches. • 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 © : Observatoire Charles Fehrenbach

Les taches solaires © : Observatoire Charles Fehrenbach • 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 mais un cycle de 11 ans ; le cycle de Wolf, du nom de l'astronome qui s'est approprié les 25 ans d’observations d'un amateur, Samuel Heinrich Schwable, a été identifié en 1843.

Les taches solaires Cycle solaire et nombre de Wolf • Au début du cycle de onze ans, l'orientation du champ magnétique de la tache solaire dans chaque hémisphère s'inverse. • Le cycle complet de l'activité solaire, incluant la polarité du champ magnétique, dure donc 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°.

Les taches solaires Cycle solaire et nombre de Wolf • 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 latitudes : le Soleil effectue une rotation tous les 27 jours dans la région de l'équateur, contre 31 jours près des pôles.

Les taches solaires Cycle solaire et nombre de Wolf • Dans ces travaux, Wolf a employé une formule dont le résultat (R), le “nombre de Wolf”, exprime la durée d’un cycle et l’intensité de l’activité au cours des différentes phases : R = k (10 g + f) • f correspond au nombre total des taches observées à un moment spécifique, • g est le nombre de groupes formés par ces taches où une tache isolée est considérée comme propre groupe, ce qui est pris en compte par l’ajout du facteur 10. Il en résulte que le nombre de Wolf peut être 0, 10+1 ou plus grand. Un chiffre plus grand que 0 et, en même temps, plus petit que 11 est exclu. • k joue le rôle d’un coefficient de correction qui est défini par les conditions de l’observation telles que la qualité de l’instrument ou la visibilité.

Les taches solaires Cycle solaire et nombre de Wolf

Champ magnétique

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.

Champ magnétique • La 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. © : Observatoire Charles Fehrenbach

Champ magnétique • Les éruptions solaires s'accompagnent entre autre 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.

Champ magnétique © : Observatoire Charles Fehrenbach

Les protubérances solaires © : Observatoire Charles Fehrenbach

Les 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 200000 km d'altitude.

Les protubérances solaires • Elles se produisent au voisinage des taches et des régions actives, et peuvent s'étendre sur plus de 200000 km d'altitude. © : Observatoire Charles Fehrenbach

Les protubérances solaires • 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.

Le Soleil dans tous ses états

Le Soleil dans tous ses états Raie du Fer XII

Le Soleil dans tous ses états Raie du Fer XV

Le Soleil dans tous ses états Raie du de l ’Hélium II

Le Soleil dans tous ses états Rayons X

Le Soleil dans tous ses états Raie de l ’Hélium I

Le Soleil dans tous ses états Raie du Calcium I I

Le Soleil dans tous ses états Magnétograme

Le Soleil dans tous ses états Visible

La couronne © : Observatoire Charles Fehrenbach

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.

La couronne • 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. © : Observatoire Charles Fehrenbach

La couronne • 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 30000 K. © : Observatoire Charles Fehrenbach

La couronne • La couronne, située juste audessus de la chromosphère et qui s'étend beaucoup plus loin dans l'espace, a une température de plus de 1 000 K. © : Observatoire Charles Fehrenbach

La couronne • 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.