La structure interne du Soleil

Le Soleil

Présentation générale 

Le Soleil est une étoile banale pour l’univers et même pour notre galaxie, mais forcément singulière à nos yeux de terriens. Il a inspiré à la fois respect, tractation, crainte et curiosité depuis les temps les plus recul ​es. L’étude du soleil a considérablement bénéficié des progrès très rapides des techniques d’observation. Les satellites ont notamment permis d’élargir le domaine du spectre solaire observée, ajoutant les rayons γ et X, l’ultraviolet et l’infrarouge lointain aux longueurs d’onde observables au sol à l’aide de télescopes optiques et d’instruments de radioastronomie. Le Soleil a déjà vécu la moitié de sa vie ; dans quelque 5 milliards d’années, après être passé par différentes phases, son coeur se refroidit progressivement et il deviendra un corps sombre et inerte. Cela laisse encore de belles années à venir aux astrophysiciens solaires pour approfondir la connaissance que nous avons de cet objet si particulier et des différents phénomènes dont il est le siège. 

L’étoile Soleil 

La structure interne du Soleil

 L’intérieur du Soleil étant inaccessible à l’observation directe, il faut recourir à des constructions théoriques `à partir des observations helio sismologiques pour décrire les phénomènes qui s’y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l’intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le cœur est la partie dans laquelle pratiquement toute l’énergie lumineuse du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25% du rayon solaire et, du fait de sa grande densité, contient près de 60% de la masse totale de notre étoile. Chaque seconde, 600 millions de tonnes d’hydrogène y sont consommés pour être transformés en hélium, une fraction de cette masse (5 millions de tonnes) est convertie en énergie sous forme de rayons γ. Les photons γ quittant le cœur et se dirigeant vers la surface subissent dans la zone radiative puis la zone convective différentes absorptions et réémissions qui les transforment en rayons X, EUV, UV et visibles. 

L’atmosphère solaire 

L’atmosphère solaire est composée de trois couches successives : la photosphère, la chromosphère, la couronne, les deux dernières ́étant séparées par une region de transition. L’observation de l’atmosphère solaire est accessible à tous : la photosphère est visible à l’oeil nu (mais protégé) c’est le disque solaire, la couronne est visible lors des éclipses de Soleil (voir figure 2.2). La photosphère La photosphère est une couche très mince du Soleil, elle s’étend sur moins d’un millième du rayon solaire. La densité y décroit très rapidement, les couches les plus externes deviennent transparentes, c’est pourquoi la photosphère est communément appelée la surface visible du Soleil. Les principaux phénomènes solaires observables au niveau de la photosphère sont la granulation, la supergranulation, les facules et les taches solaires. Les taches solaires sont des zones plus sombres de la photosphère associées à des régions affichant de fortes valeurs du champ magnétique. Le champ est le total de Soleil 1998 en Guadeloupe. De gauche à droite : chromosphère, couronne interne et couronne externe (Association Adagio, Société Astronomique de France, Observatoire de Paris). Fig. 2.3: Un groupe de taches solaires dans la région active 10030 observée le 15 Juillet 2002 avec le Swedish 1 meter Solar Telescope à La Palma (Royal Swedish Academy of Sciences). plus intense (pouvant dépasser 3000 Gauss) et presque orthogonal à la surface dans l’ombre (partie la plus sombre), et moins intense et quasiment parallèle à la surface dans la pénombre (zone périphérique à la tache, moins sombre). Ces taches sont un marqueur de l’activité magnétique du soleil et ont été observées et comptabilisées depuis presque deux siècles. Ces observations ont permis de découvrir que l’activité magnétique du Soleil est cyclique, chaque cycle s’étendant sur 11 ans. La chromosphère La chromosphère est une couche mince de l’atmosphère solaire (quelques milliers de km), la température y croit de 4000K à environ 10 000K. La chromosphère tire son nom des observations faites depuis le sol : lors d’éclipses totales de Soleil, elle se présente comme un anneau rougeâtre au dessus du bord lunaire. La chromosphère est en grande partie transparente dans le visible mais émet dans l’infrarouge lointain, le domaine millimétrique et l’ultraviolet. Les structures chromo sphériques les plus caractéristiques sont les protubérances et les filaments ainsi que le réseau chromosphérique. Les protubérances et filaments sont en fait une même structure ; la protubérance est vue en ´émission hors limbe, et le filament est lui observé sur le disque en absorption. Cette structure est une masse de plasma plus dense et plus froide que le milieu coronal environnant apparaissant suspendu par le champ magnetique au-dessus de la photosphère. Le réseau chromosphérique créé par le champ magnétique est principalement observé dans la raie K du calcium ionisé à 393 nm. La région de transition juste au-dessus de la chromosphère se trouve une couche très fine de l’atmosphère solaire dans laquelle la température augmente de 20000 K `à plus de 2×106 K en quelques centaines de kilomètres seulement. A ces températures extrêmes, la lumière émise par le Soleil est dominée par les ions lourds comme CIV, IV, et SuiV. Ces ions ́émettent dans la partie UV du spectre solaire ce qui rend cette région observable uniquement depuis l’espace, notamment par le spectrom`être SUMER `à bord de SOHO. Les processus qui conduisent à cette augmentation brutale de température sont toujours une des principales interrogations de la physique solaire. La couronne La couronne s’étend de la région de transition jusqu’à plusieurs unités astronomiques. Cette r ́ gion est caract ́ erise ́ e par une faible densité ́e (environ 10−15g.cm−3 ), et de très fortes températures (supérieures à 106 K). La forme des structures coronales est régie par le champ magnétique solaire, la matière ionisée suit les lignes de champ et forme notamment les jets coronaux qui coiffent les régions actives. Les régions actives se développent de la photosphère à la couronne, au-dessus et autour des taches solaires, lorsque de forts champs magnétiques émergent de l’intérieur du Soleil. Les régions actives regroupent des structures photo spheriques (tâches), chromo spheriques (plages, filaments) et coronales (protubérances, sigmoides). Ces régions sont le lieu d’intenses explosions (“ solar flares ”), qui peuvent être observées dans le domaine X. Ces ​ evévénements ​ éruptifs se caractérisent par une réorganisation de la structure magnétique et peuvent engendrer des ́éjections de matière coronale dans le milieu interplanétaire (CME). Les trous coronaux sont d’autres structures caractéristiques de la couronne. Ce sont des régions de la couronne dont la densité et la température sont plus faibles, le champ magnétique y est faible et les lignes de champs sont radiales et ouvertes. Alors que les régions actives apparaissent brillantes dans le spectre UV et X, les trous coronaux sont des régions sombres. 

Le spectre solaire 

En 1672, Newton décompose la lumière solaire a l’aide d’un prisme et obtient ainsi le premier spectre solaire visible de l’histoire. Puis au début du XIXe siècle Fraunhofer a l’idée d’utiliser une fente avant le prisme, ce qui lui permet d’observer des raies sombres et fines dans le spectre continu du soleil. Bunsen et Kirchhoff ont ensuite identifié ces raies comme ​étant des raies d’absorption des ​éléments présents au-dessus de la photosphère. L’étude du spectre solaire permet d’identifier les éléments présents dans le Soleil et d’étudier leurs caractéristiques. Ainsi, la position d’une raie dans le spectre permet de déterminer la nature de l’élément, l’intensité de la raie permet de d’eduire la température, la pression et la gravité du milieu ou il se trouve, le d eplacement de cette raie donne la vitesse de ce milieu et enfin la mesure de l’intensité et de la largeur de la raie permet d’obtenir l’abondance de l’élément. Cette étude a montré dès le début du XXe siècle que l’élément le plus abondant est l’hydrogène, qui représente 92.1% du nombre d’atomes dans le Soleil et 70.68% de la masse totale du Soleil. C’est également grâce à l’étude des raies d’absorption que l’hélium (deuxième élément le plus abondant) a été découvert en 1868, cet élément ne sera trouvé sur Terre qu’en 1895. Seul le spectre visible est observable sur 1 Le soleil 23 Fig. 2.4: Le spectre solaire visible de 400 nm à 800 nm (N.A.Sharp/ NOAO / NSO / Kitt Peak FTS / AURA / NSF) Fig. 2.5: Premier spectre solaire UV enregistré en 1946 ([Tousey et al., 1947]). Terre (voir figure 2.4), les UV étant absorbés par l’atmosphère ; il a donc fallu attendre 1946 et les premiers vols fusée pour obtenir des spectres UV pris à très hautes altitudes atmosphériques. La figure 2.5 montre l’évolution du spectre solaire UV avec l’altitude dans l’atmosphère terrestre. Ces mesures montrent la nécessité d’aller dans l’espace pour effectuer des mesures aux courtes longueurs d’onde, afin que celles ci ne soient pas absorbées ou contaminées par l’emission terrestre. Depuis ces premières mesures dans l’UV, d’autres ont été faites en rayons X et γ et dans le domaine infrarouge.