Le Soleil

Structure du Soleil

Bien que le Soleil soit une toile de taille moyenne, il reprsente lui seul plus de 99 % de la masse du systme solaire. Sa forme est presque parfaitement sphrique, avec un aplatissement aux ples estim neuf millionimes, ce qui signifie que son diamtre polaire est plus petit que son diamtre quatorial de seulement dix kilomtres.

Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n'a pas de limite extrieure bien dfinie : la densit de ses gaz chute mesure qu'on s'loigne de son centre. Par contre sa structure interne est bien dfinie. Le rayon du Soleil est mesur de son centre jusqu' la photosphre. La photosphre est la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condenss pour tre opaques et au-del de laquelle ils deviennent transparents. La photosphre est ainsi la plus visible l'oeil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre 0,7 rayon du centre. La structure interne du Soleil n'est pas observable directement, et le Soleil lui-mme tant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la mme faon que la sismologie a permis, par l'tude des ondes produites par les tremblements de terre, de dterminer la structure interne de la Terre, l'hliosismologie utilise les pulsations solaires pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil.

Structure interne du Soleil.

Structure interne du Soleil.


Le noyau du Soleil

On considre que le coeur du Soleil s'tend du centre environ 0,2 rayon solaire. Sa masse volumique est suprieure 150 000 kg.m-3 (150 fois la densit de l'eau sur Terre) et sa temprature approche les 15 millions de degrs kelvins. C'est dans le coeur que se produisent les ractions thermonuclaires exothermiques (fusion nuclaire) qui transforment, dans le cas du soleil, l'hydrogne en hlium.

Environ 8,9*1037 protons (noyaux d'hydrogne) sont convertis en hlium chaque seconde, librant de l'nergie raison de 4,26 millions de tonnes de matire consommes par seconde, produisant 383 yottajoules (383*1024 joules) par seconde, soit l'quivalent de l'explosion de 9,15*1016 tonnes de TNT. Le taux de fusion nuclaire est proportionnel la densit du noyau, de faon que la fusion nuclaire au sein du coeur est un processus auto-rgul : toute lgre augmentation du taux de fusion provoque un rchauffement et une dilatation du coeur qui rduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution lgre du taux de fusion refroidit et densifie le coeur, ce qui fait revenir le niveau de fusion son point de dpart.

Le coeur est la seule partie du Soleil qui produise une quantit notable de chaleur par fusion : le reste de l'toile tire sa chaleur uniquement de l'nergie qui en provient. La totalit de l'nergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu' la photosphre, avant de s'chapper dans l'espace sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules.

Les photons de haute nergie (rayons X et gamma) librs lors des ractions de fusion mettent un temps considrable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l'interaction avec la matire et par le phnomne permanent d'absorption et de rmission plus basse nergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d'un photon du coeur la surface se situe entre 17 000 et 50 millions d'annes. Aprs avoir travers la couche de convection et atteint la photosphre, les photons s'chappent dans l'espace, en grande partie sous forme de lumire visible. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transform en plusieurs millions de photons lumineux avant de s'chapper dans l'espace. Des neutrinos sont galement librs par les ractions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matire et sont donc librs immdiatement. Pendant des annes, le nombre de neutrinos produits par le Soleil tait mesur plus faible d'un tiers que la valeur thorique : c'tait le problme des neutrinos solaires, qui a t rcemment rsolu (en 1998) grce une meilleure comprhension du phnomne d'oscillation du neutrino.

La zone de radiation

La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,2 et 0,7 rayon solaire. La matire solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extrieures se fait par la seule radiation thermique. L'hydrogne et l'hlium ioniss mettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d'tre rabsorbs par d'autres ions. Dans cette zone, il n'y a pas de convection thermique car bien que la matire se refroidisse en s'loignant du coeur, le gradient thermique reste infrieur au gradient thermique adiabatique. La temprature y diminue deux millions de kelvins.

La zone de convection

La zone de convection ou zone convective s'tend de 0,7 rayon solaire du centre la surface visible du Soleil. Elle est spare de la zone de radiation par une couche paisse d'environ 3 000 kilomtres, la tachocline, qui d'aprs les tudes rcentes pourrait tre le sige de puissants champs magntiques et jouerait un rle important dans la dynamo solaire. Dans la zone de convection la matire n'est plus ni assez dense ni assez chaude pour vacuer la chaleur par radiation : c'est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphre. La temprature y passe de 2 millions 6 000 kelvins. La matire parvenue en surface, refroidie, plonge nouveau jusqu' la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie suprieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formes sont responsables des granulations solaires observables la surface de l'astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarit magntique nord-sud la surface du Soleil.

La photosphre

La photosphre est une partie externe de l'toile qui produit entre autre la lumire visible. Elle est plus ou moins tendue : de moins de 1 % du rayon pour les toiles naines (quelques centaines de kilomtres) quelques dizaines de pourcent du rayon de l'toile pour les plus gantes.

La lumire qui y est produite contient toutes les informations sur la temprature, la gravit de surface et la composition chimique de l'toile. Pour le Soleil, la photosphre a une paisseur d'environ 400 kilomtres. Sa temprature moyenne est de 6 000 K (° kelvin). Elle permet de dfinir la temprature effective qui pour le Soleil est de 5 781 K.

Sur l'image de la photosphre solaire on peut voir l'assombrissement centre-bord qui est une des caractristiques de la photosphre. L'analyse du spectre de la photosphre solaire est trs riche en information en particulier sur la composition chimique du Soleil qui est trs proche de celle des mtorites.

Photosphre du Soleil.

Photosphre du Soleil.


L'atmosphre du Soleil

Au-del de la photosphre la structure du Soleil est gnralement connue sous le nom d'Atmosphre solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphre, la couronne et l'hliosphre. La chromosphre est spare de la photosphre par la zone de temprature minimum et de la couronne par une zone de transition. L'hliosphre s'tend jusqu'aux confins du systme solaire o elle est limite par l'hliopause. Pour une raison encore mal lucide, la chromosphre et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu'elle puisse tre tudie en dtail par les tlescopes spectroscopiques, l'atmosphre solaire n'est jamais aussi accessible que lors des clipses totales de Soleil.

La chromosphre

La chromosphre est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumire visible, qui entoure la photosphre. Elle n'est visible que lors d'une clipse totale de Soleil ou l'aide d'un coronographe. Sa couleur rose est due l'mission lumineuse de l'hydrogne ionis la longueur d'onde Hα (656,3 nm).

Son paisseur est de l'ordre de 15000 km. Contrairement l'intrieur du Soleil, la temprature dans la chromosphre augmente au fur et mesure que l'on s'loigne du Soleil, en mme temps que la pression diminue.

C'est dans la chromosphre que jaillissent les spicules (filets de gaz s'chappant trs haute vitesse), les protubrances et les ruptions solaires, jets de gaz et de matire de plusieurs centaines de milliers de kilomtres de hauteur. Les protubrances peuvent tre ruptives lorsqu'elles jectent de la matire dans l'espace ; elles ressemblent souvent des ponts aux arches de plusieurs dizaines de milliers de kilomtres de porte.

Chromosphre du Soleil.

Chromosphre du Soleil.


La couronne

La zone de transition entre la chromosphre et la couronne est le sige d'une lvation rapide de temprature, qui peut approcher un million de kelvins. Cette lvation est lie une transition de phase au cours de laquelle l'hlium devient totalement ionis sous l'effet des trs hautes tempratures. La zone de transition n'a pas une altitude clairement dfinie. Grossirement, elle forme un halo surplombant la chromosphre sous l'apparence de spicules et de filaments. Elle est le sige d'un mouvement chaotique et permanent. Difficile percevoir depuis la Terre malgr l'utilisation de coronographes, elle est plus aisment analyse par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extrmes du spectre. La couronne solaire est compose 73% d'hydrogne et 25% d'hlium. Les tempratures sont de l'ordre du million de degrs.

Bien plus vaste que le Soleil lui-mme, la couronne solaire elle-mme s'tend partir de la zone de transition et s'vanouit progressivement dans l'espace, mle l'hliosphre par les vents solaires. La couronne infrieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densit particulaire comprise entre 1*1014 m-3 et 1*1016 m-3, soit moins d'un milliardime de la densit particulaire de l'atmosphre terrestre au niveau de la mer. Sa temprature, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la temprature de la photosphre. Bien qu'aucune thorie n'explique encore compltement cette diffrence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d'un processus de reconnexion magntique.

Couronne solaire.

Couronne solaire.


L'hliophre

Dbutant environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l'hliosphre s'tend jusqu'aux confins du systme solaire. On admet qu'elle dbute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d'Alfvn (le flux est alors dit superalfvnique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-del de cette frontire n'ont pas d'influence sur la structure de la couronne solaire, car l'information ne peut se dplacer qu' la vitesse des ondes d'Alfvn. Le vent solaire se dplace ensuite en continu travers l'hliosphre, donnant au champ magntique solaire la forme d'une spirale de Parker jusqu' sa rencontre avec l'hliopause, plus de 50 ua du Soleil. En dcembre 2004, Voyager 1 est devenue la premire sonde franchir l'hliopause. Chacune des deux sondes Voyager a dtect d'importants niveaux nergtiques l'approche de cette frontire.

L'hliosphre est une zone en forme de bulle allonge dans l'espace, engendre par les vents solaires. Sa limite est l'hliopause, qui dlimite la zone d'influence des vents solaires, lorsqu'ils rencontrent le milieu interstellaire

L'hliosphre est une zone en forme de bulle allonge dans l'espace, engendre par les vents solaires. Sa limite est l'hliopause, qui dlimite la zone d'influence des vents solaires, lorsqu'ils rencontrent le milieu interstellaire.


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