Le Soleil

Structure du Soleil

Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul plus de 99 % de la masse du système solaire. Sa forme est presque parfaitement sphérique, avec un aplatissement aux pôles estimé à neuf millionièmes, ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres.

Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n'a pas de limite extérieure bien définie : la densité de ses gaz chute à mesure qu'on s'éloigne de son centre. Par contre sa structure interne est bien définie. Le rayon du Soleil est mesuré de son centre jusqu'à la photosphère. La photosphère est la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la plus visible à l'oeil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à 0,7 rayon du centre. La structure interne du Soleil n'est pas observable directement, et le Soleil lui-même étant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la même façon que la sismologie a permis, par l'étude des ondes produites par les tremblements de terre, de déterminer la structure interne de la Terre, l'héliosismologie 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 considère que le coeur du Soleil s'étend du centre à environ 0,2 rayon solaire. Sa masse volumique est supérieure à 150 000 kg.m-3 (150 fois la densité de l'eau sur Terre) et sa température approche les 15 millions de degrés kelvins. C'est dans le coeur que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques (fusion nucléaire) qui transforment, dans le cas du soleil, l'hydrogène en hélium.

Environ 8,9*1037 protons (noyaux d'hydrogène) sont convertis en hélium chaque seconde, libérant de l'énergie à raison de 4,26 millions de tonnes de matière consommées par seconde, produisant 383 yottajoules (383*1024 joules) par seconde, soit l'équivalent de l'explosion de 9,15*1016 tonnes de TNT. Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein du coeur est un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation du coeur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le coeur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ.

Le coeur est la seule partie du Soleil qui produise une quantité notable de chaleur par fusion : le reste de l'étoile tire sa chaleur uniquement de l'énergie qui en provient. La totalité de l'énergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu'à la photosphère, avant de s'échapper dans l'espace sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules.

Les photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l'interaction avec la matière et par le phénomène permanent d'absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d'un photon du coeur à la surface se situe entre 17 000 et 50 millions d'années. Après avoir traversé la couche de convection et atteint la photosphère, les photons s'échappent dans l'espace, en grande partie sous forme de lumière visible. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux avant de s'échapper dans l'espace. Des neutrinos sont également libérés par les réactions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d'un tiers que la valeur théorique : c'était le problème des neutrinos solaires, qui a été récemment résolu (en 1998) grâce à une meilleure compréhension du phénomène 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 matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par la seule radiation thermique. L'hydrogène et l'hélium ionisés émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d'être réabsorbés par d'autres ions. Dans cette zone, il n'y a pas de convection thermique car bien que la matière se refroidisse en s'éloignant du coeur, le gradient thermique reste inférieur au gradient thermique adiabatique. La température y diminue à deux millions de kelvins.

La zone de convection

La zone de convection ou zone convective s'étend de 0,7 rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une couche épaisse d'environ 3 000 kilomètres, la tachocline, qui d'après les études récentes pourrait être le siège de puissants champs magnétiques et jouerait un rôle important dans la dynamo solaire. Dans la zone de convection la matière n'est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation : c'est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à 6 000 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu'à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formées sont responsables des granulations solaires observables à la surface de l'astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.

La photosphère

La photosphère est une partie externe de l'étoile qui produit entre autre la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dizaines de pourcent du rayon de l'étoile pour les plus géantes.

La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres. Sa température moyenne est de 6 000 K (° kelvin). Elle permet de définir la température effective qui pour le Soleil est de 5 781 K.

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

Photosphère du Soleil.

Photosphère du Soleil.


L'atmosphère du Soleil

Au-delà de la photosphère la structure du Soleil est généralement connue sous le nom d'Atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphère, la couronne et l'héliosphère. La chromosphère est séparée de la photosphère par la zone de température minimum et de la couronne par une zone de transition. L'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire où elle est limitée par l'héliopause. Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu'elle puisse être étudiée en détail par les télescopes spectroscopiques, l'atmosphère solaire n'est jamais aussi accessible que lors des éclipses totales de Soleil.

La chromosphère

La chromosphère est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumière visible, qui entoure la photosphère. Elle n'est visible que lors d'une éclipse totale de Soleil ou à l'aide d'un coronographe. Sa couleur rose est due à l'émission lumineuse de l'hydrogène ionisé à la longueur d'onde Hα (656,3 nm).

Son épaisseur est de l'ordre de 15000 km. Contrairement à l'intérieur du Soleil, la température dans la chromosphère augmente au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue.

C'est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s'échappant à très haute vitesse), les protubérances et les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de kilomètres de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu'elles éjectent de la matière dans l'espace ; elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de portée.

Chromosphère du Soleil.

Chromosphère du Soleil.


La couronne

La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d'une élévation rapide de température, qui peut approcher un million de kelvins. Cette élévation est liée à une transition de phase au cours de laquelle l'hélium devient totalement ionisé sous l'effet des très hautes températures. La zone de transition n'a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme un halo surplombant la chromosphère sous l'apparence de spicules et de filaments. Elle est le siège d'un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l'utilisation de coronographes, elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extrêmes du spectre. La couronne solaire est composée à 73% d'hydrogène et à 25% d'hèlium. Les températures sont de l'ordre du million de degrés.

Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la couronne solaire elle-même s'étend à partir de la zone de transition et s'évanouit progressivement dans l'espace, mêlée à l'héliosphère par les vents solaires. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre 1*1014 m-3 et 1*1016 m-3, soit moins d'un milliardième de la densité particulaire de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu'aucune théorie n'explique encore complètement cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d'un processus de reconnexion magnétique.

Couronne solaire.

Couronne solaire.


L'héliophère

Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire. On admet qu'elle débute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d'Alfvén (le flux est alors dit superalfvénique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière n'ont pas d'influence sur la structure de la couronne solaire, car l'information ne peut se déplacer qu'à la vitesse des ondes d'Alfvén. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l'héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d'une spirale de Parker jusqu'à sa rencontre avec l'héliopause, à plus de 50 ua du Soleil. En décembre 2004, Voyager 1 est devenue la première sonde à franchir l'héliopause. Chacune des deux sondes Voyager a détecté d'importants niveaux énergétiques à l'approche de cette frontière.

L'héliosphère est une zone en forme de bulle allongée dans l'espace, engendrée par les vents solaires. Sa limite est l'héliopause, qui délimite la zone d'influence des vents solaires, lorsqu'ils rencontrent le milieu interstellaire

L'héliosphère est une zone en forme de bulle allongée dans l'espace, engendrée par les vents solaires. Sa limite est l'héliopause, qui délimite la zone d'influence des vents solaires, lorsqu'ils rencontrent le milieu interstellaire.


Haut de la page

Lien