Le système solaire

0- Le Soleil
Auteurs : david Wilgenbus(plus d'infos)
Charles Renard(plus d'infos)
Résumé :
notre étoile
Publication : 31 Août 2000

Extrait de Nouvel Autodidactique aux Editions Quillet. Ouvrage collectif, publication en mars 1993.

Le Soleil est « notre » étoile, la plus proche de nous, à 150 millions de kilomètres ou encore 8 minutes de lumière; les autres étoiles sont considérablement plus éloignées: la plus proche est à 4,4 années de lumière ; sa distance et celle du Soleil sont donc dans le rapport de 4,4 ans à 8 minutes.

 

Une étoile diffère d'une planète, en ce sens qu'elle est lumineuse par elle-même, alors qu'une planète est éclairée par le Soleil et réfléchit la lumière qu'elle reçoit, plus ou moins bien suivant la nature de son sol et de son atmosphère; contrairement à une planète, une étoile possède sa propre source d'énergie. Il y a relativement peu de temps que nous connaissons l'origine de l'énergie solaire : les hommes ont d'abord cru que le Soleil subissait des réactions de combustion, avant de découvrir qu'il est à une température beaucoup trop élevée pour que ces réactions soient possibles ; par ailleurs, aucun combustible ne libère suffisamment d'énergie pour assurer au Soleil une existence antérieure comparable à celle de la Terre. On sait maintenant que la source d'énergie du Soleil, comme celle des étoiles, provient de la fusion thermonucléaire

L'étude des régions internes du Soleil, opaques à tous les rayonnements, ne peut se faire par observation directe ; elle résulte, comme pour toutes les autres étoiles, de la théorie de la structure interne. On peut par contre observer sur la surface du Soleil, et au-dessus d'elle, des caractéristiques inobservables sur les autres étoiles et y étudier le comportement d'un gaz très ionisé dans des conditions irréalisables sur Terre.

On distingue le Soleil proprement dit, limité au disque observable, dont la surface externe s'appelle la photosphère ; ce disque est surmonté d'une région très ténue, beaucoup moins brillante que le ciel, observée quand le Soleil est totalement éclipsé. Cette région se décompose en deux couches différentes, la chromosphère, de couleur rose, et la couronne, de couleur blanche.

La photosphère

La lumière que nous recevons du Soleil, dans le domaine visible, provient d'une couche superficielle très fine, de 300 km d'épaisseur, appelée photosphère. On peut y observer des régions sombres, les taches, et des régions brillantes, les facules.

Attention : L'observation des taches peut se faire assez facilement à condition de respecter quelques consignes de prudence: on ne doit jamais observer le Soleil directement, même à l'oeil nu, et à fortiori à travers un instrument grossissant, tel qu'une paire de jumelles, une lunette ou , un télescope ; on risque de perdre définitivement la vue.

Par contre, on peut faire former l'image du Soleil à travers une paire de jumelles et la projeter sur un écran, qui peut être une simple feuille de papier blanc, et observer les taches. Ce sont des régions un peu plus froides que leur voisinage ; c'est pour cela qu'elles apparaissent sombres, alors que leur température est de 4 500 K; mais celle des régions voisines est plus élevée, à 5 800 K. Une tache présente une région centrale sombre, appelée ombre, entourée d'une région moins sombre, appelée pénombre. La durée de vie des taches va de quelques heures à plusieurs semaines. Le champ magnétique est à l'origine de la formation des taches: la matière solaire qui est piégée à l'intérieur des régions délimitées par le champ magnétique se refroidit parce qu'elle n'interagit plus avec le voisinage. Les taches ont de grandes dimensions, comparables à celle de la Terre. Le diamètre des plus grandes peut atteindre 50 000 km.Les facules, plus difficiles à observer par l'amateur, sont au contraire des régions plus chaudes vers 7000 K.

 

Les oscillations solaires

En mesurant la vitesse perpendiculaire à la surface du Soleil, on a découvert vers 1975 que l'atmosphère du Soleil oscille localement, avec une période de 300 secondes. Cette oscillation concerne en fait l'ensemble du Soleil: elle est due à un phénomène de pulsations auto-entretenues, comparable aux vibrations acoustiques d'un tuyau d'orgue. De même que les vibrations d'une corde dépendent de sa longueur, la vibration du Soleil dépend de sa structure interne: l'analyse des oscillations renseigne ainsi directement sur les propriétés internes du Soleil.

La chromosphère et la couronne

La chromosphère et la couronne s'élèvent au-dessus de la photosphère ; elles sont trop ténues pour qu'on puisse les observer dans les circonstances habituelles, car elles sont moins brillantes que le ciel : la haute atmosphère terrestre diffuse la lumière solaire. On peut les observer lors des éclipses totales de Soleil, car elles se détachent sur un ciel noir, et de plus de part et d'autre d'un Soleil qui n'éblouit plus, car il est masqué par la Lune. On peut aussi observer la chromosphère dans un télescope en utilisant un dispositif qui élimine au mieux la lumière diffusée : le coronographe.

La chromosphère, de couleur rosée, s'étend sur 2 500 km, depuis la surface de la photosphère, qui est à 4 300 K ; on y observe des structures granulaires, appelées aussi « grains de riz », qui sont la manifestation des mouvements convectifs : de la matière chaude, provenant de régions profondes, est amenée par la convection à plus haute altitude dans le Soleil. Ces cellules convectives ont plusieurs gammes de dimension, depuis les granules, de 1 000 km, jusqu'aux rouleaux de 200 000 km, en passant par les mésogranules (5 000 km) et les supergranules (30 000 km).

La chromosphère se prolonge par la couronne, blanche, dont la température atteint le million de degrés. Très ténue, elle s'étend jusqu'à plusieurs rayons solaires et se raccorde au milieu interplanétaire. On trouve dans la couronne, à basse altitude, les protubérances, qui sont des jets de matière issus de la chromosphère et canalisés par le champ magnétique; leur altitude peut dépasser 100 000 km. Elles sont brillantes quand on les observe sur le bord solaire, mais sombres, par effet de contraste, quand elles se projettent sur le disque où elles ont la forme de filaments. La couronne se prolonge dans le milieu interplanétaire par le vent solaire qui se propage à la vitesse de 400 km s-1. L'intensité du vent solaire varie au cours du cycle d'activité solaire et en relation avec les éruptions.

En effet, la structuration du Soleil en couches concentriques, telle qu'elle vient d'être décrite, ne rend compte de la structure du Soleil que dans sa phase dite "calme".

L'activité solaire

Le nombre des taches à la surface du Soleil évolue au cours du temps, avec une période de 11 ans; cette périodicité est due à un cycle magnétique de 22 ans. Au moment du maximum d'activité, tous les 11 ans, on observe un grand nombre de taches, regroupées dans des régions actives qui sont le siège d'éruptions. Lors d'une éruption, du gaz ionisé est éjecté brutalement; il se propage ensuite dans le milieu interplanétaire, sous forme de particules qui, lorsqu'elles atteignent la haute atmosphère de la Terre, engendrent des perturbations dans les communications radio et donnent naissances aux aurores polaires.

L'activité solaire est due au champ magnétique; sa périodicité de 22 ans provient de l'interaction entre les mouvements de convection dans le Soleil, qui génèrent le champ magnétique, et la différence de vitesse de rotation des différentes couches superficielles du Soleil, qui ne se fait pas à vitesse angulaire constante: la rotation est un peu plus rapide à l'équateur (où la période est de 25 jours) qu'aux pôles (35 jours). Galilée a été le premier à mettre cette rotation du Soleil en évidence, en observant le déplacement des taches.