LE SOLEIL

Pardonnez moi de vous faire du "topic kilométrique" mais il m'est impossible de faire autrement sinon ce ne serait pas compréhensible. J'espère que la longueur du texte ne vous rebutera pas trop !

A tout seigneur tout honneur . Nous allons commencer par...

LE SOLEIL

Le Soleil est l’une des innombrables étoiles de notre Galaxie ; à cet égard, ni sa position ni ses propriétés intrinsèques ne sont exceptionnelles. Situé aux deux tiers du rayon galactique (à 8,5 kpc du centre galactique), il appartient à un bras spiral semblable à ceux que l’on observe dans certaines galaxies. Le spectre optique du Soleil permet par ailleurs de le classer parmi les étoiles naines, qui sont les plus communes des étoiles de la Galaxie. C’est la proximité du Soleil qui fait tout l’intérêt de son étude. Son atmosphère, c’est-à-dire la partie extérieure de l’étoile, est observable dans ses détails. Les taches solaires , répertoriées dès le IVe millénaire avant notre ère par les astronomes chinois, mettent en évidence l’existence d’une activité due à la concentration de champs magnétiques intenses et donnent lieu à des éruptions. Très localisée, cette activité , que l’on qualifie de normale, ne perturbe pas (du moins dans les couches les plus profondes de l’atmosphère) la plus grande partie de la surface du Soleil. Grâce aux éclipses, on connaît depuis longtemps l’existence, au-dessus de la photosphère , partie visible du Soleil, de la chromosphère et de la couronne . Cette dernière région, très chaude, s’étend jusqu’au vent solairequi balaie le milieu interplanétaire.


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Le Soleil apparaît donc comme un « laboratoire » où la finesse des observations permet l’étude des mécanismes physiques de base, dans des conditions généralement impossibles à reproduire sur la Terre.
L’intérieur du Soleil n’est pas aussi aisément observable puisque, c’est sa définition, les photons ne peuvent pas s’en échapper. Pourtant, deux techniques de la physique solaire, aptes à apporter des informations expérimentales sur l’intérieur du Soleil, se sont développées : d’une part, la sismologie solaire , ou héliosismologie , d’autre part, la mesure du flux des neutrinos. Indépendamment de ces observations, les modèles d’intérieur d’une étoile mettent en jeu son âge, sa masse, son rayon et sa luminosité ; le Soleil est la seule étoile pour laquelle ces paramètres sont mesurables directement et avec une grande précision. Sa masse (1,989 Z 1030 kg, soit 333 000 fois celle de la Terre) est obtenue par l’observation du mouvement des planètes ; son rayon (695 990 km) est déduit des mesures précises de distance par écho radar, et son rayonnement total (3,86 Z 1026 W) est mesuré par satellite, hors de l’atmosphère terrestre. Son âge (environ 4,5 milliards d’années) est estimé grâce aux mesures de la radioactivité des roches terrestres et des météorites.
Si le Soleil permet l’étude détaillée de grandeurs et de phénomènes tout juste détectables dans les autres étoiles, c’est en revanche l’observation d’étoiles de tous âges qui a permis de placer le Soleil dans sa séquence évolutive et de connaître ainsi son histoire et son avenir. Issue d’un nuage de gaz interstellaire se contractant et s’échauffant jusqu’à l’apparition de réactions thermonucléaires, une proto-étoile a donné naissance au Soleil et à l’ensemble du système solaire. En quelque sorte, ce fut notre mini Bigbang à nous ! Le Soleil actuel, dont l’énergie provient de la transformation de noyaux d’hydrogène en noyaux d’hélium, continue à évoluer lentement car la combustion de l’hydrogène dans ses régions centrales modifie d’une manière irréversible les équilibres régnant à l’intérieur de l’étoile. On pense que, dans cinq milliards d’années environ, le Soleil, devenu une géante rouge, aura un diamètre cent fois supérieur à son diamètre actuel et aura porté la Terre à une température de l’ordre de 1 700 kelvins (Environ 1430° C). À travers des phases convulsives, il deviendra une naine blanche, très dense, avant de s’éteindre définitivement.


Activité solaire
Les centres les plus actifs sont ceux dont la complexité magnétique est grande, et l’on dispose, par l’observation des taches (en particulier lorsqu’une nouvelle polarité apparaît aux abords de la tache), de méthodes de prévision d’une éruption imminente de grande ampleur. Mais, à côté des événements spectaculaires venant perturber l’atmosphère terrestre, existent un grand nombre d’éruptions très faibles qui d’ailleurs échappent souvent à l’observation. Les petites régions actives éphémères sont elles-mêmes le siège d’éruptions.
Une éruption est un phénomène complexe, à la fois dans sa géométrie et dans sa séquence temporelle (fig. 9). Pour tenter de comprendre son mécanisme, on doit observer toutes les longueurs d’onde simultanément, avec une bonne résolution temporelle et spatiale. Cela a été possible à partir de 1980 par la conjonction de mesures au sol en optique et en radioastronomie, et grâce au lancement d’un satellite de la N.A.S.A. (S.M.M. : Solar Maximum Mission) spécialement conçu pour l’étude des éruptions. Si le détail des processus ayant lieu dans l’éruption est encore mal connu, l’accord est général sur l’origine magnétique de l’énergie libérée pendant l’éruption. On pense souvent que les structures magnétiques de la région où l’éruption a lieu ont été déformées au cours de l’évolution de la région active, emmagasinant ainsi de l’énergie qui peut être libérée par retour du champ magnétique vers une configuration plus simple.

Cycle solaire
L’activité solaire n’est pas constante au cours du temps. On observe en moyenne la présence d’un grand nombre de centres actifs durant des périodes se répétant tous les onze ans. La montée de chaque cycle, qui dure quatre ans et demi, est nettement plus rapide que sa descente (six ans et demi). La périodicité est en réalité de vingt-deux ans : l’ordre des polarités des taches appartenant à un groupe bipolaire, qui reste, pour chaque hémisphère (Nord ou Sud) du Soleil, identique pendant onze ans, s’inverse au cycle suivant. L’étude de la position des taches indique par ailleurs que la latitude d’apparition des centres actifs, de 30 degrés environ au début du cycle de onze ans, décroît ensuite et n’est en moyenne que de l’ordre de 10 degrés en fin de cycle. Simultanément, les taches liées au cycle suivant commencent à apparaître à plus haute latitude.
L’activité solaire et le cycle sont liés à la régénération du champ magnétique à l’intérieur du Soleil, dans une région probablement localisée à l’interface entre la zone de transport radiatif et celle de transport convectif. Les courants électriques (l’intérieur du Soleil est conducteur) y produisent un effet dynamo auto-entretenu et oscillant avec une période de vingt-deux ans. Notons que la rotation différentielle (le Soleil ne tourne pas comme un solide) est un ingrédient important de ce phénomène.


Relations Soleil-Terre
Les effets de l’activité solaire sur la haute atmosphère terrestre et le proche environnement spatial sont aujourd’hui bien connus, même si la physique des processus complexes qui sont mis en jeu doit encore être approfondie. Ces effets sont particulièrement spectaculaires lors des grandes éruptions. Les vecteurs impliqués sont de trois sortes : le rayonnement électromagnétique, les particules ionisées et les perturbations dues au vent solaire. Les rayons X et ultraviolets parviennent au niveau de l’orbite terrestre huit minutes après un événement et perturbent l’hémisphère éclairé de la Terre ; ils modifient, en particulier, l’état d’ionisation de l’ionosphère et troublent les télécommunications radioélectriques. Les protons solaires, qui se propagent à une vitesse dix fois moindre que celle de la lumière, atteignent la Terre une heure environ après l’éruption. Comme ils emplissent tout le milieu interplanétaire, leur présence reste notable durant plusieurs jours. Ils peuvent créer des anomalies dans le fonctionnement du matériel embarqué à bord des satellites (en particulier, celui des micro-ordinateurs) et éroder les panneaux solaires ; des astronautes peuvent être soumis à une irradiation dangereuse sur une orbite passant à hautes latitudes (ou lors d’un voyage vers la Lune ou vers Mars). Enfin, les perturbations dues au vent solaire, et en particulier les ondes de choc interplanétaires, arrivent en moyenne deux jours après l’éruption et déclenchent des orages géomagnétiques dont les aurores polaires sont la manifestation visible. Le champ magnétique terrestre perturbé peut avoir au sol des conséquences importantes (et coûteuses) sur la distribution du courant électrique, le fonctionnement des réseaux téléphoniques et informatiques et entraîner une érosion des pipelines.
Selon les théories actuelles, les variations des paramètres de l’orbite et de l’inclinaison de l’axe de rotation terrestres sont à l’origine des grandes glaciations que la Terre a connues. En revanche, un éventuel effet de l’activité solaire, sans être totalement écarté, n’est toujours pas démontré. Un apport essentiel à cette question provient des mesures de la « constante solaire », c’est-à-dire du flux total d’énergie reçue du Soleil. Contrairement à ce qui se produit à certaines longueurs d’onde (domaines radio, ultraviolet ou X), ce flux varie très peu avec l’activité solaire : le satellite S.M.M. a mesuré entre le minimum et le maximum d’un cycle une variation moyenne de l’ordre de deux millièmes. Si les modèles globaux des interactions thermiques entre l’atmosphère, les océans et les continents deviennent suffisamment précis, on pourra estimer l’impact de cette variation, liée à l’activité solaire, sur le climat. Les mesures des radio-isotopes dans les carottes de glace prélevées par forage dans les régions polaires permettent d’analyser plus directement le climat et l’activité solaire au cours des derniers millénaires. Les résultats obtenus tendraient à montrer qu’il n’existe pas d’effet systématique de l’activité solaire sur le climat.