Module : Géologie
publicité
Chapitre1. Module : Géologie Chapitre 1. Introduction à la géologie & Le système solaire Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Chapitre1. Module : Géologie Objectifs - Découvrir le système solaire. - Reconnaître la composition du soleil Durée : 1 séance Vocabulaire abordé : - Voie lactée - Galaxie - Etoile - Astre - orbite Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida - Révolution - Satellite - Planète tellurique, gazeuse - Anneaux - Le nom des planètes Module : Géologie Chapitre1. Définition de la géologie La géologie est la science qui étudie la Terre dans ses différentes parties directement accessibles à l'observation, s'efforçant de reconstituer leur histoire par l'étude de leur agencement. Elle traite avec d'autres sciences associées de la composition, de la structure, de l'histoire et de l'évolution des couches internes et externes du globe terrestre, et des processus qui la façonnent. La géologie est une discipline importante parmi les sciences de la Terre. Le terme géologie provient de l'adaptation en 1751 par Diderot du néologisme italien formé par le savant Aldrovandi sur le grec ancien γη- (gê-, « terre ») et λογος (logos, « discours raisonné ») La géologie intervient, en même temps que la géophysique appliquée, dans la recherche et/ou l’exploitation des ressources naturelles notamment le pétrole, le charbon, les minerais, les pierres précieuses et semi-précieuses et l'eau. Il existe, à côté de disciplines savantes très compartimentées, une géologie d'amateurs, animée par d'excellents auteurs scientifiques. Elle commence souvent par la connaissance assidue du terrain. La paléontologie ou l'étude des fossiles en est une branche bien vivante, portée par la mode des dinosaures4. Le respect de l'environnement et le besoin de connaissances en paléo-environnement et écologie rétrospective suscitent aussi des mutations au sein de la géologie, avec apparition de disciplines nouvelles telles que la géologie environnementale et la géotechnique environnementale. Histoire de la géologie Cette science de la Terre connaît ses prémices vers 1660 dans les pays du Nord avec les premiers travaux du géologue danois Niels Stensen, connu en français sous le nom de Nicolas Sténon, aussitôt suivis par l'Angleterre et les régions britanniques, puis plus tardivement en France vers 17006. En 1750, c'est une science établie en Europe occidentale. Dans son acception actuelle, le terme géologie est d'ailleurs utilisé pour la première fois en français en 1751 par Diderot, à partir du mot italien créé en 1603 par Aldrovandi. Le mot géologue est communément employé dans son essai de 1797 Nouveaux Principes de géologie par Philippe Bertrand7 et en 1799 par Jean André Deluc ; il est fixé l’année suivante par Horace-Bénédict de Saussure. Au début du XIXe siècle, la science géologique prend son essor et se constitue dans ses fondements, échelle de temps en croissance et cartes de plus en plus précises, observations de terrain, coupes stratigraphiques et analyses pétrologiques en progrès8. Différentes disciplines de la géologie, sciences apparentées La géologie comporte de nombreuses disciplines scientifiques : la stratigraphie, qui répertorie et ordonne dans le temps la succession des strates de roches, à l'aide de principes géométriques simples, d'observations de terrains, d'analyse du contenu en fossiles des roches, de la datation radiochronologiques des roches. La stratigraphie est le socle de la géologie. la minéralogie, qui étudie les éléments constitutif des roches, donc la forme, la nature, la composition et les propriétés chimiques et physiques des minéraux ; Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. la pétrographie, qui décrit les roches, étudie leur constitution et réalise leur classification; la pétrologie, qui étudie, au delà de l'analyse pétrographique, les mécanismes et les conditions qui président à la formation (genèse) et à la transformation des roches ; la géologie structurale qui est l'étude des déformations des roches et des mécanismes présidant à la déformation de ces roches à toutes les échelles ; à grande échelle, on parle de tectonique ; la géodynamique, qui étudie les conséquences morphologiques des processus tectoniques et d'érosion ; la géomorphologie, qui étudie les diverses formes du relief terrestre, d'abord de manière descriptive puis de manière explicative, et met en évidence les formes d'érosion; on considère souvent qu'elle concerne plus le géographe que le géologue, et on la range le plus souvent parmi les branches de la géographie physique ; la sédimentologie qui étudie les roches et les formations sédimentaires ; Si l'étude porte sur la succession régulière des différentes couches ou strates sédimentaires, il s'agit de stratigraphie ; la paléontologie, qui étudie les organismes passés grâce à la description et à l'analyse des restes fossilisés ; la micropaléontologie, qui étudie les fossiles microscopiques contenus dans les sédiments ; la métallogénie, qui étudie les mécanismes de formation des gisements métallifères et se propose de définir des outils méthodologiques et des guides de prospection utilisables par les explorateurs et prospecteurs miniers ; la volcanologie, qui analyse et tente de prévoir les phénomènes volcaniques, qui étudie la composition chimique et minéralogique et les processus de mise en place des produits volcaniques ; l'hydrogéologie, qui étudie les écoulements des eaux souterraines, sachant que la nature du sous-sol traversé par les eaux influence directement la quantité et la qualité de l'eau émergeant à la source ou exhaurée du forage ; la glaciologie qui étudie l'eau sous sa forme solide, la glace et sa présence massive à la surface de la Terre sous forme de glaciers ou de banquise. la géotechnique, qui fédère la géologie du BTP (ou de l'ingénieur, du génie civil), la géophysique, la géomécanique (mécanique des sols, mécanique des roches, hydraulique souterraine) pour permettre l'adaptation des ouvrages à leurs sites de construction ; La géologie possède de nombreuses attaches avec d'autres sciences, parmi lesquelles il convient de citer : Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. la géochimie de la croûte terrestre, qui étudie la chimie des couches superficielles de la Terre ; la géochimie des couches plus profondes concerne davantage la géophysique interne, ou physique du globe, que la géologie ; la géophysique, organisée à l'échelle internationale dans l'Union géodésique et géophysique internationale (UGGI), qui étudie la structure et la composition interne de la Terre avec des outils empruntés à la physique et aux mathématiques ; contrairement aux sciences géologiques et minérales, qui sont des sciences essentiellement descriptives et qualitatives, les sciences géophysiques sont rangées parmi les sciences exactes et quantitatives ; les géologues entendent souvent sous le vocable « géophysique » seulement la géophysique appliquée (comprenant des méthodes sismiques, gravimétriques, magnétiques, électriques, électromagnétiques, ... appliquées à la prospection pétrolière et minière, à l'archéologie, aux études environnementales, etc.) ; l'hydrogéophysique fait partie de cette dernière ; la sismologie, qui étudie les tremblements de terre et la propagation des ondes sismiques naturelles ou provoquées (on parle alors de sismique) ; cette discipline est une branche importante de la géophysique, et seuls certains de ses résultats intéressent le géologue ; la paléosismologie est une branche de la sismologie directement tributaire de la géologie ; son but est de trouver dans des tranchées ou coupes géologiques des indices de séismes anciens, de les dater pour qu'ils puissent servir dans la prévision statistique des séismes, et de fournir aux géophysiciens des informations permettant éventuellement de quantifier (mécanisme au foyer, magnitude, moment sismique, ...) ces tremblements de terre anciens ; le génie sismique qui s'occupe d'études macrosismiques sur le terrain à la suite d'un tremblement de terre de quelqu'importance ; il s'occupe aussi d'évaluer le risque sismique et de fixer des normes parasismiques pour un pays ou une région donnés ; il participe aussi à la surveillance de régions à risque et, si possible, essaye de prévoir des tremblements de terre futurs, soit par des méthodes statistiques, soit par des méthodes déterministes lorsque c'est possible ; la spéléologie concerne l'étude des cavités naturelles, le plus souvent en zone karstique ; cette étude englobe la connaissance géologique du terrain encaissant. la géoarchéologie, qui étudie les sédiments archéologiques et les dépôts d'âge quaternaire ; la géodésie, qui étudie la forme et les dimensions de la Terre ; celle-ci est une science exacte, sœur jumelle de l'astronomie, qui par sa partie gravimétrie se situe parmi les disciplines de la géophysique ; l'exogéologie ou astrogéologie qui, grâce à des méthodes de télédétection, à l’expérimentation in situ ou en laboratoire et au prélèvement d’échantillons, étudie la composition, la structure et l’histoire de la surface des planètes du système solaire et de leurs satellites naturels ; on parle également de géologie planétaire. Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. Le Système solaire Définition Le Système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, le Soleil, et des corps célestes ou objets définis gravitant autour de lui (autrement dit, notre système planétaire) : les huit planètes et leurs 175 satellites naturels connus1 (appelés usuellement des « lunes »), les cinq planètes naines, et les milliards de petits corps (astéroïdes, objets glacés, comètes, météorites, poussière interplanétaire, etc.). De façon schématique, le Système solaire est composé du Soleil, de quatre planètes telluriques internes, d'une ceinture d'astéroïdes composée de petits corps rocheux, quatre géantes gazeuses externes et une seconde ceinture appelée ceinture de Kuiper, composée d’objets glacés. Au-delà de cette ceinture se trouve une sphère d’objets épars, nommée suivant la théorie avancée par Jan Oort, le nuage d'Oort. Ensuite vient l'héliopause, limite du Système solaire définie par l'arrêt des vents solaires (ils deviennent plus faibles que le vent galactique). De la plus proche à la plus éloignée (du Soleil), les planètes du système se nomment Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Six de ces planètes possèdent des satellites en orbite et chacune des planètes externes est entourée d’un anneau planétaire de poussière et d’autres particules. Toutes les planètes, y compris la Terre, portent les noms de dieux et déesses de la mythologie romaine et de la mythologie grecque. Les cinq planètes naines, portant des noms de divinités diverses, sont Pluton, le plus ancien objet connu de la ceinture de Kuiper, Cérès, le plus grand objet de la ceinture d’astéroïdes, Éris, la plus grosse des planètes naines qui se trouve dans le disque des objets épars, et Makemake et Haumea objets de la ceinture de Kuiper. Les planètes naines orbitant au-delà de Neptune, ce qui est le cas de quatre d'entre-elles, sont également classifiées comme plutoïdes. Par extension, et de façon impropre, le terme « système solaire » est parfois employé pour désigner d’autres systèmes planétaires. Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. Le système solaire La formation du système solaire On croit que le Soleil et son cortège de planètes se sont formés, il y a environ 5 milliards d’années, suite à l’effondrement gravitationnel d’une vaste nébuleuse (un nuage de gaz et de poussières) des dizaines de fois plus vaste que le système solaire actuel. En se contractant sous l’effet de son propre poids, cette nébuleuse protosolaire s’est aplatie pour former un disque et s’est réchauffée en son centre. Éventuellement, la température et la pression au centre de la nébuleuse ont permis d’initier des réactions de fusion nucléaire, « allumant » ainsi le Soleil. Dès ce moment, le Soleil a répandu sa lumière et sa chaleur dans la nébuleuse en contraction. Autour de ce jeune Soleil, d’autres concentrations de matière moins importantes ont continué à attirer vers elles le gaz et les poussières résiduels du disque protosolaire. Par accrétion (un processus qui s’apparente à rouler une boule de neige dans la neige collante pour la faire croître), ces concentrations de matière ont grossi jusqu’à donner naissance aux planètes et à leurs satellites. Près du Soleil, seuls les matériaux ayant un point de fusion élevé ont pu se condenser, ce qui explique que les objets proches - de Mercure à Mars et jusqu’aux astéroïdes – soient majoritairement constituées de métaux et de roches. Ces matériaux étaient plutôt rares dans la nébuleuse protosolaire; c’est pourquoi les planètes qui se sont formées à partir de ces matériaux moins abondants sont plus petites. Plus loin du Soleil, là où les températures plus froides ont permis la condensation des glaces et la concentration des gaz légers comme l’hydrogène et l’hélium, des planètes géantes sont apparues, de Jupiter à Neptune. D’autres petits corps glacés se sont également Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. condensés au-delà de l’orbite des planètes, dans une région plus ténue de la nébuleuse protosolaire, pour donner naissance aux comètes. Les 500 premiers millions d’années d’existence des planètes ont été marqués par un intense bombardement de la part d’astéroïdes et de comètes, des restes de la formation du système solaire qui circulaient sur des orbites erratiques entre les planètes. C’est à cette époque qu’est apparue notre Lune, fruit d’une violente collision entre la jeune Terre et un objet de la taille de la planète Mars. Mais une fois passé cet épisode de bombardement intensif, le système solaire est devenu beaucoup plus calme. Il subsiste toutefois une multitudes d’objets de toutes tailles qui « encombrent » le système solaire, des astéroïdes de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre jusqu’aux poussières microscopiques en passant par des noyaux de comètes glacées. Ces objets, regroupés dans la catégorie des petits corps du système solaire, sont des fossiles de l’époque de la formation du Soleil et des planètes. Leur étude revêt une importance considérable pour qui veut comprendre en détail comment notre système solaire est apparu. Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. Le Soleil Le Soleil est une étoile, ce qui signifie qu’il produit sa propre lumière. De ce fait, il est semblable aux autres étoiles qui brillent dans le ciel, la nuit. Le Soleil nous apparaît beaucoup plus brillant (et plus gros!) que les autres étoiles, simplement parce qu’il est très près de nous. Le Soleil est situé à 150 millions de kilomètres de la Terre; l’étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est 268 872 fois plus éloignée! Un rayon de lumière prend un peu plus de huit minutes pour nous parvenir du Soleil; il faudrait à ce même rayon de lumière 4,22 années pour atteindre Proxima du Centaure… Quand on le compare aux autres étoiles, le Soleil est un astre ordinaire. Certaines étoiles sont des milliers de fois plus grosses et des millions de fois plus lumineuses que lui. Le Soleil est une naine jaune, une des centaines de milliards d’étoiles qui composent notre Galaxie, la Voie lactée. C’est quand on le compare à son cortège de planètes que le Soleil redevient un géant. Il faudrait aligner pas moins de 109 planètes de la taille de la Terre pour égaler son diamètre! Son volume contiendrait facilement 1 300 000 planètes comme la nôtre! Il renferme à lui seul plus de 99 % de toute la masse du système solaire. L’énergie solaire transmise par rayonnement rend possible la vie sur Terre par apport d'énergie thermique et de lumière, permettant la présence d’eau à l’état liquide et la photosynthèse des végétaux. La polarisation naturelle de la lumière solaire, après diffusion ou réflexion, par la Lune ou par des matériaux tels que l’eau ou les cuticules végétales est utilisée par de nombreuses espèces pour s’orienter dans l’espace. Le rayonnement solaire est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète. En effet, le bilan radiatif global de la Terre est tel que la densité thermique à la surface de la Terre est en moyenne à 99,97 % ou 99,98 % d’origine solairenote 1. Comme pour tous les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement émis dans l’espace, sous forme de rayonnement thermique infrarouge ; la Terre restant ainsi en « équilibre dynamique ». Le demi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil, couramment appelé « distance de la Terre au Soleil », égal à 149 597 870 km, est la définition originale de l’unité astronomique (ua). Il faut 8 minutes et 19 secondes pour que la lumière du Soleil parvienne jusqu’à la Terre Structure et fonctionnement Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul environ 99,86 % de la masse du Système solaire. Sa forme est presque parfaitement sphérique, avec un aplatissement aux pôles estimé à neuf millionièmes16, 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 de manière à peu près exponentielle à mesure que l'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 endessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la couche la plus visible à l'œil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à 0,7 rayon du centre. Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. La structure interne du Soleil n'est pas observable directement. De la même façon que la sismologie permet, par l’étude des ondes produites par les tremblements de terre, de déterminer la structure interne de la Terre, on utilise l'héliosismologie pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique est également utilisée comme outil théorique pour sonder les couches les plus profondes. Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. Description et caractéristiques du Soleil Quelques caractéristiques du Soleil d’aujourd’hui La composition chimique Le Soleil a une composition chimique proche de celle du nuage primordial : Hydrogène : 73,8 % Hélium : 24,4 % Le reste : 1,8 % Le reste (peu en termes de pourcentage, mais beaucoup en masse) est composé d’éléments légers comme le béryllium, le lithium, d’autres plus lourds comme le carbone, l’azote ou l’oxygène. Entrent enfin dans la composition chimique du Soleil des éléments encore plus lourds tels que les métaux (fer, cuivre, nickel...). La composition chimique du Soleil est connue grâce à son spectre. Les éléments lourds comme le carbone, l’azote, l’oxygène ou les métaux n’ont pas été créés pendant le Bigbang. C’est lors de l’explosion des Supernovas qui ont précédé la naissance du Soleil que sont apparus ces éléments lourds, qui ont permis la formation de planètes et le développement de la vie. La composition chimique du Soleil n’est la même dans tout son volume. Par exemple, la quantité de l’hélium varie au cours du temps. Elle est plus importante dans le coeur, lieu de création de cet élément. Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. Composition interne du Soleil Les différences de densité, pression et température entre le centre et la surface déterminent la structure de l’intérieur de notre étoile. Le Soleil est divisé en 3 zones : · Le noyau ou cœur · La zone radiative · La zone convective Le noyau ou le cœur Le Soleil produit toute son énergie par un processus que l’on nomme fusion nucléaire. Au centre du Soleil, des noyaux d’hydrogène fusionnent et se transforment en noyaux d’hélium. À chaque seconde, notre étoile transforme ainsi 600 millions de tonnes d’hydrogène en 596 millions de tonnes d’hélium. Les quatre millions de tonnes d’hydrogène « perdues » sont transformées en énergie, selon la célèbre formule E = mc2. C’est un rythme infernal, mais les réserves du Soleil sont grandes : les calculs indiquent qu’il brille ainsi depuis cinq milliards d’années et qu’il continuera de le faire pendant encore cinq autres milliards d’années! L’énergie dégagée par les réactions de fusion nucléaires est d’abord transportée depuis le cœur du Soleil vers les zones plus proches de la surface par des photons, de minuscules «_grains_» de lumière. On appelle zone radiative la région où l’énergie du Soleil est ainsi transportée. La zone radiative Elle occupe environ 60 % du rayon de l’étoile. Selon l’altitude, sa densité varie de 150 à 1 fois celle de l’eau. Mais la zone radiative est opaque à la lumière, ce qui signifie que les photons sont constamment absorbés puis réémis par les atomes de gaz qui composent l’intérieur du Soleil. Cela a pour effet de dévier les photons de leur course; un photon peut ainsi zigzaguer pendant plusieurs centaines de milliers d’années pour franchir la distance correspondant à la moitié du rayon du Soleil! Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. La zone convective Elle occupe 15 % environ du rayon solaire. La matière y est beaucoup moins dense que dans les autres zones. Au-dessus de la zone radiative se trouve la zone de convection, où l’énergie est transportée par la matière elle-même_: les régions plus chaudes remontent vers la surface où elles se refroidissent en rejetant lumière et chaleur dans l’espace, tandis que_les régions plus froides s’enfoncent vers la base de la zone de convection, se réchauffent et remontent à leur tour vers la surface. C’est un phénomène très similaire à ce qui se produit dans une soupe épaisse qui «_bouillonne_». Audessus de la zone de convection se trouve la photosphère, la «_surface_» du Soleil; c’est la région du Soleil que l’on aperçoit depuis la Terre. Le frottement de la couche convective, en rotation différentielle, sur la couche radiative (rotation rigide) est responsable du champ magnétique solaire (le système se comporte comme une dynamo). En haut de la zone convective commence la photosphère, « surface » du Soleil. Un photon arrivant en surface a vu son énergie passer, au cours de ses péripéties dans la zone radiative, du rayonnement gamma à l’Ultraviolet. Les couches externes Les couches externes du Soleil constituent son « atmosphère ». 1 - La photosphère C’est la surface visible du Soleil. Ce n’est pas une surface solide, mais le lieu ou les propriétés du milieu changent radicalement. A ce niveau, la matière du Soleil, opaque à l’intérieur, devient transparente. Les « bulles » de matière de la zone convective éclatent à la surface et forment les granules. On y observe en lumière blanche les taches solaires, entre autres phénomènes. 2- La chromosphère Elle est située juste au dessus de la photosphère. Son épaisseur est faible, 8 000 km. Elle est plus chaude que la photosphère. Contrairement à la photosphère qui fournit un spectre d’absorption, la chromosphère, visible en bord du Soleil, a un spectre d’émission dans lequel domine la raie Ha. C’est la raison pour laquelle elle apparaît en rose/rouge lors des éclipses de Soleil. La chromosphère émet elle-même un rayonnement. Cette émission est le fait des spicules, sorte de petits jets longilignes de matière de 300 à 1 000 km de diamètre, et de 10 à 15 000 km de hauteur. Leur durée de vie est de l’ordre de 5 minutes. La vitesse des jets atteint 30 km/s. On observe les spicules sur le bord du Soleil, elles se détachent sur un fond plus sombre. Elles seraient liées aux ondes de choc sonores qui crèvent par endroit la surface. 3- La couronne C’est la haute atmosphère du Soleil. Elle est observable lors d’une éclipse ou à l’aide d’un coronographe. C’est la diffusion de la lumière dans l’atmosphère terrestre, et la très forte luminosité Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. du disque solaire qui nous empêche de voir en lumière blanche ce gaz ionisé peu lumineux. L’aspect et les dimensions de la couronne varient avec le temps, selon l’activité solaire. La couronne est constituée d’un plasma très dilué et décroît avec l’éloignement du Soleil, entre 10-15 et 10-20 tonnes /m3. Sa température atteint le million de degrés. L’explication profonde de ce phénomène est encore mal connue mais probablement liée à son magnétisme. Le spectre de la couronne solaire fait apparaître des raies en émission dues à des éléments fortement ionisés. Ces ions n’existent pas sur Terre, mais seulement dans des milieux extrêmement dilués (la moindre collision « désionise » l’élément. Ces raies ont été baptisées d’ « interdites », car la probabilité de les trouver dans nos laboratoires est extraordinairement faible. Du fait de sa haute température, la couronne émet en rayonnement X (longueur d’onde < 50 nm). Etant heureusement stoppés par l’atmosphère terrestre, ce rayonnement X de la couronne a été analysé par des satellites en orbite. Les observations ont montré des zones émettant en X, et d’autres pas. Les zones qui n’émettent pas en X sont appelés des « trous coronaux ». Ils sont plus sombres sur les clichés en fausses couleurs et correspondent à des champs magnétiques moins élevés. Dans les trous coronaux, les lignes de champ sont ouvertes, ce qui permet à la matière éjectée par le Soleil de s’échapper. C’est le vent solaire. On observe les effets du vent solaire sur les comètes, et sur Terre avec les aurores polaires. Le vent est composé de particules chargées comme les protons, les électrons ou les noyaux ionisés tels que l’hydrogène ou l’hélium. Au niveau de la Terre, le vent solaire a une vitesse de 400 km/s, et sa densité est de l’ordre de 100 000 particules par m3, soit 1 proton dans 10 cm3. Les satellites ont mesuré la vitesse du vent aux pôles solaires et ont trouvé plus de 700 km/s. A ce rythme, le Soleil perd par le vent solaire la bagatelle de 6.1016 kg de matière par an. Mais en 1 milliard d’années, la perte n’est que de 0,003 % de sa masse. Négligeable. Dans les régions émettant en X, les lignes de champ sont refermées et rejoignent la surface du Soleil. Les ponts de matière des protubérances suivent ces lignes. La surface du Soleil est intéressante à plus d’un titre, et on y observe un grand nombre de phénomènes spectaculaires. Les taches solaires sont des parties de la surface du Soleil légèrement plus froides que les régions voisines. La température moyenne y est de 4 500 degrés. Les taches apparaissent sombres par contraste avec le reste de la surface du Soleil, plus chaude et donc plus brillante. Leur nombre augmente avec le niveau d’activité du Soleil, qui varie selon un cycle dont la période est de onze ans. Il est possible d’observer les taches solaires à l’aide d’un instrument optique (jumelles ou télescope), mais ce type d’observation requiert la plus grande prudence. La lumière du Soleil, concentrée par les lentilles ou les miroirs, peut provoquer des brûlures incurables à la rétine. Il faut donc se munir de Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. filtres adéquats ou, encore mieux, utiliser le système optique pour projeter une image du Soleil sur un écran (voir l’annexe 2 du document intitulé « Les éclipses de Lune et de Soleil »). De cette manière, en dessinant ce que l’on voit et en répétant les observations d’un jour à l’autre, il est possible de mettre en évidence la rotation du Soleil d’est en ouest. Notons cependant que le Soleil étant une immense boule de gaz, il ne tourne pas sur lui-même comme un objet solide. En particulier, les régions situées près de l’équateur solaire ont une période de rotation de 25 jours, beaucoup plus courte que celle des régions situées près des pôles et qui complètent un tour en 35 jours. On nomme ce phénomène «_rotation différentielle_». Les taches solaires sont généralement accompagnées d’explosions violentes. Ces éruptions solaires projettent dans l’espace autour du Soleil des quantités impressionnantes de matière brûlante. Ces colonnes de gaz, constituées principalement de protons et d’électrons, peuvent s’élever jusqu’à des centaines de milliers de kilomètres au-dessus de la surface du Soleil. Lorsque les particules émises par les éruptions solaires quittent le Soleil et arrivent à proximité de la Terre, elles sont déviées vers les pôles Nord et Sud de notre planète par le champ magnétique terrestre. Elles bombardent alors la haute atmosphère de la Terre, ce qui fait briller les molécules de l’air. C’est ce phénomène, équivalent à ce qui se passe à l’intérieur d’un tube néon sous tension, qui donne naissance aux magnifiques aurores polaires, boréales dans l’hémisphère Nord et australes dans l’hémisphère Sud. L’activité solaire Le champ magnétique solaire Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Le soleil étant une boule de gaz et de plasma, sa rotation n'est pas contrainte à une rotation solide. On peut ainsi observer une rotation différentielle selon la latitude. Cela signifie que la surface du Soleil tourne à une vitesse différente autour de son axe selon la latitude. Cette rotation est plus rapide à l'équateur qu'aux pôles. Différents effets magnétohydrodynamiques régissent cette rotation différentielle, mais il n'y a pas encore de consensus parmi les scientifiques pour expliquer la cause de cette rotation. On appelle cycle solaire l'alternance de minima et de maxima d'activité solaire (apparition de tâches solaires, intensité et complexité du champ magnétique). Le cycle solaire reste inexpliqué aujourd'hui. On évoque certains modèles de dynamo pour y apporter des explications, mais aucun modèle autoconsistant n'est aujourd'hui capable de reproduire les cycles solaires. Le vent solaire est un flux de particules issu de la couronne solaire en expansion. Une partie des particules de la couronne solaire possède une vitesse thermique suffisamment élevée pour dépasser la vitesse de libération gravitationnelle du soleil. Ils quittent alors la couronne en se dirigeant radialement dans l'espace interplanétaire. En raison du théorème du gel qui régit le comportement des plasmas très peu résistifs (MHD idéale) comme dans la couronne où le nombre de Reynolds magnétique est très élevé, le plasma (la matière) entraîne avec elle le champ magnétique. C'est ainsi que le vent solaire est muni d'un champ magnétique initialement radial. À partir de la distance d'Alfven, qui décrit l'équilibre des forces entre la réaction à la courbure des lignes de champs et le moment angulaire dû à la rotation du Soleil, le champ se courbe. Cette courbure est due à la rotation du Soleil. Il existe une analogie avec un arroseur rotatif produisant des jets d'eau dont les figures forment des spirales. Dans le cas du Soleil, cette spirale s'appelle spirale de Parker, du nom de celui qui l'a prédite dans les années 195019. Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida Module : Géologie Chapitre1. Ce vent de particules et ce champ magnétique spiralé est le support de l'influence du Soleil autour du Système solaire. C'est ainsi qu'est défini l'héliosphère Mr. BARDADI A (MAB) Universié Saad Dahleb de Blida
