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LE SOLEIL
La naissance du Soleil
Le Soleil n’est que l’une des cent
milliards d’étoiles de notre Galaxie. Il
se situe dans sa périphérie.
Régis Le Cocguen
LESIA
Observatoire de
Paris
Les réactions thermonucléaires
Le Soleil est né il y a 4.6 milliards d’années dans
un grand nuage de gaz et de poussière. La
gravitation est responsable de l’échauffement qui
a produit le déclenchement des réactions
thermonucléaires.
La vie du Soleil
Depuis quelques années, notre modèle de formation
du système solaire a évolué. Le modèle de Nice
répond mieux aux contraintes observationnelles.
Chaque seconde, 700 millions de tonnes d’hydrogène
fusionnent pour donner 696 millions de tonnes
d’hélium. Les 4 millions de tonnes de différence sont
transformés en photons γ qui vont mettre un million
d’années à traverser l’épaisseur solaire.
Les premières observations
Le Soleil de Galilée
Les premiers observateurs ont
constaté que le Soleil est blanc et
parsemé de taches. Ils ont pu
mesurer sa rotation et ont constaté
que notre étoile tourne plus vite à
l’équateur (25j) qu’au pôle (34j).
Pourquoi ?
Vers 1610, Galilée observe le Soleil et constate
qu’il est parsemé de taches.
Explications physiques
- Le Soleil est jaune-vert ce qui
nous indique qu’il rayonne comme
un corps noir à 5700°.
- Les taches sont moins brillantes,
donc elle sont moins chaudes
(400°).
- Le centre du Soleil est plus
brillant que le bord.
L'assombrissement centre-bord est l'effet de
diminution apparente de l'intensité lumineuse sur
les bords du Soleil. Cet effet apparent est la
conséquence de deux effets physiques réels : la
diminution à la fois de la densité et de la
température avec l'accroissement de la distance
au centre de l'étoile.
1
La photosphère
Les premières images
Le Soleil étant une boule de gaz, il n’a pas de surface solide. On délimite
toutefois une limite de la structure interne au niveau de la photosphère.
La photosphère est la couche de quelques centaines de kilomètres
d’épaisseur qui nous envoie la lumière blanche.
Au dessus de la photosphère, la chromosphère est un million de fois moins
dense. Cette forte différence donne au Soleil un aspect circulaire bien
tranché.
Un peu de
physique
solaire
A la fin du dix-neuvième siècle, Jules Janssen réalise une lunette
optimisée pour l’imagerie solaire. Ses clichés atteignent la limite de la
résolution possible avec un tel instrument
4500K
Pour le physicien, le Soleil est une boule de gaz, 75% H, 23% He et 1 à 2%
d’éléments plus lourds.
Au centre, production d’énergie par fusion. T=15X106° P=109atm
D=160g/cm3.
Les rayons gamma produits sont transmis par radiation dans les couches
profondes.
Dès que la température baisse, environ 200000°, soit 200000Km de
profondeur, le transport devient convectif.
H = 400Km
5700K
Aspect de la photosphère
Les deux hypothèses
La convection
On peut imaginer deux processus responsables de cet aspect granulaire de la
photosphère.
Les cliché de Janssen montrent que la
photosphère est granuleuse, on parle
alors de « grains de riz ».
-La turbulence
-La convection
Quelle est la nature de cette
granulation?
La controverse sur la nature de la
granulation
La turbulence désigne
l'état d'un gaz, dans lequel
la vitesse présente en tout
point un caractère
tourbillonnaire : tourbillons
dont la taille, la localisation
et l'orientation varient
constamment. Les
écoulements turbulents se
caractérisent donc par une
apparence très
désordonnée, un
comportement difficilement
prévisible et l'existence de
nombreuses échelles
spatiales et temporelles.
La nature convective des granules
supposent qu’elles se comportent
comme les cellules de Bénards d’un
fluide soumis à une source de chaleur.
Pour trancher entre les deux
hypothèses, il faut des images à haute
résolution angulaire.
Des images plus fines
La nature même de la granulation posait alors un problème. Deux écoles
s’opposaient. L’Allemand Siedentopf proposait un modèle d’atmosphère
solaire dans lequel les granules étaient des cellules de convection.
L’Américain Schwarzschild les considérait comme la manifestation d’un
processus de turbulence.
C’est avec la Lunette Jean Rösch
du Pic du Midi que furent
obtenues les plus belles images
de la granulation solaire.
D = 0.5 m
F=6m
La théorie tourbillonnaire
supposait que toutes les échelles
de tailles devaient être réparties
alors que la nature convective de
la granulation suppose une
homogénéité de la dimension des
cellules.
Les images obtenues par A.
Dollfus en ballon furent en faveur
de l’hypothèse convective.
Le Pic du Midi offrit à Bernard
Lyot, puis à Jean Rösch la
possibilité d’obtenir des images
très fine de la granulation.
1 arcsec
700 Km
2
La très haute résolution
La granulation, comment ça marche?
Convection turbulente
Ces simulations
montrent que les
contours des granules
ne sont pas
franchement délimités
mais ont un aspect
fortement turbulent.
La photosphère au foyer du télescope
suédois de 1 mètre.
Le magnétisme solaire
Dans l'épaisseur du manteau solaire, la
tachocline est la zone de transition entre la zone
centrale de rotation uniforme et la zone
périphérique de rotation différentielle,
concrètement entre la zone radiative et la zone
convective. De récentes études d‘héliosismologie
indiquent que la tachocline se situe à 0,7 rayon
solaire. Elle pourrait jouer un rôle important dans
la génération du champ magnétique solaire et
dans la dynamo solaire
La granulation est donc une manifestation du transport convectif de
l’énergie solaire dans les zones les moins profondes. Elle est faite d’un
mélange de cellules de Bénard et de tourbillons turbulents car le milieu est
gazeux.
Dynamique de la granulation
Modèle MHD de la convection solaire
La granulation est donc un mélange de convection, de turbulence, le
tout agrémenté de magnétisme. Les tubes de flux générés dans la
tachocline tentent d’émerger de la photosphère. La convection les
repousse et ils s’immiscent entre les granules.
Pour rendre compte de tous ces phénomènes, il faut une théorie
magnétohydrodynamique (MHD) de la granulation solaire.
Dans la photosphère, la
pression gazeuse est
supérieure à la pression
magnétique, c’est la
convection qui contraint le
magnétisme. Dans la
chromosphère, c’est le
magnétisme qui contraint le
plasma.
Chaque granule mesure en
moyenne 1000Km, (de 150 à
2500km) soit 1.3 arcsec. La
durée de vie d’un granule est de
5 à 10 minutes. La faible
différence de température
(environ 300K) entre granule et
intergranule la rend difficilement
observable.
Le gaz des zones profondes est très chaud, il monte à environ 2 km/s
puis rencontre une zone plus froide. Il dissipe son énergie par radiation
et devient plus dense puis redescend dans les couches profondes.
Entre les granules, on peut voir des petit points blancs. Ce sont les
filigrees, des petits tubes de flux qui émergent dans la photosphère.
La mésogranulation
Evolution temporelle des granules
La théorie dite constructale permet
d’expliquer l’optimisation naturelle d’une
arborescence. On peut montrer que
l’écoulement granulaire obéît à cette loi
constructale.
Cette même théorie décrit les ramifications
des branches d’un arbre, celles de nos
bronches et peut s’appliquer à l’étude de
la distribution électrique ou l’optimisation
de la circulation urbaine.
t
Simulation MHD en 3D de cellules de convection d’une étoile de type solaire à
rotation lente et de la génération des tubes de flux magnétiques.
Un tel modèle tente de rendre compte des observations. On voit ici que les tubes
de flux magnétique émergent entre les cellules de convection.
x
y
Simulation
Observation
Les images à très haute résolution de la granulation semblent
montrer un regroupement des granules en structures de quelques
milliers de kilomètres. Cette mésogranulation qui aurait une origine
convective provient des couches profondes. Sa nature exacte est
actuellement controversée.
3
La supergranulation
Processus de formation d’une tache
L’épaisseur des supergranules n'est
que de quelques milliers de
kilomètres.
Température : aucune variation de
température entre les bords et le
centre des supergranules.
Durée de vie : 24 à 48 heures.
Vitesses : Les vitesses horizontales
sont de l'ordre de quelques centaines
de mètres par seconde. Les vitesses
verticales sont un plus faibles.
Les supergranules sont liés au
mouvement à grande échelle des
granules. On observe sur les bords
des cellules de supergranulation des
structures magnétiques qui forment
un réseau.
Les images en bande G montrent les
points brillants entre les granules, les
filigrees. Ils délimitent la
supergranulation. Celle-ci est
composée de cellules de 30000km.
Elle est uniquement structurée par les
champs magnétiques. On observe un
mouvement du plasma qui va du
centre vers les bords de quelques
centaines de mètres par seconde.
Les pores
Simulation d’un pore entre
les granules
Les champs magnétiques
bloquent la convection. Le
pore est moins chaud que les
Un pore est une petite région sombre dont
granules.
la durée de vie n’est que de quelques
minutes. Il correspond à une émergence de
tubes de flux magnétiques.
Modélisation d’une tache
Un tube de flux magnétique est en équilibre entre la pression gazeuse externe et
la pression magnétique interne. Il est donc moins dense que la matière
environnante. Par la poussée d’Archimède, il tend à émerger de la zone
convective en bloquant la convection. Il va produire une pore puis une tache ou
un groupe de taches.
Les taches solaires
Les taches solaires sont des
régions fortement magnétisées
(>1000G) et moins chaudes. La
température de l’ombre de la
tache est de 4000° contre les
5700° du bas de la photosphère.
L’effet Wilson indique que la
tache est en dépression dans la
photosphère.
Effet Evershed
L’observation des taches a permis de montrer que la matière circule dans les
tubes de flux magnétique qui composent la pénombre. C’est l’effet Evershed. A
partir de cette constatation, on a pu modéliser les couches très profondes de la
tache.
Granulation dans l’ombre de la tache
Simulation de
la granulation
dans l’ombre
d’une tache
solaire
Les images à très haute résolution
angulaire de l’ombre d’une tache solaire
révèle la présence d’une granulation
très différente de celle de la
photosphère. Les champs magnétiques
intenses structurent des granules plus
petits.
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Le cycle de 11 ans
Le magnétisme solaire
Le cycle magnétique de 11 ans s’explique par le
modèle de Babcock. Le champ magnétique est
produit par effet dynamo entre les zones
radiatives et convectives.
Le cycle solaire est évalué en mesurant quotidiennement
le nombre de taches. Cet indicateur se nomme le nombre
de Wolf.
La chromosphère
La chromosphère est la
partie basse de
l’atmosphère solaire. Elle
contribue très peu au
rayonnement. Epaisseur
moyenne de 2 000 à
3 000 km. Sa température
croît vers l’extérieur pour
atteindre 20 000 °C. Théâtre
d’une intense activité, c’est
là que naissent les
éruptions solaires.
La supergranulation dans la chromosphère
On retrouve la supergranulation au niveau de la chromosphère. Les
supergranules sont délimités par les spicules qui sont les prolongements des
filigrees de la photosphère.
La
chromosphère
vue dans
l’Hydrogène
Filaments et protubérances
Un filament porte le
nom de protubérance
quand il vu sur le
limbe solaire. De la
matière
chromosphérique se
condense
dans la
couronne solaire en
suivant les structures
magnétiques
qui
forment un hamac.
Dans le
Calcium
5
Une protubérance est dite
quiescente quand elle n’évolue
que très lentement.
Protubérances
éruptives
La couronne
La couronne est
un milieu très
diffus dans lequel
on mesure une
température
de
plus d’un million
de degrés K.
Boucles magnétiques
La
couronne
est
visible
pendant
une
éclipse
totale de
Soleil.
Pour comprendre les phénomènes violents que l’on
observe dans l’atmosphère solaire, il faut réussir à
modéliser les structures magnétiques.
Elle est aujourd’hui observée en permanence depuis
l’espace grâce aux coronographes de SOHO.
On explique les éruptions solaires par le processus
dit de « reconnexion magnétique ».
6
Une éruption solaire est une
brusque libération d’énergie
qui se produit dans un centre
actif (groupe de taches). On
observe
d’abord
un
phénomène lumineux très
violent qui trahit la brusque
montée en température de la
région.
L’éruption est souvent accompagnée d’une éjection de
masse coronale qui déverse dans l’espace des
particules chargées et accélérées (protons et neutrons).
Les particules solaires se heurtent au bouclier
magnétique terrestre mais elles pénètrent par les
cornets polaires.
Pression radiative et vent solaire
En pénétrant dans l’atmosphère terrestre, les
particules ionisent les molécules de l’air et
provoquent des aurores polaires.
Attention danger
Même en période de faible activité magnétique, le
vent solaire envoie en permanence des particules
qui donnent des aurores près des pôles.
Observer la photosphère
Une méthode simple et sans danger
consiste à projeter l’image sur un
écran. Le Solarscope est simple et
économique mais peu résolvant.
Ne jamais regarder le Soleil sans une protection agréée
La pression radiative est responsable de la
queue de poussière des comètes alors que le
vent solaire produit la queue de plasma.
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Lunette:
Tube fermé, pas
d’obstruction mais
chromatisme.
Lunettes et télescopes
Lunette astronomique
La projection derrière une lunette
astronomique permet de
résoudre les taches et d’en suivre
l’évolution.
Formation d’une image dans le plan focal d’un instrument
Télescope:
Plus grand diamètre
mais tube ouvert et
obstruction centrale.
Pas de chromatisme
mais précision optique
variable.
Télescope
Newton
Un filtre solaire en verre
placé devant l’objectif de la
lunette permet d’observer
sans danger.
Télescope
Cassegrain
Observer la chromosphère
Une grille correctement orientée sur l’écran
permet de mettre en évidence la rotation du Soleil
au jour le jour.
Si la grille mesure 140mm, un millimètre au
centre du disque représente 10000km.
Une caméra
monochrome est
nécessaire pour faire de
l’imagerie. Avec un filtre
à 430nm largeur 1nm, on
obtient le meilleur
contraste sur la
granulation.
La raie H alpha
Le Spectrohéliographe
H. Deslandres
La raie H alpha apparaît en absorption sur le disque solaire mais en
émission sur le limbe. C’est une raie chromosphérique intense.
C’est la raie principale de la série de Balmer, elle provient de la
transition entre le second et le troisième niveau d’énergie dans l’atome
d’hydrogène.
La chromosphère apparaît rose pendant
une éclipse totale de Soleil. Cette
couleur est due à l’intensité de
l’émission de l’hydrogène dans la raie
Halpha. Ce qui traduit une température
plus élevée que la photosphère.
La marque Coronado propose
des filtres de type Fabry-Perrot
qui ont une bande passante de
0.7A. Ils sont peu onéreux dans
les petites dimensions et sont
très pratiques pour les
démonstrations publiques.
Le spectrohéliographe permet
d’isoler le centre de la raie. Très
bonne résolution spectrale mais
médiocre résolution temporelle.
8
Photographier la chromosphère
Les techniques d’imagerie à la
webcam permettent d’obtenir de
bons résultats sur les filaments.
Le cliché ci-contre a été réalisé
avec un PST Coronado de
40mm.
L’imagerie des protubérances nécessite des poses plus longues. Ce
cliché est un montage réalisé à partir d’une image surexposée faite
avec un réflex numérique derrière une lunette Coronado de 40mm.
La lunette Coronado CaK
permet l’imagerie dans la
raie K. Sa bande passante
est assez large (2.2A), elle
montre les taches et les
facules. Il est impossible
d’observer à l’œil dans un
instrument équipé d’un
filtre K.
L’imagerie de la chromosphère dans la raie K du calcium à 393,3nm
montre parfaitement les région brillantes que l’on appelle « plages
faculaires ». L’image K3 est prise au centre de la raie, K1V est dans
l’aile. On distingue les taches au centre des facules.
Le coronographe
1930 : Bernard Lyot invente et
construit le coronographe qui permet
de réaliser des " éclipses artificielles "
du Soleil et d'observer ainsi son
atmosphère.
Le spectre solaire
Coronographe du Pic du Midi.
Une équipe d’astronomes
amateurs gère cet instrument
professionnel.
Le sidérostat utilise un seul miroir
plan. Il renvoie le Soleil vers le sud.
Son principal inconvénient est
d’occasionner une rotation du
disque solaire au cours de journée,
comme une monture azimutale.
Le cœlostat utilise deux
miroirs plans dont l’un est
orienté sur un axe équatorial.
L’image solaire reste
orientée. C’est un dispositif
très avantageux pour les
observations systématiques.
Le coronographe LASCO embarqué
sur le satellite SOHO observe les CME.
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Les tours solaires
Avec son spectrographe de 14m la tour
solaire de Meudon allie la résolution
spatiale à la résolution spectrale. C’est
un instrument très puissant pour
l’observation de recherche et
l’enseignement de la physique solaire.
La mesure des champs
magnétiques
Télescope solaire McMath-Pierce
Le concept de tour solaire est très intéressant pour
l’imagerie et la spectroscopie à haute résolution
spatiale. L’image du Soleil est recueillie à plusieurs
dizaines de mètres de hauteur (35m à Meudon) bien
au dessus des couches les plus turbulentes de
l’air.
Les paramètres de Stokes
Spectro-imagerie en mode double
passage (DPSM) pour faire des cartes
de champs de votesses.
L’effet Zeeman se manifeste par un élargissement des
raies spectrales et la polarisation des ailes de ces
raies.
Champ transversal : polarisation linéaire
Champ longitudinal : polarisation circulaire
Seuls les champs forts permettent d’observer
plusieurs composants de la raie.
L’observation depuis l’espace
Le satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory)
Le Soleil vu par SOHO
En octobre 2006, la NASA lance STEREO,
Solar TErrestrial RElations Observatory,
deux sondes qui fournissent des images
stéréoscopiques du Soleil et de sa couronne
pour l’étude des CME et du plasma projeté
dans l’espace.
1991, YOHKOH, Japon
1998, TRACE, NASA
2000, CLUSTER, ESA
Le satellite japonais Hinode (SolarB) est équipé de trois
instruments principaux:
-Solar Optical Telescope de 50cm
-X-Ray telescope
-EUV imaging spectrometer
Depuis 1994, la sonde ULYSSE (ESA)
explore les pôles du Soleil.
Comète Encke et CME
10
SOT G-band image
XRT Full Sun Image
(Synoptic)
SOT Ca II H image
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