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LE SOLEIL
Régis Le Cocguen
LESIA
Observatoire de
Paris
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.
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.
Depuis quelques années, notre modèle de formation
du système solaire a évolué. Le modèle de Nice
répond mieux aux contraintes observationnelles.
Les réactions thermonucléaires
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.
La vie du Soleil
Les premières observations
Vers 1610, Galilée observe le Soleil et constate
qu’il est parsemé de taches.
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 ?
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.

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Un peu de
physique
solaire
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=15X10
6
° P=10
9
atm
D=160g/cm
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.
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.
La photosphère
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.
H = 400Km
5700K
4500K
Les premières images
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
Aspect de la photosphère
Les cliché de Janssen montrent que la
photosphère est granuleuse, on parle
alors de « grains de riz ».
Quelle est la nature de cette
granulation?
Les deux hypothèses
On peut imaginer deux processus responsables de cet aspect granulaire de la
photosphère.
-La turbulence
-La convection
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 convection
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.
La controverse sur la nature de la
granulation
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.
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.
Des images plus fines
1 arcsec
700 Km
Le Pic du Midi offrit à Bernard
Lyot, puis à Jean Rösch la
possibilité d’obtenir des images
très fine de la granulation.
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 = 6 m

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La très haute résolution
La photosphère au foyer du télescope
suédois de 1 mètre.
La granulation, comment ça marche?
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.
Convection turbulente
Ces simulations
montrent que les
contours des granules
ne sont pas
franchement délimités
mais ont un aspect
fortement turbulent.
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
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.
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.
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.
Dynamique de la granulation
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.
Evolution temporelle des granules
x
y
t
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.
La mésogranulation
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.
Simulation
Observation

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La supergranulation
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.
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.
Processus de formation 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 pores
Simulation d’un pore entre
les granules Les champs magnétiques
bloquent la convection. Le
pore est moins chaud que les
granules.
Un pore est une petite région sombre dont
la durée de vie n’est que de quelques
minutes. Il correspond à une émergence de
tubes de flux magnétiques.
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.
Modélisation d’une tache
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 cycle solaire est évalué en mesurant quotidiennement
le nombre de taches. Cet indicateur se nomme le nombre
de Wolf.
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.
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
Dans le
Calcium
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.