NOTRE ETOILE LE SOLEIL VUE D`ENSEMBLE

NOTRE ETOILE LE SOLEIL
VUE D'ENSEMBLE
Il est presque superflu de rappeler l'importance du Soleil sans lequel nous
n'existerions pas, car celui-ci conditionne toute la climatologie de notre planète et
règle la vie de tous les organismes se trouvant à sa surface. Au point de vue
strictement astronomique, l'importance du Soleil est également considérable car
c'est la seule étoile que l'on peut étudier avec quelque détail à cause de sa
proximité ; sa lumière nous parvient en huit minutes et vingt secondes seulement
alors que celle de la plus proche étoile de notre système solaire, proxima du
Centaure met plus de quatre ans pour arriver jusqu'à nous ! Les développements de
l'astrophysique depuis le début du vingtième siècle nous ont appris que le Soleil est
une étoile très modeste : assez petite, peu massive, relativement âgée et plutôt
froide ! Certaines géantes et supergéantes ont des diamètres de dix à cent fois
supérieurs, et même plus, à celui du Soleil et ont des éclats et des températures
beaucoup plus grands. Dans l'autre direction, il existe des étoiles beaucoup plus
petites et bien moins chaudes et lumineuses telles que les naines blanches, rouges
et les étoiles à neutrons.
Le Soleil est pour l'essentiel une sphère gazeuse, d'un rayon de 700 000 km
soit le double de la distance Terre-Lune, composée d'environ 70% d'hydrogène, 27%
d'hélium, les trois pour cents restants comportant la quasi totalité des corps simples
connus.
LA DISTANCE TERRE – SOLEIL
Cette mesure a longtemps été la pierre d'achoppement des astronomes depuis
l'Antiquité. ARISTARQUE de SAMOS (- 300) avait trouvé une méthode astucieuse
mais trop difficile à mettre en œuvre compte-tenu des moyens de l'époque : elle
était basée sur l'observation des phases de la Lune, premier et dernier quartier. Or
son estimation de la distance Terre-Lune était trop élevée (490 000 km) mais surtout
il lui était impossible de déterminer avec précision l'instant des premiers et derniers
quartiers !
En 1672, la première mesure de la distance Terre-Soleil fut l' oeuvre de
CASSINI, PICARD et RICHER. Paradoxalement, leur méthode était indirecte et
consistait à mesurer la parallaxe de Mars lors de l'opposition depuis Paris et
Cayenne. Leur mesure donna 24 '' d'arc soit 54 746 000 km. Dès lors, en reportant
cette valeur dans la troisième loi de KEPLER ils purent enfin estimer la distance
Terre-Soleil à 144 000 000 de km, estimation assez proche de la valeur actuelle.
Cette même année, le célèbre Edmund HALLEY fut envoyé à l'île Sainte- Hélène
pour observer le transit de Mercure. Il émit à son retour l'idée d'utiliser les transits
de Vénus devant le disque solaire pour déterminer la parallaxe et donc, la distance
de celui-ci ! L'avantage était ici de substituer des mesures de temps à la place de
mesures d'angles toujours délicates à effectuer. L'inconvénient est que ce
phénomène est très rare : deux passages par siècle séparés par huit années ! Dès
lors, le dix-huitième siècle va voir se multiplier les expéditions dans tous les coins du
monde pour mesurer ces transits. On se souviendra avec amusement et admiration
des aventures de Guillaume Le GENTIL de la GALAISIERE en Inde pour le transit de
1761 !
Méthode des transits de Vénus
La valeur de la distance Terre-Soleil est aujourd'hui de 149 597 870 km et
constitue l'Unité Astronomique (U.A.).
Il est à noter que cette méthode des transits sert actuellement à rechercher les
exoplanètes ! Bien sûr, il ne s'agit plus ici de mesurer des parallaxes mais d'infimes
variations de luminosité d'une étoile provoquées par le transit d'une Planète.
DIMENSIONS DU SOLEIL
On mesure avec précision le diamètre apparent du Soleil et, connaissant sa
distance, on en déduit aisément ses dimensions réelles. Compte tenu de la
trajectoire légèrement elliptique de la Terre, ce diamètre apparent varie entre 32'
35'' au 1er janvier et 31' 31'' au 1er juillet son diamètre moyen étant 32' 02''. On en
déduit que le rayon du Soleil est de 696 000 km soit 109 fois le diamètre de la Terre.
La surface du Soleil atteint donc (109, 13) 2 soit 11 900 fois celle de la Terre. On doit
admettre que le Soleil est une sphère parfaite : on n'a pu mettre en évidence un
aplatissement de ses pôles qui s'il existe doit être très faible. En effet, il effectue une
rotation complète en 25 jours, donc le rapport entre la force centrifuge à l'équateur
sur la force de pesanteur est de 1/50 000 (Terre 1/300). Cette rotation est
différentielle: les différentes parties du Soleil ne tournent pas à la même vitesse !
MASSE ET DENSITE DU SOLEIL
Le principe de la détermination de la masse est très simple : on calcule
l'attraction que le Soleil exerce sur la Terre par les formules de la gravitation
universelle et de la force centrifuge :
Ainsi , connaissant la vitesse de la Terre sur son orbite (30 km/sec), la valeur de « r »
(150 000 000 de km) et la constante de gravitation (6,67. 10 -11 Nm2/kg2), il devient
presque facile de calculer la masse du Soleil en reportant ces valeurs dans
M =r V2/G .
Ce qui nous donne pour la masse M du soleil : 2. 1033 kg.
On peut à présent calculer la densité solaire moyenne d=M/V= 1, 41 fois celle
de l'eau ! A titre indicatif, celle de la Terre est de 5,52.
ENERGIE RAYONEE PAR LE SOLEIL. CONSTANTE SOLAIRE.
Le Soleil étant une sphère gazeuse portée à haute température rayonne de la
chaleur et de la lumière par toute sa surface ; le problème est donc de savoir quelle
quantité d'énergie totale sort de cette surface à chaque instant. On peut la
déterminer en définissant et en mesurant la constante solaire. C'est la quantité
totale d'énergie reçue du Soleil par unité de temps sur un élément de surface unité
perpendiculairement à la direction de l'astre, situé en dehors de l'atmosphère et à la
distance moyenne Terre-Soleil. Cette constante est importante car elle détermine à
la fois le flux reçu par la Terre et le flux d'énergie total émis par le Soleil.
La grosse difficulté est que l'atmosphère terrestre absorbe une partie du
rayonnement et réfléchit une autre partie vers l'espace !
La première mesure date de 1838 par POUILLET au moyen d'un
« actinomètre » puis par ABBOT en 1910. Les mesures actuelles donnent comme
valeur à C : 2 + ou – 0,04 calories par cm2 et par minute soit 0, 139 Watt/ par cm
carré. Il s'agit de la calorie soit l'énergie nécessaire pour élever un gramme d'eau de
un degré.
A partir de là, on peut calculer l'énergie qui sort du Soleil à un instant donné :
celle-ci se trouve répartie quelques minutes plus tard sur une immense sphère dont
le rayon est égal au rayon de l'orbite terrestre, chaque cm carré de cette sphère
recevant 0,139 watt soit E=4 Pi a2 x C= 3,9. 1033 kw.
Camille FLAMMARION s'extasiait au 19ème siècle de la prodigalité de l'astre du
jour et pourtant, la Terre ne reçoit qu'un demi milliardième de l'énergie solaire
totale, le reste étant dispersé en pure perte dans l'espace. La nature a ses propres
lois...
A partir de ce résultat et en utilisant la loi dite de STEPHAN qui dit qu'un corps
chauffé rayonne de l' énergie en proportion de la puissance quatrième de la
température on trouve pour la température de la surface solaire une valeur de 5800
K.
ASPECT DE SURFACE ET ROTATION
A l'observation télescopique, le soleil se présente sous la forme d'un disque à
bords nets et sans structures bien définies. On observe des taches qui deviennent
plus fréquentes vers le maximum du cycle solaire de 11 ans. Ces taches ont été
observées depuis longtemps par FABRICIUS, GALILEE et le père SCHEINER.
L'observation montre qu'elles se déplacent d' est en ouest manifestation de la
rotation du Soleil. Certaines persistent assez longtemps pour qu'on puisse les suivre
pendant plusieurs rotations : on trouve alors que la rotation du Soleil sur lui-même
est de 27, 25 jours terrestres (révolution synodique). Si l'on tient compte du
déplacement de la Terre, on obtient la rotation sidérale qui est un peu plus courte
soit 25, 38 jours. Pour situer avec précision la position des tâches , on a adopté
depuis 1863 un système de longitudes et latitudes solaires analogue à celui de la
Terre. C'est là qu'on s'est aperçu que la vitesse de rotation des tâches diminuait avec
la latitude. Tout se passe comme si le Soleil se « tordait » en tournant ! Ce
phénomène est appelé rotation différentielle.
Tâches solaires