Le Soleil

Le Soleil
Le Soleil est l'étoile la plus près de nous. Son étude revêt une grande importance en
astronomie, car plusieurs phénomènes qui sont étudiés indirectement chez les
autres étoiles peuvent être observés directement sur le Soleil (e.g. la rotation, les
taches solaires, la structure de la surface). Notre modèle actuel est basé sur les
observations et sur les calculs théoriques. Bien qu'il y ait encore quelques écarts
entre les modèles théoriques et les observations détaillées, le portrait que nous
allons brosser constitue une représentation adéquate d'une étoile moyenne.
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Introduction 19
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Objectifs du chapitre 19
Décrire schématiquement la structure interne du Soleil
Décrire schématiquement la structure des couches externes du Soleil
Décrire les manifestations de l'activité solaire
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 19
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La structure interne
Notre Soleil est une étoile typique de la séquence principale. Ses caractéristiques
sont résumées au Tableau 19.1. En combinant ces données aux équations de la
structure stellaire, les astronomes ont calculé le modèle solaire présenté à la Figure
19.1.
Table 19.1: Les caractéristiques du Soleil
Caractéristiques S
y
mbole Valeur
masse M 2 x 1030 kg
rayon R 6.960 x 108 m
période de rotation
à l'équateur ... 25 jours
à 60o de latitude ... 29 jours
densité moyenne ... 1.4 x 103 kg m-3
densité centrale ρc 1.6 x 105 kg m-3
luminosité L3.9 x 1027 joules s-1
température effective Teff 5780 K
température centrale Tc 1.5 x 107 K
magnitude absolue Mv 4.79
classe spectrale ... G2 V
indice de couleur B-V 0.62
com
p
osition chimi
q
ue X 0.73
de la surface Y 0.25
Z 0.02
Cha
p
itre 19
Pa
g
e 1 sur 11

Figure 19.1: Le modèle de l'intérieur du Soleil
L'énergie provient des réactions de fusion de la chaîne P-P au centre du Soleil. En
fait, 99% de l'énergie est générée à l'intérieur d'une région qui s'étend à moins du
quart du rayon solaire. Le taux de production est de 4 x 1026 Watts, ce qui
correspond à la transformation d'environ 4 millions de tonnes de matière en énergie
à chaque seconde. La masse du Soleil est énorme, environ 330,000 fois celle de la
Terre, et moins de 0.1% de sa masse sera changée en énergie au cours de sa vie
sur la séquence principale.
Au moment de sa formation, il y près de 5 milliards d'années, la composition
chimique du Soleil était homogène et semblable à celle de sa surface actuelle.
Actuellement, l'hydrogène est moins abondant dans le noyau car c'est à cet endroit
qu'il se fusionne en hélium. De la surface jusqu'au quart de son rayon l'abondance
d'hydrogène est uniforme, alors qu'elle diminue dans le noyau pour atteindre
seulement environ 36% de la masse. A ce jour, près de 5% de l'hydrogène du Soleil
a été transformé en hélium.
La zone radiative, où l'énergie est transportée par absorption et émission successive
des photons, s'étend jusqu'à 70% du rayon solaire. Au-delà, la température est trop
basse pour que le gaz soit complètement ionisé, l'opacité de la matière devient trop
grande pour que les photons puissent se propager efficacement. C'est à cet endroit
que commence la zone convective où les mouvements globaux des gaz transportent
l'énergie jusqu'à la photosphère de façon plus efficace.
L'atmosphère du Soleil
L'atmosphère solaire est divisée en deux régions principales, la photosphère et la
chromosphère. Au-dessus se trouve la couronne qui s'étend jusqu'à une grande
distance. La Figure 19.2 illustre cette structure et quelques phénomènes qu'on y
retrouve.
Figure 19.2: La structure de l'atmosphère du Soleil
Cha
p
itre 19
Pa
g
e 2 sur 11

La photosphère
La photosphère constitue la surface visible du Soleil; c'est la première couche de
l'atmosphère et elle mesure entre 300 et 500 km d'épaisseur. La densité augmente
rapidement dans cette couche et nous empêche de voir les régions plus internes du
Soleil. La température à la base, près de la zone convective, est de 8000 K et elle
diminue jusqu'à 4000 K près de sa partie supérieure. Le spectre continu de radiation
solaire (voir Chapitre 4) ainsi que les raies d'absorption sont produits dans la
photosphère. Les raies sont plutôt formées près du sommet, plus froid, et
apparaissent donc plus sombres que le continu.
Figure 19.3: La photosphère du soleil
La convection sous-jacente est visible à la surface dans le phénomène qu'on appelle
la granulation. La Figure 19.4 montre des régions plus claires, le centre des
granules, où le gaz chaud monte vers la surface; les rebords sombres des granules
sont formés de gaz plus froid qui redescend vers l'intérieur du Soleil.
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