Climat : le Soleil

Suite du billet sur l’analyse du réchauffement climatique. L’index général de la série de billets sur le réchauffement climatique est disponible ici

Nous allons aujourd’hui quitter nos petits problèmes climatiques bien terrestres, pour allez observer ceux de notre étoile… Mais nous verrons que ce n’est pas sans lien – notre étoile étant bien évidemment la source de l’énergie que nous recevons…

En direct du soleil…

Tout d’abord, pour le plaisir, une vision en direct de notre belle étoile :

Époustouflant, non ? Vous en aurez d’autres dans le prochain billet…

Généralités sur le Soleil

Rappelons tout d’abord que le Soleil est une immense sphère gazeuse, étoile de type naine jaune, composée d’hydrogène (74 % de la masse ou 92,1 % du volume) et d’hélium (24 % de la masse ou 7,8 % du volume).

La température en son centre est de 15 millions de degrés, où se déroulent les réactions de fusion nucléaire de fusion de l’hydrogène en hélium.

Le Soleil transforme ainsi à chaque seconde 4 millions de tonnes de sa masse, en énergie rayonnée dans l’espace. Ce nombre peut sembler énorme, mais comparé à la masse du Soleil, il est à peu près négligeable, même sur une très grande durée. Ainsi, depuis sa formation, le Soleil a seulement perdu 100 fois la masse de la Terre ou le dixième de la masse de Jupiter – soit à peine 3 dix-millièmes de sa masse initiale…

Son rayon est de 1,4 million de km, soit 109 fois le rayon de la Terre (pas facile toutefois de déterminer avec précision le diamètre d’une boule de gaz sans frontières bien distinctes…).

Le Soleil tourne sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n’étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l’équateur (25 jours) qu’aux pôles (35 jours).

Il émet de l’énergie sous forme de différentes longueurs d’ondes magnétiques, fonction des températures – c’est le spectre solaire :

• 55 % d’infrarouges ;
• 42 % de lumière visible ;
• 3 % d’ultraviolets.

L’énergie solaire transmise par rayonnement rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur et de lumière, permettant la présence d’eau à l’état liquide et la photosynthèse des végétaux.

Le Soleil est à l’origine de la chaleur de la Terre, distante de 150 millions de km : le bilan radiatif global de la Terre est tel que la densité thermique à la surface de la Terre est en moyenne à 99,98 % d’origine solaire.

Structure du Soleil

Le soleil comprend plusieurs couches :

• • le noyau : 250 000 km, 15 % du volume, 15 millions de °C ;
  • la zone radiative : 250 000 km, 98 % de la masse, terminant à 500 000 °C. Un photon mettra jusqu’à un million d’années à la traverser ;
  • la zone de convection : 200 000 km, terminant à 6 500 °C. Elle évacue la chaleur vers l’extérieur par des animations de mouvements tourbillonnaires. Ces mouvements de convection créent, en surface une  » supergranulation  » qui divise la photosphère en cellules d’environs 30 000 km de diamètre. Résultat : des « spicules », petits jets de gaz de couleur rouge, se forment dans la chromosphère et s’assemblent comme les haies d’un bocage normand
  • la photosphère : à peine 500 km, entre 6 500 °C et 4 500 °C. Elle tire son nom (« sphère de lumière ») du fait que c’est elle qui nous envoie toute la lumière visible. Elle est très mince, c’est pourquoi le bord du Soleil paraît net, « bien rond ». Des nuages de gaz chauds provenant du noyau s’élèvent à la surface pour y constituer une structure granuleuse dont chaque grain mesure entre 1 000 et 2 000 km de diamètre ;

• • la chromosphère : 2 000 km, allant jusqu’à 10 000 °C. Elle est composée de spicules. Il s’y produit des protubérances et des éruptions chromosphériques ;

• la couronne solaire : qui s’étend très loin dans l’espace, voire même au-delà de l’orbite terrestre. Sa température varie entre 1 et 2 millions de degrés. Cette couche supérieure du Soleil peut être observée à l’oeil nu, uniquement lors d’une éclipse solaire, car elle est 1 million de fois moins brillante que la photosphère [NB. : n’observez jamais directement le soleil d’ailleurs];

Je vous propose 3 schémas du soleil en coupe :

Au niveau de la surface, on a :

Au final, les observations du soleil amènent des rendus très différents suivant la longueur d’onde d’observation :

Les éruptions solaires

Alors que la photosphère est relativement tranquille, tout ce qui se trouve au-dessus, de la chromosphère jusqu’à la couronne externe, est l’interface entre le Soleil lui-même et l’espace. Toute l’énergie produite au centre doit passer par là pour s’échapper dans l’espace. La dispersion de cette énergie produit une très forte turbulence, et ces zones sont beaucoup plus agitées que celles de dessous (la faible densité permet cette agitation).

Comme nous l’avons vu, on observe dans la chromosphère des spicules (petits jets de gaz de 500 km de diamètres, à 90 000 km/h) :

Plus de 100 000 spicules se produisent à chaque instant sur notre étoile.

Une éruption solaire est un événement primordial de l’activité du Soleil. Elle se produit périodiquement à la surface de la photosphère et projette au travers de la chromosphère des jets de matière ionisée (protubérances) qui se perdent dans la couronne à des centaines de milliers de kilomètres d’altitude. Les protubérances peuvent atteindre des dimensions extraordinaires, de l’ordre du rayon solaire.

Les éruptions sont provoquées par une accumulation d’énergie magnétique dans des zones de champs magnétiques puissants au niveau de l’équateur solaire. Du fait de ces émissions, certaines éruptions solaires peuvent perturber les transmissions radioélectriques terrestres (orage magnétique) et provoquent l’apparition des aurores polaires en entrant en interaction avec le champ magnétique terrestre.

La plus grosse protubérance jamais enregistrée (en 1973)

Les taches solaires

Les taches solaires (en anglais : sunspots) sont des régions de la photosphère qui apparaissent noires à l’observation visuelle. En fait, elles sont très brillantes et ne semblent sombres que par contraste (le filtre utilisé absorbe presque toute la lumière produite par les taches, laissant passer la quantité de lumière juste suffisante pour une observation confortable de la photosphère).

Les dimensions des taches sont fort variables, mais généralement comprises entre 5 000 et 50 000 km (diamètre de la Terre : 12 700 km).

Les taches ne sont pas des phénomènes permanents. Une tache apparaît sous la forme d’un pore (comme un petit trou noir dans la photosphère), se développe, reste stable une certain temps. Puis la pénombre apparaît striée par des filaments brillants radiaux. Rares au début, puis de plus en plus nombreux, ils finissent par envahir la tache et la faire disparaître.

La durée de vie d’une tache est de l’ordre de quelques jours à quelques dizaines de jours. La moitié des groupes durent moins de 2 jours, et 10% seulement durent plus de 11 jours. Les taches qu’on retrouve d’une rotation sur l’autre sont donc assez rares.

Cette immense tache solaire, prise par la sonde Soho le 29 mars 2001, mesure 13 fois la Terre

 

Venons-en au mécanisme des taches. La matière photosphérique que nous voyons est à une température constante de 5 500 °C, car elle est en permanence renouvelée par la convection. Si on bloquait la convection, en empêchant la matière de se renouveler en surface, la température baisserait par rayonnement dans l’espace, et la région s’assombrirait. C’est ce qui se passe dans les taches, sièges d’un puissant champ magnétique.

Le champ magnétique du soleil est énorme, 10 000 fois plus puissant que sur Terre, notamment au-dessus de ce qu’on nomme les tâches sombres. Dans ces régions, le champ magnétique crève la photosphère en remontant de la zone convective. Son intensité agit comme une muraille et empêche le plasma de remonter. Résultat : les grains de lumière – ou photons -, transportés par le plasma ne peuvent pas sortir, ce qui donne à la place des taches sombres !

En effet, la matière photosphérique montante est ionisée, et donc chargée électriquement. Toute particule chargée est sensible à un champ magnétique. Les atomes sont donc freinés par le magnétisme, et ils ont le temps de se refroidir, et donc de s’assombrir : c’est l’ombre de la tache. Le bord de la tache (pénombre), est en contact avec la zone non freinée. Il se produit un brassage avec le gaz qui remonte dans la photosphère alentour. Le réchauffement est donc partiel, et le rayonnement plus intense que dans l’ombre : la pénombre est moins sombre.

On observe bien sur la photo précédente les granules, appelés aussi grains de riz. Ils pavent la surface du Soleil, alternativement clairs et sombres. Ils atteignent 600 à 1 000 kilomètres. Les granules ont une durée de vie très brève, de quelques minutes seulement. La surface du Soleil, filmée en accéléré, montre un bouillonnement intense. Ce sont les sommets des petites cellules de convection, qui transportent l’énergie vers la surface du Soleil.

Les taches ne sont qu’à 4 000 °C (pour mémoire, le filament d’une ampoule électrique, insoutenable au regard, est à seulement 2 000 °C ! Les taches sont plus brillantes qu’un arc électrique…).

Les taches se forment très souvent par paire, et présentent alors des polarités opposées.

Plus l’activité de notre astre augmente, plus ses lignes de champ magnétique s’entortillent au-dessus de la photosphère : on les voit émerger au niveau de taches sombres, entourées de petites plages brillantes. © NASA/GSFC

 

Film de synthèse

Pour conclure, un petit film récapitulatif :

Pour les passionnés, un second de 44 minutes est consultable en cliquant ici.

Dans le billet suivant, vous trouverez dans le billet suivant 9 autres incroyables vues des dernières 48 heures du soleil, à d’autres longueurs d’ondes…

PS. : quelques liens pour approfondir : collection d’images du satellite TRACE, explications détaillées sur le Soleil, chaine Youtube du satellite SDO

PPS : un peu de poésie pour finir : trouverez-vous le vieil homme sur le soleil ? 😉