Embed Size (px)
Citation preview
LE SOLEIL (2)ETUDE PHYSIQUE EXTERNE
SURFACE ET ATMOSPHERE SOLAIRE
Le Soleil visible se compose de trois couches: la photosphère ou sphère de lumière qui constitue en quelque sorte la « surface » du Soleil si tant est qu’on puisse parler de surface pour un corps entièrement gazeux, la chromosphère ou sphère de couleur; enfin, la couronne, ces deux dernières couches constituant l’atmosphère extérieure du Soleil. Cette séparation en trois couches est purement conventionnelle car, les conditions physiques variant d’une manière continue, il n’y a pas à proprement parler de séparation entre les différentes couches.
La couronne ne peut être observée que lors des éclipses totales de Soleil ou alors avec des instruments particuliers que l’on appelle « coronographes » car, étant peu lumineuse par rapport à la photosphère, elle est noyée dans l’éclat de celle-ci!
La PHOTOSPHERELa photosphère est la partie visible du disque en lumière blanche que l’on peut observer à l’œil
nu (protégé). C’est de cette couche que sort la totalité du rayonnement provenant de l’intérieur du Soleil. Nous avons vu lors du cours précédent que la température de surface avoisinait les 5700 k soit 6,45 KW par cm2 (lois de STEFAN). Les bords de la photosphère apparaissent très nets ce qui peut paraître curieux pour une sphère entièrement gazeuse! Chacun sait qu’un ballon gonflé garde sa forme mais le Soleil n’a pas une telle enveloppe: c’est la force de sa gravitation qui équilibre la pression gazeuse née de l’agitation thermique des particules. L’épaisseur de cette couche est estimée à 330 kilomètres environ et c’est de sa base que nous parvient la quasi-totalité de la lumière émise bien qu’il y ait une absorption non négligeable entre la base et l’extérieur.
ASPECT DE LA PHOTOSPHÈRE
L’aspect de la photosphère n’est pas uniforme: une photographie
détaillée montre qu’elle se présente sous l’aspect d’une mosaïque
faite d’éléments clairs et sombres. Les points brillants ont été
autrefois appelés « grains de riz » par Jules JANSSEN mais on les
nomme maintenant « granules ». Leurs dimensions sont comprises
entre 300 et 1000 km, la distance moyenne des centres de deux
granules étant de 1800 km. Ces granules, de forme polygonale,
évoluent rapidement, se déforment, se fragmentent et deviennent
méconnaissables au bout d’une dizaine de minutes seulement. De
bons films obtenus au Pic du Midi montrent qu’un granule atteint sa
dimension et son éclat maximum en deux ou trois minutes, reste
stationnaire quelques minutes puis décroit et se fragmente en objets
plus petits qui se diluent et sont remplacés par des formations
nouvelles. Ces granules sont des bulles de gaz plus chaud 250 ° au
moins que le reste et qui ont tendance à s’élever et à se refroidir et
ensuite redescendre en formant des sillons sombres. Ces granules
constitueraient l’aspect visible d’un bouillonnement trahissant
d’importants mouvements de convection dans la photosphère (ex:
eau bouillante). L’étude spectrographique de ces granules a montré
en 1962 que l’ensemble de la photosphère vibrait comme une peau de
tambour selon une période de 250 secondes ce qui constitue un son
beaucoup plus grave que ceux que notre oreille est capable de
détecter.
LES TACHES SOLAIRES
Les taches sont des formations sombres apparaissant de temps en
temps sur le disque solaire. Elles permettent de mettre en évidence la
rotation du Soleil sur lui-même en 25 jours. Elles constituent le signe le
plus évident de l’activité solaire.
Les taches sont constituées d’une région centrale très sombre,
« l’ombre », entourée d’une région de brillance intermédiaire entre celle
du disque et de la tache elle-même: « la pénombre ». Leurs dimensions
sont très variables entre 2000 et 100 000 km et parfois plus!
Généralement, les taches apparaissent par groupes où l’on peut repérer
une tache de tête et une tache de queue dans le sens de la rotation. La
partie centrale n’apparait sombre que relativement à la grande brillance
de la photosphère environnante. Cela indique que la température est
plus faible au sein d’une tache que sur la photosphère (environ 4000k).
Tous les spécialistes s’accordent à penser que c’est au champ
magnétique qu’il faut attribuer la basse température des taches: ce
champ intense pouvant bloquer la convection et empêcher ainsi le
transfert de la chaleur provenant des couches plus profondes. Les taches
n’apparaissent que dans une bande de latitudes comprises entre + et –
40°. C’est la zone dite « royale ».
VARIATION DU CHAMP MAGNÉTIQUE SOLAIRE
LES FACULES
Enfin on distingue sur la photosphère des régions plus brillantes que celle-ci d’environ 10%: ce
sont les « facules ». Elles sont en général associées à des taches, parfois seules aussi, mais
toujours liées au magnétisme.
Abondances relatives des éléments chimiques de la
photosphère pour 1 milliard d’atomes d’hydrogène.
Hélium 150 000 000
Carbone 300 000
Azote 100 000
Oxygène 700 000
Néon 300 000
Sodium 1 600
Calcium 1 600
Fer 8 000
Cuivre 45
Zinc 26
LA CHROMOSPHÈRE
L’atmosphère solaire est constituée par deux couches aux propriétés très différentes: la
chromosphère et la couronne. Invisibles dans les conditions habituelles d’observation
à cause de l’éclat de la photosphère elles sont par contre évidentes à voir lors d’une
éclipse totale. Apparaissent alors le fin liseré rose de la chromosphère (12/15 000 km
d’épaisseur) et l’immense couronne blanche se détachant sur un ciel bien noir! La
densité de la chromosphère est bien plus faible que celle de la photosphère et décroit
au fur et à mesure qu’on s’éloigne de celle-ci.
Sa couleur rose est due à l’hydrogène ionisé à la
longueur d’onde H alpha de 656,3 nanomètres. On
dit qu’un atome est « ionisé » lorsqu’il perd sa
neutralité électrique par l’adjonction ou la perte
d’électrons. Fait remarquable qui va à l’encontre de
la logique, la température à la base de la
chromosphère qui est de 4500 K se met à augmenter
pour atteindre des valeurs de 7000 à 10 000 K au
fur et à mesure que l’on s’élève dans celle-ci!
Grâce à l’invention des filtres monochromatiques
par DESLANDRES en 1890 et du « coronographe »
par Bernard LYOT, on peut à présent observer le
Soleil dans beaucoup de longueurs d’onde
différentes
LA CHROMOSPHÈRE EN H ALPHA
L’étude de la chromosphère en H Alpha permet de voir la structure de celle-ci. Les
images monochromatiques montrent des plages faculaires brillantes qui surmontent
les facules de la photosphère et des filaments sombres qui ne sont autre chose que la
projection des protubérances sur le disque. La chromosphère présente aussi des
spicules et des protubérances.
Les spicules sont des filaments de matière dense, longs de 3000 à 10 000 km disposés
de manière plus ou moins verticale dans la chromosphère: ils donnent au bord du
disque un aspect dentelé caractéristique. La matière des spicules jaillit à la vitesse
de 30km/sec et montent à plusieurs milliers de km d’altitude. Leur durée de vie ne
dépasse pas 5 minutes.
Les protubérances se divisent en deux catégories: les éruptives et les quiescentes.
Les premières ont une durée de vie ne dépassant pas quelques minutes: ce sont des
éjections de matière dont la vitesse dépasse parfois 1000 km/sec jusqu’à plusieurs
millions de km du Soleil provoquant sur Terre de superbes aurores polaires mais
aussi des perturbations de nos télécommunications.
Les secondes sont beaucoup plus stables et calmes et ne donnent pas lieu à des
éjections de matière. Ces protubérances suivent les lignes de force du champ
magnétique de la photosphère et sont contenues par le champ magnétique de la
couronne. S’il se produit une rupture de ce champ magnétique, il y’a alors une
éjection de matière appelée par les scientifiques « éjection de masse coronale…
LE SOLEIL VU EN H ALPHA
On distingue sur cette photo les facules de la chromosphère,les
spicules et une superbe protubérance pour l’instant
« quiescente ».
Ejection de masse coronale: la Terre donne l’échelle!
Les spicules de la chromosphère
LA COURONNE SOLAIRE
C’est la partie la plus externe de l’atmosphère solaire. Sa brillance est environ le
millionième de celle de la photosphère ce qui est considérablement plus faible que la
brillance du ciel au voisinage du Soleil. La couronne reste donc invisible dans ce
torrent de lumière parasite! Dès 1930, Bernard LYOT put obtenir des images de la
basse couronne grâce à une lunette spéciale (coronographe) dans laquelle un disque
métallique occulte l’image géométrique du disque solaire.
La couronne interne, dite couronne K, s’étend de 12 000 à 140 000 km. Son milieu est
constitué par des protons et des électrons libres à cause de l’énorme température qui
y règne: celle-ci croit de 1 à 5 millions de degrés dans la couronne K au fur et à
mesure qu’on s’éloigne du Soleil. C’est un phénomène curieux et très mal compris,
même à l’heure actuelle.
La couronne F ou couronne externe s’étend très loin en s’affaiblissant. A 4 millions de
km, sa brillance n’est plus que le milliardième de celle de la photosphère. Elle est
prolongée par la lumière zodiacale dans laquelle baignent les plus proches planètes.
La lumière zodiacale est provoquée par des poussières qui diffusent la lumière
solaire. La température y décroit progressivement
La caractéristique principale de la couronne reste sa température très élevée. Cet
état thermique s’expliquerait par la formation d’ondes de choc lesquelles
comprimeraient la matière coronale. Certains atomes de calcium perdent 14
électrons sur 20, ceux du fer jusqu’à 24 électrons sur 26! Un tel gaz composé de
noyaux atomiques presque sans électrons et d’électrons libres très rapides est appelé
« plasma »
La couronne est en outre un puissant émetteur radio. La couronne externe est
animée d’un mouvement d’expansion de plusieurs centaines de km/sec, les particules
éjectées prenant le nom de « vent solaire »
LE CYCLE SOLAIRE UNDECENNAL
L’activité solaire varie sur une période de 11 ans. Ceci fut mis en évidence par un
astronome amateur allemand, H. SCHWABE, qui cumula des observations solaires
quotidiennes dès 1826 et pendant 43 ans! Il dénombrait chaque jour le nombre de
taches apparentes sur le disque solaire et conclut à l’existence de ce cycle.
Pour confirmation, l’astronome professionnel WOLF, de l’Observatoire de Zurich,
entreprit la compilation de toutes les observations existantes et remonta jusqu’en
1749. Il proposa d’évaluer chaque jour l’activité solaire par la formule R= K(10g+f) où
f est le nombre de taches, g le nombre de groupes, K un facteur personnel de
normalisation.
La périodicité de 11 ans se retrouve dans nombre de phénomènes de la météorologie
et de la climatologie, ce qui est normal étant donné les relations étroites existant
entre le Soleil et la Terre.
La manifestation la plus grandiose de l’activité solaire est l’éjection de masse
coronale qui peut déchaîner une énergie équivalente à trente millions de fois la
production annuelle de E.D.F. ou encore 25 milliards de mégatonnes de T.N.T!
Activité solaire sur 400 ans d’après le nombre de WOLF
Soleil vu dans l’ultra-violet avec
Trou coronal ( en noir)
