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Depuis son existence, l’homme a toujours été fasciné par le soleil, et plusieurs civilisations le voyaient comme un Dieu. Le soleil est une étoile comme les milliards d’autres que renferme notre galaxie. Cependant, à 150 millions de kilomètres, elle est la plus proche et l’unique que nous pouvons observer en détail. Dans ce rapport nous allons nous intéresser à la structure détaillée du soleil et à la description des différents phénomènes qui lui sont reliés.
Avec une masse de 332 900 fois celle de la terre et un rayon de 109 fois celui de la terre, le soleil est le plus gros objet de notre système solaire (voir tableau dans annexe I). Il est composé d’environ 94% d’hydrogène, 6% d’hélium et 0,13% d’autres éléments dont l’oxygène, le carbone et l’azote, les « métaux », constituent 0,11% de sa masse. En astronomie, n’importe quel atome plus lourd que l’atome d’hélium est appelé « métal ». On retrouve aussi des traces de néon, de sodium, de magnésium, d’aluminium, de silicium, de phosphore, de soufre, de potassium et de fer. Les pourcentages mentionnés ici sont par le nombre relatif d’atomes. Si on utilise le pourcentage par masse, on trouve que l’hydrogène constitue 78,5% de la masse totale du soleil, l’hélium 19,7%, l’oxygène 0,86%, le carbone 0,4%, le fer 0,14% et le reste 0,54%. Dans ce rapport, je vais décrire chacun des constituants du soleil et passer en revue leurs propriétés.
Le noyau est le cœur du soleil qui, malgré sa petite taille, forme les 10% de sa masse totale. À cause de la pression énorme des couches supérieures et la gravité (340 milliards de fois celle de la surface de la terre), le noyau est très chaud (environ 16 millions K) et très dense (environ 160 fois plus dense que l’eau ou 20 fois plus dense que le fer). À ces conditions extrêmes, des réactions nucléaires ont lieu. Il y a deux sortes de réactions nucléaires : la fission et la fusion. Toutes deux transforment le nucléon d’un atome en celui d’un autre atome. La fission produit de l’énergie en cassant le noyau d’un élément lourd comme l’uranium à des noyaux d’éléments plus légers comme l’hélium. La fusion produit de l’énergie en « collant » deux nucléons de faible masse comme l’hydrogène pour produire un noyau plus lourd comme celui de l’hélium par exemple. Les réacteurs nucléaires et les bombes atomiques utilisent la fission, tendis que les étoiles et les bombes à hydrogène utilisent la fusion. Pour fusionner deux nucléons positivement chargés, il faut contre-balancer la répulsion, car deux charges de même nature se repoussent. Plus la température est élevée, plus les atomes sont excités, plus la probabilité de collision est grande. La densité assure qu’il y a assez de nucléon dans un petit volume pour que des collisions aient lieu. Les 16 millions K sont plus que les 8 millions K nécessaires pour fusionner deux nucléons d’hydrogène. Les éléments plus lourds ont une charge positive plus grande et nécessitent donc de plus hautes températures et densités pour les fusionner. C’est pour cette raison que les étoiles fusionnent l’hydrogène avant n’importe quel autre élément. Au départ, deux protons sont fusionnés ensemble (voir annexe II). Un des protons devient un neutron et libère ainsi un positron et un neutrino. Le produit obtenu s’appelle deutérium, un isotope d’hydrogène. Le deutérium est fusionné avec un autre proton qui devient He3 en libérant des rayons gamma. Le He3 réagit avec un autre He3 donnant comme résultat un He4 et 2 protons qui recommenceront la réaction. L’énergie produite provient du fait que la masse de cet atome d’hélium est inférieure à la masse des 4 protons mis en jeu au début de la réaction. L’atome d’hélium est 3,97 fois plus lourd qu’un atome d’hydrogène. L’énergie en surplus (0,0075 grammes par gramme d’hydrogène) est éjectée du noyau vers la couche supérieur : c’est le phénomène de la convection. Rappelons que E=Mc2, donc avec peu de masse (M), on obtient beaucoup d’énergie car c=300 000 km/s. Chaque seconde, le soleil utilise 700 milliards de tonnes d’hydrogène pour produire de l’hélium. Les neutrinos libérés dans cette réaction mettent environ 8,5 minutes pour arriver à la terre, donc presque à la vitesse de la lumière. En effet, les neutrinos sont des particules élémentaires sans masse, ou de très faible masse, qui voyagent presque à la vitesse de la lumière et qui ont une très faible interaction avec la matière, d’une part car ils sont petits, et d’autre part parce qu’ils sont neutres. C’est pour cette raison que le neutrino peut atteindre la surface du soleil en seulement 2 secondes (voir annexe III). Un neutrino peut passer dans une année lumière de plomb et n’avoir aucune interaction avec les atomes. Comme les neutrinos mettent seulement quelques minutes pour arriver à la terre, il est donc intéressant de les observer afin d’obtenir des informations très récentes sur le noyau et les réactions nucléaires du soleil. Cependant, il est difficile de les capter à cause de leur faible interaction. Il existe toutefois des méthodes qui nous permettent de les détecter, mais il persiste un problème : on n’arrive pas à détecter la quantité prévue de neutrinos – on ne détecte que seulement les 60% de la quantité prédite. L’hypothèse la plus réaliste est celle qui suppose que les neutrinos changent de forme en voyageant dans l’espace.
La zone radiative est la zone où l’énergie est transportée par les photons, du noyau vers les couches supérieures moins chaudes. La zone radiative forme les 85% du rayon total des régions internes du soleil. Les photons créés dans le noyau voyagent dans cette couche tout en frappant les atomes, transmettant ainsi de l’énergie aux atomes, et deviennent ainsi des photons moins énergétiques : des photons de lumière visible. Les photons mettent environ un million d’années avant de faire surface à cause de la densité de ce milieu (voir annexe III). Entre chaque collision, les photons se déplacent d’environ 1 cm avant de frapper un autre atome. L’étude des photons nous renseigne donc sur la structure interne du soleil d’il y a plusieurs millions d’années. Le bas de la zone radiative a une température d’environ 7 millions oC, et 2 millions oC en haut. La densité diminue aussi à mesure que l’on s’éloigne du noyau.
La zone convective (voir annexe XIV) La zone convective est la couche extérieure du soleil.
Elle s’étend sur une profondeur de 200,000 km jusqu’à
la surface visible. À la base de cette zone, la température
est de 2 millions de degrés, ce qui est assez froid pour
que des ions plus lourds (carbone, azote, oxygène, calcium
et fer) gardent leurs électrons. Cette dernière a
comme conséquence de rendre la matière plus opaque,
donc difficile aux radiations de la traverser. Ceci renferme la
chaleur, qui éventuellement rend le fluide instable et commence
à « bouillir » par convection. Ces mouvements
convectifs reconduisent la chaleur assez rapidement à la
surface. Le fluide prend de l’expansion et refroidit en montant.
À la surface visible, la température est à
5700 K et la densité tombe énormément (environ
1/10000 de celle de l’air au niveau de la mer.). Ces mouvements
de convection sont visibles sur la surface et sont connus sous le
nom de granules et supergranules (voir annexe
IV).
La photosphère est la couche la plus profonde que nous pouvons voir (voir annexe V). Le mot photosphère veut dire sphère de lumière. Elle est appelée « surface » car c’est là où les photons peuvent enfin s’échapper dans l’espace. La photosphère a une épaisseur d’environ 100 km, ce qui est très mince comparé au rayon de 700 000 km du soleil. Comme nous l’avons dit, le soleil est gazeux, on ne peut donc atterrir sur sa surface. C’est une couche de gaz assez dense pour nous empêche de voir à travers. À partir de la luminosité, nous pouvons dire que la photosphère est d’environ 5840K. Plusieurs phénomènes peuvent être observés avec un télescope simple comme les tâches solaires, la plage faculaire et la granulation (voir annexes IV et VI). Le soleil tourne autour de son axe une fois par environ 27 jours. Comme le soleil est une boule de gaz, il ne tourne pas comme un solide. En effet les régions équatoriales tournent plus vite, dans 24 jours, tendis que les régions polaires prennent plus de 30 jours pour compléter une rotation complète autour de l’axe. La durée de rotation est calculée à partir des observations des tâches solaires. Les tâches solaires sont des tâches de couleur foncée sur la surface du soleil. Ces régions sont plus froides (3700 K) que la région environnante de la photosphère qui est d’environ 5700 K. La durée de vie de ces tâches est de quelques jours, cependant celles qui sont plus gros peuvent avoir une durée de vie allant jusqu’à quelques semaines. Les tâches solaires sont des régions sur le soleil caractérisées par des champs magnétiques plusieurs fois supérieur à celui de la terre. Normalement ils sont en paires – un nord ou positif, l’autre sud ou négatif. Le champ est plus fort dans les régions les plus foncées. L’activité solaire n’est pas toujours la même. Il subit un maximum d’activité et le champ magnétique s’inverse à chaque onze ans (voir annexe VIII). Pourquoi onze ans? Nous n’avons pas de réponse précise mais ce phénomène a été observé sur plusieurs étoiles et cela semble très fréquent – dans certains cas 25 ans, 10 ans ou 5 ans. Le cycle d’activité solaire est relié à la rotation différentielle du soleil et l’accumulation de l’énergie et tension magnétique à cause de cette rotation différentielle, un peu comme si on tire sur une bande élastique, et, à un moment donné cela casse : le soleil se « casse » à chaque onze ans donnant naissance aux vents solaires. Le soleil étant très chaud est sous la forme de plasma – particules atomiques libres. Ces particules sont projetées dans l’espace à quelques centaines de km/s lors des explosions sur la surface. Ces particules chargées traversent l’espace pour enfin se rendre à la terre et sont arrêtées par la magnétosphère terrestre (voir annexe IX). Cependant le champ magnétique terrestre est ouvert aux pôles, et donc le vent pénètre par ce trou et cause des aurores (voir annexe X). L’air que nous respirons étant beaucoup plus dense que celui qui se trouve à des hautes températures, et l’air étant un isolant, les électrons se rendent dans une altitude de 100 km et se déchargent pour ainsi exciter les atomes. L’électron émet un photon d’un spectre dépendant de l’atome excité lorsqu’il retombe dans un niveau énergétique plus faible. Par exemple un hydrogène excité émet une lumière rouge. Les vents solaires se rendent jusqu’à Pluton, soit 5914 millions de km.
La Chromosphère n’est pas visible à l’œil nu, sauf pendant une éclipse. Elle est composée de gaz très peu denses et ne rayonne que dans certaines raies spectrales. La chromosphère est le siège de puissants jets d’électrons et d’atomes ionisés : le plasma. La température de la chromosphère varie de 6000 oC à 20000 oC. À ces hautes températures, l’hydrogène émet de la lumière rouge. Cette émission de couleur peut être observée dans les protubérances visibles pendant une éclipse solaire totale. C’est de là qui vient le nom chromosphère qui veut dire sphère de couleur. Nous observons le soleil avec des filtres qui enlèvent toutes les autres longueurs d’ondes, et nous permettent de savoir davantage sur le soleil en regardant la lumière émise par l’hydrogène. La chromosphère a une épaisseur de seulement 2000 à 3000 km.
La couronne (voir annexe XIV) Au-delà de la chromosphère s’étend la couronne solaire, très loin dans l’espace interplanétaire, et c’est d’ailleurs la partie que nous voyons lors d’une éclipse solaire (voir annexe XI). La couronne, ou l’atmosphère solaire, a une température très élevée de 1 à 2 millions K cependant sa luminosité est 100 000 fois plus faible que celle de la photosphère. La vraie nature de la couronne est restée un mystère jusqu’à la découverte que ses gaz étaient surchauffés à des températures de plus d’un million de degrés C. À des températures aussi hautes, les atomes d’hydrogène et d’hélium sont séparés des électrons. Même des éléments mineurs comme le carbone, l’azote, l’oxygène perdent leurs électrons, seul les éléments les plus lourds comme le fer et le calcium peuvent en garder quelques-uns. À cause de sa haute température, la couronne émet des rayons X. Cela nous permet d’observer le soleil en rayons X (voir annexes XI et XII). Pour faire cela, nous fabriquons les instruments qui nous permettent de détecter ces rayons, et deuxièmement, il faut aller au-dessus de l’atmosphère terrestre, car ce dernier les bloque. L’observation du soleil dans cette longueur d’onde nous a permis de découvrir les trous, et les éjections coronales. Pour observer ces phénomènes, les instruments d’observation placent un disque noir pour cacher le soleil, pour ainsi simuler une éclipse solaire, mais une éclipse permanente pour pouvoir l’observer en tout temps. Les éjections coronales sont souvent associées aux protubérances et les éruptions, mais elles peuvent toutefois se produire en l’absence de ces derniers. Ces éjections sont la cause des vents solaires. Un deuxième phénomène observé sur l’atmosphère solaire sont les trous (voir annexe XIII). Les trous sont les parties qui sont noires dans les photos pris à rayons X. Ils sont associés aux « ouvertures » dans le champ magnétique et se trouvent souvent près des pôles du soleil. Les particules chargées des vents solaires s’échappent de ces trous. On retrouve aussi un autre phénomène dans la couronne : les boucles coronales (voir annexe XIII). Ces phénomènes se trouvent près des tâches solaires et les régions actives. Ces structures sont associées avec des lignes de champ qui relient des régions magnétiques sur la surface du soleil. On retrouve aussi les proéminences dans la couronne qui sont des nuages de matière suspendus dans l’air par les champs magnétiques. Bien que le soleil nous fournisse de l’énergie aujourd’hui,
il est certain qu’il s’épuisera un jour. après
4,5 milliards d’années, le soleil utilise encore ses
réserves d’hydrogène pour produire de l’hélium.
Dans 4,5 milliards d’années, quand le soleil a brûlé
tout son hydrogène en son cœur, il ne peut plus produire
le rayonnement et la pression nécessaire pour contrebalancer
sa propre force gravitationnelle. Elle va donc se contracter, provoquant
son réchauffement interne et la fusion de l’hydrogène
se fait dans le manteau qui commence à se dilater. Quand
sa température aura suffisamment augmentée dans le
noyau, la fusion de l’hélium va commencer, rétablissant
ainsi l’équilibre entre pression interne et gravitation
et l’étoile connaîtra une nouvelle phase de stabilité,
bien plus courte que la première puisque l’hélium
se consume beaucoup plus rapidement. 3 noyaux d’hélium
fusionnent et produisent un atome de carbone qui lui-même
fusionne avec 1 atome d’hélium et donne 1 atome d’oxygène.
Cette réaction est très rapide, simultanément
tout l’hélium du cœur entre dans la danse : une
gigantesque déflagration transmise jusque dans le manteau.
Le soleil met 1 million d’années à s’en
remettre et à se stabiliser à nouveau. La forte température
dilate le noyau qui se met à refroidir. Le soleil devient
1000 fois plus gros et brûle toujours l’hydrogène
contenu dans la coquille alors que l’hélium au cœur
commence à s’épuiser : on ne trouve plus que
du carbone et de l’oxygène au cœur. Le soleil
grossit à nouveau baissant ainsi sa température. Il
devient 200 fois plus gros que son rayon actuel et perd sa matière
sous forme de vent jusqu’à ce que son enveloppe ait
complètement disparue : le noyau est mis à nu. Le
soleil devient un petit astre de 40 000 km de diamètre, une
naine blanche (voir annexe XIV).
Strobel, Nick. (consulté le 1er mars 2001). Elementary Astronomy, [En ligne]. Adresse URL : http://www.astronomynotes.com
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Annexe I: Propriétés du soleil
Annexe III: Neutrinos et photons
Annexe IV: Convection, granules, supergranules Granules
Supergranules
Annexe VIII: Cycle des tâches solaires
Annexe XII: Spectre électromagnétique
Annexe XIII: Trous coraux et boucles coronales Trous coraux Boucle coronale
Annexe XV: Structure du soleil
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