TOPOGRAPHIE SOLAIRE : LA PARTIE OPAQUE

La partie opaque à la lumière est aujourd’hui abordée par le calcul ou la sismologie. Elle comprend :

• une zone dite radiative avec un cœur où les réactions nucléaires transforment les ions hydrogène en hélium ; cœur et zone radiative représentent 98 % de la masse du Soleil ;
• une zone dite convective, plus externe.

Le nom de ces zones est lié au mode de transport de l’énergie, produite dans la partie centrale et évacuée ensuite vers ­l’extérieur du Soleil. Le transport se fait soit par radiation (propagation sous forme d’ondes électromagnétiques) soit par convection (principe du radiateur électrique : le chauffage entraîne le déplacement des particules, c’est le mouvement de la matière qui assure le transfert de la chaleur).

LA PARTIE VISIBLE

Cette partie du Soleil est observable directement. Elle regroupe la photosphère (frontière avec la zone opaque), la chromosphère et la couronne. Ces deux dernières ne sont visibles que lors d’éclipes totales (naturelles ou artificielles) du Soleil.

Dans les conditions de température et de pression terrestres, la matière se présente sous trois états : solide, liquide et gazeux. Le passage d’un état à l’autre correspond à une réorganisation des molécules ou des atomes dans la matière. Prenons l’exemple de l’eau : à l’état solide, sous forme de glace, l’eau a une structure très organisée dans laquelle les molécules sont fortement liées les unes aux autres ; sous l’effet de la chaleur, les molécules s’agitent, s’éloignent les unes des autres et l’eau devient liquide ; à plus forte température encore, la structure se désorganise totalement et les molécules d’eau s’éparpillent sous forme de gaz, c’est l’ébullition.

Éruptions solaires ou éjections de matières coronales
Les éruptions solaires ou éjections de masse coronale ont lieu lorsque les champs magnétiques sont suffisamment forts pour vaincre l’attraction gravitationnelle et éjecter la matière (plasma et gaz neutre) hors de l’atmosphère solaire. Des milliards de tonnes de matière sont ainsi transportées. Elles se caractérisent par la brusque libération d’une énorme quantité d’énergie sous forme de rayonnements (visible, UV, X et radio). L’énergie mise en jeu est considérable, de l’ordre de plusieurs millions de fois la consommation annuelle d’énergie électrique en France.

Protubérances et filaments
Les protubérances ou filaments sont des poches de plasma dense et froid (10 000 degrés tout de même!) dans la couronne solaire chaude et diluée. Ces gaz, essentiellement de l’hydrogène, sortent de la surface sous forme de colonnes qui s’éloignent dans l’espace ou reviennent vers la surface du Soleil formant ainsi des boucles. Un champ magnétique intense soulève la matière dense et bloque ses mouvements, conduisant à son refroidissement. Les protubérances peuvent s’élever à des altitudes de plusieurs centaines de milliers de kilomètres.

DANS LA COURONNE ET AU-DELÀ: LES COLÈRES DU SOLEIL

Dans les couches élevées de l’atmosphère solaire, peu denses, les particules chargées (ions et électrons) sont sensibles aux forces électromagnétiques.
Ces forces peuvent être plus fortes que la gravité et maintenir en altitude de la matière, voire l’éjecter de la couronne pour l’envoyer dans l’espace interplanétaire.
La couronne peut alors présenter des aspects très divers traduisant l’activité magnétique du Soleil : protubérances, éruptions solaires ou trous coronaux.

Trous coronaux
Les trous coronaux sont des régions moins brillantes et plus froides où le champ magnétique permet l’échappement de matière. Dans ces zones, les lignes de champ magnétique ne reviennent pas vers le Soleil mais s’ouvrent radialement par rapportau Soleil.

Vent solaire
Au-delà d’une certaine distance, les forces gravitationnelles sont insuffisantes pour retenir la matière. Celle-ci s’échappe le long des lignes de champ dans l’espace interplanétaire. C’est le vent solaire. Sa vitesse moyenne est de 400 km/s environ. Elle est plus rapide près des pôles de l’astre qu’à l’équateur.

LE PLASMA SOLAIRE

Dans des conditions de température et de pression extrêmes apparaît un nouvel état de la matière dans laquelle la structure atomique elle-même est totalement désorganisée : le plasma. Au cœur de l’étoile règne une grande agitation parmi les atomes. Ces derniers sont normalement constitués d’un noyau, lui-même constitué de neutrons (de charge électrique neutre) et de protons (de charge électrique positive), accompagné d’un cortège d’électrons (de charge électrique négative). Dans son ensemble, l’atome est électriquement neutre : il comporte autant d’électrons que de protons. À très forte température, l’atome peut perdre ou gagner un ou plusieurs électrons, devenant ainsi un ion chargé, selon le cas, positivement ou négativement.
Au cœur du Soleil, l’énergie est suffisante pour arracher leurs électrons aux atomes d’hydrogène, constitués d’un proton et d’un électron. Les atomes d’hydrogène deviennent alors des ions chargés positivement : on les appelle des protons. Le gaz stellaire se présente sous la forme d’un plasma dense, constitué d’atomes ionisés. La quasi-totalité de l’Univers se trouve sous forme de plasma.
Le plasma solaire contient des éléments qui sont dans des états d’ionisation différents selon la température et la densité, du cœur à la périphérie. Ces variations stratifient le Soleil en ­plusieurs couches aux comportements très ­différents. Diverses méthodes expérimentales et théoriques permettent d’étudier le Soleil, sa composition, sa structure et ses propriétés.

CARTE D’IDENTITÉ DU SOLEIL

Le spectre du Soleil présente des raies sombres superposées à un spectre continu. © Nigel Sharp/NOAO

Pendant longtemps, les informations sur le Soleil n’ont été puisées qu’en sa lumière. Nous savons depuis les travaux d’Isaac Newton (1642-1727) que la lumière qui nous paraît blanche est composée de toutes les couleurs, “de toutes les longueurs d’onde” disent les physiciens. Il suffit de regarder un arc-en-ciel ou d’observer une source lumineuse à travers un prisme pour s’en convaincre. Deux siècles plus tard, la spectroscopie naîtra de cette découverte (voir illustration ci-dessus) : l’arc-en-ciel, “écharpe d’Iris” pour les poètes, est aussi un spectre solaire pour les physiciens !
Le filament de tungstène d’une ampoule est un bon exemple de corps qui, sous l’effet de sa température, émet de la lumière visible dans une gamme étendue de longueurs d’onde : cela donne un spectre d’émission constitué de larges bandes continues.
En 1814, le physicien allemand Joseph von Fraunhofer (1787-1826), fondateur de la ­spectroscopie, étudiait le spectre du Soleil et y découvrit la présence de raies sombres superposées à un spectre continu ; chacune corres­pondait à une longueur d’onde particulière. À l’époque, il n’avait pas les moyens d’interpréter cette curiosité. Les physiciens ont constaté plus tard qu’un gaz, éclairé par une source de lumière blanche, absorbe certaines couleurs. Cette absorption se traduit par l’appa­rition de raies sombres superposées au spectre électromagnétique : il s’agit d’un spectre ­d’absorption.
Comment expliquer ce phénomène ? Tout -simplement par le fait que l’intensité d’un rayonnement décroît quand il traverse un milieu matériel auquel il transfère une partie de son énergie. Or, à une émission ou à une absorption d’énergie correspond une modification de la structure électronique des atomes concernés ; cela se traduit par une signature spectrale caractéristique de chaque élément. Autrement dit, le spectre constitue la carte d’identité chimique du matériau étudié. Ainsi, c’est à la -spectroscopie que l’on doit la découverte, par l’astronome français Jules Janssen (1824-1907), d’un élément inconnu à l’époque sur Terre, l’hélium, dont le nom est dérivé du mot grec “helios” désignant le Soleil.
Parmi tous les rayonnements émis par le Soleil, l’atmosphère terrestre ne laisse passer que le visible (avec un peu d’infrarouge et d’UV) et les ondes radio. Il est donc nécessaire, pour mesurer les autres rayonnements (en parti­culier rayons X et gamma), d’aller au-delà de ­l’atmosphère ­terrestre : on utilise alors des ­instruments embarqués sur des satellites comme Soho.

La production de lumière et de chaleur n’est pas la seule manifestation du Soleil : s’y ajoutent vibration, rotation et magnétisme.

La couronne solaire en période de forte activité. © ESA/Nasa

“La compréhension de la variation de l’activité magnétique du Soleil permettra, dans les prochaines décennies, de mieux prévoir son impact sur l’environnement terrestre.”

Coupe de la rotation interne du Soleil obtenue par les instruments Golf et MDI à bord de Soho: les parties rouges tournent plus vite que les parties bleues. L'augmentation de la rotation du coeur, compatible avec les signaux des premiers modes de gravité, reste à confirmer. © SOHO Data

COMMENT ÇA MARCHE ?

En 1960 furent découverts des mouvements de la surface du Soleil, réguliers et de faible amplitude. Dix ans plus tard, des travaux théoriques montrèrent qu’en réalité ces mouvements ne sont pas que superficiels mais sont aussi le reflet de mouvements globaux qui affectent l’ensemble du Soleil. Celui-ci peut donc être assimilé à une cavité dans laquelle des ondes sonores évoluent à des fréquences très basses, inaudibles pour l’oreille humaine.
En effet, les ondes sonores produites par le Soleil sont décalées de 17 octaves vers les graves par rapport au diapason dont la fréquence a été fixée à 440 Hz : leur fréquence est donc de l’ordre de 3 mHz, ce qui correspond à une période d’environ 5 minutes. Les ondes acoustiques produites en permanence par la granulation de surface, telle la pluie sur la surface d’un tambour, sont un moyen fantastique pour sonder le Soleil dans toute sa partie opaque. L’étude des vibrations du Soleil, qui se propagent depuis la surface et vont se réfléchir sur les différentes couches intérieures, permet de mesurer des grandeurs telles que le profil de la vitesse du son ou celui de la vitesse de rotation. Le son se déplace à une vitesse d’environ 340 mètres par seconde dans l’air que nous respirons ; dans le Soleil, sa vitesse est de 500 kilomètres par seconde au centre et d’environ 7 kilomètres par seconde à la surface.
Une onde acoustique pénétrant jusqu’au cœur du Soleil mettra environ une heure pour parcourir l’étoile. Cette onde est très sensible à la matière gazeuse qu’elle rencontre : étudier l’intérieur du Soleil par la sismologie permet donc de suivre in situ l’état et l’évolution du Soleil en permanence et en direct. Tout tourne dans l’Univers et le Soleil tourne aussi sur lui-même, mais de façon différente entre l’équateur et les pôles. On a vu que la surface du Soleil, la photosphère, est parsemée de taches sombres que l’on peut suivre avec le temps : c’est ainsi que l’on mesure à quelle vitesse le Soleil tourne. Il est possible de mesurer que l’équateur tourne plus vite (environ 25 jours) que les pôles (plutôt 30 jours). Or il y a une relation entre la rotation de surface et les phénomènes magnétiques. On parle de maximum d’activité lorsque le nombre de taches à la surface est le plus grand : c’est la période où l’activité magnétique du Soleil est la plus élevée, conduisant alors à de fortes éruptions solaires. Le satellite Soho est bien placé pour suivre ces phénomènes d’activité puisqu’il peut observer chaque région du Soleil en permanence. En période de forte activité, de grandes régions sombres et des éruptions de matière sont clairement visibles au niveau de la couronne (voir pages 16-17).
L’héliosismologie, grâce à Soho, a révélé que cette rotation différentielle de surface se maintenait dans l’ensemble de la région convective (région peu dense représentant 2 % de la masse solaire), puis disparaissait brutalement dans la région de transition située à la frontière entre région radiative et convective. En effet, cette région est le siège de forts cisaillements qui contribuent à la régénération du champ magnétique. Ainsi une grande partie de la masse du Soleil (près de 50 %) tourne en fait comme un corps solide. Les premières observations de modes de gravité privilégie par contre une rotation plus rapide du cœur nucléaire que le reste de la région radiative. Si cela est confirmé, cela signifierait que le Soleil a gardé en son cœur, qui renferme près de 50 % de sa masse, un vestige de la rotation qu’il a acquis lors de sa formation, incluant probablement un champ magnétique fossile.
Comprendre cette activité solaire est devenu aujourd’hui un problème important pour bien maîtriser son évolution à échelle humaine, ainsi que le rôle effectif du Soleil sur l’environnement terrestre. En effet, l’origine des phénomènes magnétiques externes se situe sous la photosphère et sa compréhension passe par la connaissance des mouvements internes de matière jusqu’au centre du Soleil. Les scientifiques imaginent des circulations méridiennes dont la vitesse varie de dizaines de m/s (dans la région convective) jouant un rôle déterminant pour expliquer le cycle de 11 ans à des fractions de microns/s dans la région radiative (supposant alors un tour complet de cette région en milliard d’années).

HÉLIOSISMOLOGIE ET SIMULATION

L’héliosismologie est la clé indispensable pour apporter des preuves quantitatives de ces mouvements à grande échelle. Elle s’associe aujourd’hui aux simulations numériques qui tentent de reproduire les observations pour les comprendre. Il est déjà établi que la rotation différentielle de la région convective contribue à la présence d’un champ magnétique dynamo cyclique qui implique l’ensemble de la région convective et la région de transition entre radiation et convection où cette rotation différentielle disparaît appelée tachocline. De la compréhension de cette physique complexe, qui devra décrire comment le champ magnétique s’organise et se régénère, sortira l’explication de la durée et de l’intensité des cycles solaires qui ne sont pas réguliers avec des grands maxima et des grands minima comme le montre la figure de l’évolution des cycles depuis les premières mesures du 17e siècle. Ces études permettront à terme d’estimer l’évolution de l’activité magnétique dans les prochaines décennies. Ceci a deux conséquences importantes : comprendre le Soleil permet de comprendre les autres étoiles, mais aussi comprendre le Soleil permettra de prévoir les phénomènes susceptibles de toucher la Terre, tels que les orages magnétiques pouvant causer de nombreuses perturbations, notamment dans les réseaux électriques et dans les communications radio hautes fréquences ou par satellites.

A gauche, champ magnétique dans une simulation globale non-linéaire de la dynamo convective du Soleil. A droite, Vitesse radiale dans la zone convective turbulente solaire. Cette convection est à l'origine du transport de la chaleur vers la surface du Soleil. © A.S.Brun/CEA

LE PROJET COAST

Après l'instrumentation et l'observation, la simulation est la troisième voie de recherche en astrophysique. Les plus belles images de l’astronomie ne donne une vision de l’Univers qu’en deux dimensions. Grâce à la puissance de nouveaux super-calculateurs, les scientifiques peuvent aujourd’hui simuler sur ordinateur la formation et l’évolution des astres avec des détails suffisants pour produire des images « virtuelles » en trois dimensions de très haute qualité.

L'objectif du programme Coast est de modéliser des phénomènes astrophysiques complexes, afin de confirmer les théories actuelles sur la physique des astres et de préparer les futures observations astronomiques. Les principales études qui ont bénéficié de ce programme sont la cosmologie, la physique stellaire, l'étude des disques protoplanétaires et celle du milieu interstellaire.

En physique stellaire, les étoiles sont de grosses sphères de gaz chaud. Elles sont turbulentes avec de nombreux phénomènes de convection, elles tournent sur elles-mêmes et baignent dans un champ magnétique auto-induit.

Le code ASH, soutenu par la commission Européenne via la bourse ERC-StG STARS2, calcule l'évolution des fluides stellaires.

Le microsatellite du CNES Picard va observer le Soleil à plusieurs longueurs d’onde et va observer ses déformations superficielles. DR

MESURER L’ACTIVITÉ DU CŒUR À LA COURONNE SOLAIRE

Une nouvelle discipline se met également en place pour mieux estimer l’impact de l’activité solaire sur l’atmosphère terrestre. C’est un des objectifs du satellite PICARD qui va venir en appui de Soho, du satellite japonais HINODE et du satellite américain SDO pour traquer et enregistrer l’ensemble des indicateurs d’activité solaire du cœur nucléaire à la couronne solaire. Ces mesures permettront de mieux estimer la réaction de la stratosphère et de l'atmosphère terrestre aux perturbations solaires qui s'amplifient du domaine visible aux domaines UV et X durs. Des travaux conjoints entre modélisation solaire et modélisation climatique en perspective à condition que des observations continues soient maintenues encore pendant une ou deux décennies.

Cette évolution rapide de notre connaissance du Soleil montre qu’un tel plasma inspire de très nombreux travaux théoriques, de modélisations et d’observations avec des implications sociétales nombreuses et passionnantes.