Le Soleil, qu est-ce que c est?

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1 Lure, Juillet 2018

2 Le Soleil, qu est-ce que c est?

3 LE SOLEIL, UNE ETOILE ORDINAIRE Orbite à a.l. du centre de la Voie Lactée en 226 Mannées (vitesse orbitale 227km/s) Oscille à +/-230 a.l. du plan galactique (période 30 Mannées) Une étoile parmi les 200 à 400 milliards que compte la Voie Lactée

4 LE SOLEIL, UNE ETOILE ORDINAIRE D=1.4 million de km D=61 millions de km D=200000km D=2.0 milliards de km

5 LE SOLEIL, UNE ETOILE ORDINAIRE Etoile de type naine jaune (type spectral G2V), une gigantesque boule de gaz chaud Diamètre moyen photosphère: km soit 109x diamètre de la Terre Masse: x10 30 kg soit x la masse de la Terre Densité moyenne: 1.409g/cm3 Age: Environ 5 milliards d années

6 LE SOLEIL, UNE ETOILE ORDINAIRE Composition: Hydrogène: 91.0% en volume, 70.6% en masse Hélium: 8.9% en volume, 27.4% en masse Carbone, oxygène, néon: 2% en masse Concentre 99,854 % de la masse totale du Système Solaire Axe de rotation incliné de 7.25 par rapport au plan de l écliptique, par rapport au plan galactique Vitesse de rotation: 26j à l équateur, 35j près des pôles

7 Températures: Cœur: 15MK Photosphère: 5750K Chromosphère: 10000K Couronne: 2MK ANATOMIE DU SOLEIL

8 Pourquoi le Soleil brille-t-il?

9 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? Le cœur: Un réacteur nucléaire La gravitation tend à comprimer les couches internes La compression des couches internes en augmente la pression et la température A une température de K environ l hydrogène est un plasma ionisé Au-delà les noyaux sont animés de vitesses de plus en plus grandes au fur et à mesure que la température augmente Les chocs entre noyaux sont de plus en plus violents et leur fréquence augmente avec la pression Si température et pression sont suffisants, les protons s approche suffisamment malgré la répulsion électrostatique pour fusionner en un noyau plus complexe Hydrogène Deutérium Hélium 3 Hélium 4 Réaction de fusion Proton-Proton PP1

10 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? Le noyau d hélium 4 est plus stable que le noyau de deutérium Son énergie de liaison est donc plus grande Sa masse est donc inférieure à la masse de quatre noyaux d hydrogène La fusion libère une énergie de dm*c² pour chaque noyau d He 4 créé, soit 26.2MeV par noyau Le Soleil fusionne 620 millions de tonnes d hydrogène par seconde produisant 3.9x10^26 W, perte de masse 4.3 millions de tonnes par seconde Pour fusionner 10% de la masse du Soleil, il faut à ce rythme 10.2 milliards d années Le Soleil aura alors perdu 0.07% de sa masse initiale

11 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? Chaines proton-proton (96.8% de l énergie produite)

12 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? Cycle CNO (3.2% de l énergie produite): Un noyau de carbone se transforme par fusion d hydrogène en azote puis en oxygène avant de redevenir un noyau de carbone en libérant un noyau d hélium

13 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? L énergie produite par le cœur est émise en majorité par des neutrinos et des photons gamma Les neutrinos traversent quasi librement les couches externes et sont émis dans l espace. 65 milliards de neutrinos solaires traversent chaque cm² de la Terre chaque seconde Les photons gamma sont absorbés par le plasma chaud et dense de la zone radiative et le chauffent. Ils sont réémis par rayonnement thermique. La diffusion des photons à travers la zone radiative prend de à ans La zone radiative tourne en bloc

14 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? En approchant de la surface du Soleil, la température chute plus rapidement. Le gaz chaud venu des régions centrales devient moins dense que le gaz environnant et s élève rapidement. Le transport d énergie de radiatif devient convectif: Des bulles de gaz chaud montent rapidement vers la surface, se refroidissent et retombent vers les zones centrales plus chaudes. C est la zone convective. La limite entre zone convective et zone radiative se nomme «tachocline» La zone convective est le siège d une rotation différentielle Le frottement du plasma sur la tachocline génère un champ magnétique

15 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? Lorsque la densité du gaz s est suffisamment réduite, il devient transparent. C est la photosphère, la «surface» visible du Soleil. Elle apparait «bouillonnante» et granuleuse à cause des bulles de gaz transportées par convection. Le rayonnement thermique de la photosphère à 5750K est le rayonnement solaire Au dessus de la photosphère s étend l atmosphère constituée de la chromosphère où la température remonte à degrés et d une atmosphère externe ténue, la couronne où la température monte à 2 millions de degrés

16 POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL? Source: Observatoire de Paris

17 Que nous apprend la lumière solaire?

18 DIFFÉRENTS TYPES DE SPECTRES Spectre émis par un corps chaud ou un gaz chaud à haute pression. Plus la source est chaude, plus le spectre est intense et décalé vers le bleu Spectre émis par un gaz chaud à basse pression. Les raies ont des longueur d onde caractéristique des atomes constituant le gaz Spectre complémentaire correspondant à l absorption de la lumière à spectre continu par un gaz froid à basse pression

19 EFFET DOPPLER Effet Doppler acoustique Effet Doppler optique: Les raies d émission ou d absorption sont décalées en fonction de la vitesse de la source

20 EFFET ZEEMAN En présence d un champ magnétique les niveaux d énergies des électrons se séparent. Une raie d émission unique devient un groupe constitué d un nombre impair de raies proches

21 LES MESSAGES DE LA LUMIERE SOLAIRE Le soleil est une boule de gaz dense et chaud: Le spectre continu permet de mesurer la température de la photosphère

22 LES MESSAGES DE LA LUMIERE SOLAIRE L atmosphère solaire absorbe une partie du rayonnement des couches plus chaudes et plus profondes en fonction des éléments chimiques qui la composent. Les raies d absorption permettent de déterminer la composition de l atmosphère solaire

23 LES MESSAGES DE LA LUMIERE SOLAIRE Le déplacement des raies par effet Doppler permet de mesurer la vitesse locale de la zone visée Rotation de la photosphère Rotation différentielle (26j à l équateur, 35j près des pôles) Vitesse de déplacement de structures spécifiques Le dédoublement des raies par effet Zeeman permet de mesurer le champ magnétique local Champ magnétique généré par effet dynamo dû à la rotation différentielle du plasma de la zone convective

24 Pourquoi l activité du Soleil change-t-elle?

25 UNE ETOILE MAGNETIQUE Modélisation globale du champ magnétique solaire (NASA) L effet dynamo crée un champ magnétique interne intense (10000x le champs magnétique terrestre) La rotation différentielle du plasma de la zone convective entraine la déformation des lignes de champ La rupture et la reconnexion des lignes de champ crée des tubes de champ sous la surface qui parfois émergent à la surface de la photosphère Les tubes magnétiques influent sur le mouvement du plasma

26 Taches solaires: Tubes magnétiques émergeant à la surface de la photosphère Ralentissent le mouvement convectif du plasma Le plasma refroidit plus que le reste de la surface de la photosphère (4000K) Le gaz apparait sombre par rapport à la photosphère environnante UNE ETOILE MAGNETIQUE

27 Taches solaires: Taille de 5000 à km Bordées de cellules de convection en «grain de riz» de 1000km de long environ Souvent bordées de zone brillantes très chaudes les facules La luminosité globale du Soleil augmente lorsque les taches sont nombreuses UNE ETOILE MAGNETIQUE

28 UNE ETOILE MAGNETIQUE Cycle magnétique du Soleil: L activité moyenne obéit à un cycle d environ 11 ans, à l issue de laquelle le champ magnétique s inverse

29 Filaments et protubérances Ces structures sont présentes dans la couronne solaire Les filaments sont des protubérances vues de dessus Hauteur environ 50000km, longueur plusieurs centaines de milliers de km Température beaucoup plus basse que la couronne, densité 100 fois plus importante Soutenues par des forces magnétiques Peuvent être éjectées en cas d instabilité du support magnétique UNE ETOILE MAGNETIQUE

30 UNE ETOILE MAGNETIQUE Boucles coronales: Ancrées dans les taches solaires, hauteur environ km Lorsqu un grand nombre de boucles s entrecroisent on assiste à une éruption solaire Source: Satellite TRACE

31 UNE ETOILE MAGNETIQUE Ejection de masse coronale (EMC): Provoquées par la reconnexion magnétique au sommet de boucles magnétiques instables Projette de grandes masses de plasma à grande vitesse dans le milieu interplanétaire L augmentation brutale de la puissance du vent solaire peut provoquer des dégâts autour de la Terre et sur la Terre Source: Satellite SOHO

32 Météorologie spatiale: Les colères du Soleil

33 METEOROLOGIE SPATIALE Effet des tempêtes solaires: Aurores boréales et australes intenses Dommage aux électroniques des satellites Perte d altitude des satellites en orbite basse Pertes des signaux GPS Perturbations des télécommunications Surcharge ou destruction des équipements des réseaux électriques Aurores 22 février Tromso.mp4 (Ligne de commande)

34 METEOROLOGIE SPATIALE Classification des éruptions solaires: En fonction de leur intensité en W/m² en rayons X (bande 0.1 à 0.8nm) Echelle ouverte A,B,C,M,X, chaque lettre correspond à 10x l intensité de la précédente Chaque classe subdivisée en 10 niveau, classe X ouverte Effets sur la Terre: Dépend de l orientation par rapport à la Terre Catégorie Intensité Effet A 10nW/m² Indétectable B 100nW/m² Aucun C 1uW/m² Aucun M1 (2000/cy) 10uW/m² Perturbation mineure des transmissions HF et signaux de navigation M5 (350/cy) 50uW/m² Perte des communications HF côté Soleil. Signaux de navigation dégradés pour quelques minutes X1 (175/cy) 100uW/m² Large zone de perte de communications HF. Signaux de navigation dégradés pour quelques heures X10 (8/cy) 1mW/m² Perte de communication HF sur une grande partie du côté éclairé de la Terre. Perte des signaux de navigation pendant 1 à 2h. Perturbation mineure des signaux de positionnement satellite. X100 (<1/cy) 10mW/m² Perte complète des communications HF sur tout le côté éclairé. Perturbation sévère des signaux de positionnement satellite.

35 METEOROLOGIE SPATIALE Site SpaceWeather de la NOAA ( Prédiction générale du risque d éruption solaire en fonction de l activité solaire mesurée par les satellites d observation Prédiction fine de quelques jours à quelques heures d avance pour les évènements sévères (tempêtes solaires, EMC) Mise en sécurité des astronautes de la Station Spatiale Internationale Mise en sécurité de certains satellites de communication ou de positionnement Déroutage des avions de ligne Avertissement aux navires Surveillance renforcée des équipements de distribution d électricité

36 Le futur du Soleil et de la Terre

37 LE FUTUR DU SOLEIL ET DE LA TERRE +600Ma: T=47 C, évaporation océans et assèchement de la croûte terrestre, ralentissement du cycle du carbone, baisse du taux de CO² conduisant à l extinction de la plupart des végétaux +1.1Ga: Evaporation massive des océans, élévation des températures par effet de serre, fin de la tectonique des plaques et du cycle du carbone. Disparition de la magnétosphère terrestre, évaporation accélérée de l atmosphère par bombardement solaire +4Ga: Emballement de l effet de serre, disparition de l eau et de toute forme de vie, élévation des températures de surface jusqu à fusion des roches +5Ga: Destruction probable de la Terre par le Soleil en phase géante rouge

38 Observer le Soleil

39 OBSERVER LE SOLEIL Ne jamais observer le Soleil sans protection oculaire adaptée Au télescope: Sans protection, pas plus de deux essais. avant cécité totale Techniques les plus courantes: Observation en lumière blanche, utilisation d un filtre en verre, polymère ou mylar réduisant la lumière à 1/ Observation à l aide d un filtre bande étroite (Halpha, CaK)

40 OBSERVER LE SOLEIL AAAOV, S. Ferrafiat, 06/06/12 images en lumière blanche, transit de Vénus SAML, M. Khatchadourian, 09/05/16 images en lumière blanche, transit de Mercure AAAOV, JM Cotx, 25/10/14 images en lumière blanche, groupe de taches solaires

41 OBSERVER LE SOLEIL SAML, A. Gau, 23/10/15 images en Halpha, lunette Lunt SAML, G. Sigoillot, 23/10/15 images en Halpha SAML, Gilbert, 07/07/16 images en Halpha, lunette PST Coronado

42 OBSERVER LE SOLEIL SAML, S. Dumont, 29/08/15 images en Halpha, lunette Lunt SAML, A. Gau, 03/03/14 images en Halpha, lunette Lunt

43 MERCI DE VOTRE ATTENTION