Le soleil Olivier LAURENT
Propriétés Rayon : 696 342 km (= 109 fois le rayon de la Terre = 1,8 fois la distance Terre - Lune) Masse : 1,988.10 30 kg (= 330 000 fois la masse de la Terre) Densité moyenne : 1,408 (Densité moyenne de la Terre : 5,51) Densité au centre : 150 (Densité au centre de la Terre : 13) Température du Soleil en surface : 5 778 K Température du Soleil en centre : 15 millions de K Distance Terre Soleil : 149,6 millions de km Gravité de surface : 273,95 m s 2 (Terre : 9,81 m s 2 )
La photosphère Le rayonnement que nous recevons sur Terre provient des couches superficielles de l'étoile qui comprend trois parties distinctes : la photosphère, la chromosphère et la couronne. La photosphère (sphère de lumière) : La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible des étoiles. Elle correspond à la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur de 500 kilomètres et une température effective de 5 780 K (de 6500 à 4500 K). Elle présente un aspect irrégulier causé par le réseau de granules liées aux mouvements convectifs du gaz ainsi que de taches solaires (4000 K), régions localement plus froides et abritant un champ magnétique intense (de l'ordre de 0,3 teslas 10 000 fois celui sur Terre) d'autant plus nombreuses que l'on est proche d'un maximum du cycle solaire de 11 ans. On peut aussi voir des facules (8 000 K) qui sont de petites taches brillantes visibles qui ressortent vivement en clair et qui accompagnent presque toujours les taches sombres. Elles sont peu visibles au centre du disque, mais leur contraste s'accroît notablement lorsqu'elles s'approchent du bord. Lorsqu une facule apparait, elle peut annoncer la naissance d'une tache solaire.
La photosphère
La photosphère L'assombrissement des bords du disque solaire: Le bord du disque solaire est moins brillant que ses régions centrales. Cela tient aux trajets plus ou moins longs des rayons lumineux selon leur incidence. Au centre du disque, nous observons la totalité de la lumière émise, depuis la partie inférieure de la photosphère et à la périphérie, seuls nous parviennent les rayons émis des parties les plus hautes de la photosphère. Ce fait permet de comprendre qu'il existe une diminution de la température dans la photosphère avec l'altitude. A son sommet (limite inférieure de la chromosphère), la photosphère n'est plus qu à 4 300 K.
La chromosphère La chromosphère (sphère de couleur): La chromosphère est la basse atmosphère du Soleil, ou par extension, d'une étoile. Elle s'étend de 500 à 2000 km d'altitude. Sa température augmente de 5 700 K à 20 000 K en s éloignant Soleil. A ces fortes températures, l hydrogène est ionisé produisant une émission de lumière à dominante rose à la longueur d onde Hα (656,3 nm). C'est une fine couche rose de gaz, transparente pour la lumière visible, située entre la photosphère et la couronne solaire. Elle n'est visible que lors d'une éclipse totale de Soleil ou à l'aide d'un coronographe. La chromosphère peut être observée au-dessus du disque solaire grâce à des filtres spéciaux qui coupent l'intense lumière de la photosphère. Le filtre typique est centré sur la raie dite «Hα» de l'hydrogène (à 636,5 nm), mais on peut aussi choisir des filtres centrés autour des longueurs d'onde des raies du calcium.
La chromosphère Tout comme dans la photosphère, le champ magnétique joue un rôle particulièrement important pour structurer et conditionner l'évolution à court terme de la chromosphère. Les structures caractéristiques sont : Les plages : grandes régions brillantes de la chromosphère, contreparties des facules photosphériques. Le champ magnétique local y est assez important. Les fibrilles : structures horizontales qui semblent délimiter les structures magnétiques de la chromosphère. Les spicules : jets de gaz éphémères d'environ 500 kilomètres de diamètre s'élevant à grande vitesse et se trouvant dans la chromosphère. Les filaments / les protubérances : ces deux noms recouvrent en fait la même structure. Les deux noms viennent de raisons historiques : nommées protubérances quand elles sont visibles au limbe (brillantes sur fond sombre), elles sont appelées filaments lorsqu'elles sont visibles sur le disque solaire (elles apparaissent alors sombres traduisant leur faible température par rapport au milieu environnant). Il s'agit de régions du champ magnétique où la matière est piégée.
La chromosphère - spicules Véga - Sylvain GREFFIER (H alpha)
La couronne La couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située audelà de la chromosphère et qui s'étend sur plusieurs millions de kilomètres en se diluant dans l'espace. La température de la couronne est extrêmement élevée : en contraste avec les 5 780 K de la surface solaire et les 7 000 K de la chromosphère (une fine couche qui sépare la photosphère de la couronne), elle atteint de un à trois millions de degrés. Le chauffage de la couronne solaire est provoqué par des ondes magnétiques, appelées ondes d Alfvén : ces ondes, émanant du soleil lui-même, se propagent à travers la couronne solaire et lui transmettent d'énormes quantités d'énergie. Ce qui expliquerait les très hautes températures qui y règnent. D'autre part, la couronne solaire est constituée de gaz fortement ionisé, ou plasma, d'une densité extrêmement faible (environ 10 12 fois moins dense que la photosphère). Du fait de sa température élevée, ce plasma émet notamment des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites.
La couronne en UV
Spectre du soleil
Spectre du soleil dans le visible
Le corps noir Un «corps noir» est un corps idéal qui absorbe tout rayonnement qu il reçoit rien ne passe au travers et rien n'est réfléchi. Ceci ne dépend ni de la longueur d'onde du rayonnement, ni de l'angle d'incidence, ni d'un quelconque autre paramètre. En particulier, puisqu il absorbe toutes les couleurs du spectre visible, un tel corps est noir à basse température, d'où son nom. Cela ne signifie pas pour autant que le corps noir n'émet pas d'énergie : dans un état stationnaire (caractérisé par une température constante), il émet autant d'énergie qu il en reçoit. Cette émission est due à l'agitation désordonnée des particules constituant le corps. Loi de Stefan (1879) Boltzmann (1884) Stefan estima ainsi la température à la surface du Soleil. Loi de Planck (1900) Loi de déplacement de Wien (1893)
Spectre du soleil dans le visible La figure ci-dessous représente le spectre solaire allant de 378 à 735 nm (nm = nanomètre). Ce spectre contient plusieurs raies d'absorption : ce sont des raies de Fraunhofer dues à l'absorption des rayonnements par les éléments présents dans les couches extérieures de l'atmosphère du Soleil (chromosphère / couronne). Les raies identifiées sont celles de l'ion Ca + excité (notation spectroscopique Ca II), des atomes excités de fer (Fe I), d'hydrogène (H I), de magnésium (Mg I), de sodium (Na I) et de la molécule CH. Par contre, la molécule O 2 détectée est présente dans l'atmosphère de la Terre.
Raies d absorption H alpha (Balmer n=2-3)
La chromosphère LES LOIS DU RAYONNEMENT DE KIRCHHOFF: 1 - Un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, s'ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu de type corps noir qui contient toutes les couleurs. 2 - Un gaz chaud, à basse pression, émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs bien spécifiques : le spectre de ce gaz présente des raies d'émission. 3 - Un gaz froid, à basse pression, éclairé par une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre des raies d'absorption. Ce gaz absorbe les mêmes couleurs qu'il émettrait s'il était chaud.
Spectre du soleil dans le visible observé sur Terre
Composition
La chromosphère Lors d une éclipse solaire totale, quelques secondes avant et après la totalité (2 ième et 3 ième contacts), on peut observer un fin croissant rose sur la partie émergeante du Soleil. Cette région appelée couche renversante correspond à la partie basse de la chromosphère (500 km d épaisseur) et émet un spectre de raies en émission. Les raies d absorption de Fraunöfer deviennent visibles en émission. Il y a aussi des raies en émission non présentes dans le spectre en absorption (exemple : la raie de l hélium). Ces raies en émission proviennent des régions plus hautes de la chromosphère de plus faible densité portée à plus haute température 10 000 K.
La chromosphère La première indication de l'hélium est observée le 18 août 1868, comme une raie jaune brillante à une longueur d'onde de 587,49 nm dans le spectre de la chromosphère du Soleil. Cette raie est détectée par l'astronome français Jules Janssen pendant une éclipse totale à Guntur (Inde).
La chromosphère L'interprétation de ce profil spectral fait correspondre la raie H1 à l'absorption dans les couches basses et les "plus froides" de la chromosphère (500 km), la raie en émission H2 à une zone d'altitude moyenne, et la partie centrale H3 à une nouvelle absorption à un niveau plus élevé (2000 km). Dans les régions actives de la chromosphère et dans sa couche haute plus chaude (2000 km), les atomes de calcium sont excités et se désexcitent en émettant des raies. On observe donc des raies en émission se superposant au spectre en absorption.
Bandes d absorption H et K du calcium ionisé Les bandes H et K du Ca II sont les plus fortes bandes d absorption du spectre solaire visible. Les bandes H et K du Ca II sont des éléments spectraux importants des étoiles plus froides comme le Soleil. L hydrogène est effectivement l élément le plus abondant sur le Soleil (75 % de sa masse) alors que le calcium est relativement rare (moins de 0,01 % de sa masse). Mais, les températures de l atmosphère solaire sont trop froides pour que l hydrogène absorbe suffisamment de lumière pour produire des bandes spectrales sombres. Toutefois, ces températures sont parfaites pour la formation de bandes d absorption H et K du calcium ionisé bien que ce soit un élément relativement rare sur le Soleil. Sur les étoiles ayant une atmosphère plus froide ou plus chaude que le Soleil, les bandes d absorption du calcium sont moins visibles. Sur les étoiles très chaudes, ces bandes d absorption n existent pas parce qu à ces températures, le calcium s ionise davantage alors qu à des températures plus froides que le Soleil, on retrouve moins de calcium ionisé ce qui produit des bandes moins marquées.
Bandes d absorption H alpha A la longueur d'onde H-alpha, les photons quittent la photosphère, presque immédiatement dispersés par un atome H. Il absorbe le photon, puis réémet le photon dans une direction différente. Le photon fait une promenade aléatoire à travers le gaz chromosphérique, absorbé et réémis, jusqu'à ce que, par hasard, il atteigne une certaine hauteur où il est réémis vers la Terre et ne rencontre pas un autre atome H. Cette hauteur est la surface de la dernière diffusion et définit ce que nous voyons lorsque nous observons les photons H-alpha provenant du Soleil. Plus l opacité dans la raie est grande, plus on voit la partie haute de la chromosphère, en moyenne évidemment.
Elargissement des raies d'absorption L'agitation thermique dans une atmosphère stellaire de température élevée conduit à l'élargissement des raies spectrales par effet Doppler. La distribution des vitesses des atomes en mouvement conduit à un profil de raie typiquement gaussien. La pression au sein du milieu peut conduire à une fréquence de chocs plus rapide que la désexcitation naturelle des raies. Le profil de raie dû aux atomes qui interagissent par choc est alors typiquement lorentzien. Ceci conduit à des raies un peu plus larges.
Le soleil observé par Véga (Daniel MAGARIAN) Raie Hα (656,3 nm) Optique Raie K du calcium II (393,4 nm) Le filtre en bande Ca II K révèle des régions de la chromosphère plus profondes (plages brillantes constituant le réseau chromosphérique) et plus froides que celles auxquelles on a accès en H-alpha, et donc des détails différents.
FIN