Le Soleil est une étoile, c'est-à-dire un astre qui produit sa propre énergie. Formé de gaz, essentiellement d'hydrogène, il est une merveille d'équilibre entre deux forces : la gravitation, qui pousse ses couches extérieures vers son cœur, et le rayonnement, qui cherche à faire jaillir la matière vers l'extérieur. Cet équilibre peut être stable sur une très longue durée : dans le cas du Soleil, dix milliards d'années environ.

Cette étoile est particulièrement importante car elle fournit l'essentiel de l'énergie reçue par les planètes du système solaire. Néanmoins, elle reste relativement banale comparée à l'ensemble des autres étoiles. Il s'agit d'une étoile de classe G (voir le diagramme de Hertzsprung-Russel), située sur la séquence principale, donc dans la phase principale de sa vie. Malgré son rayon de 7x10⁵ km et sa masse de 2x10²⁷ tonnes, le Soleil est d'une taille modeste (Bételgeuse dans la constellation d'Orion a un rayon qui lui est 1100 fois supérieur).

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Diagramme de Hertzsprung-Russell donnant la relation entre température superficielle et luminosité d'une étoile. Notez que les axes de luminosité et température sont en échelle logarithmique.

Crédit : T. Lombry

Situé à une distance moyenne de 150 millions de km de la Terre, le Soleil permet d'étudier en détail la physique se déroulant depuis son cœur jusque dans les régions les plus périphériques de son atmosphère. C'est la seule étoile que nous puissions étudier avec une telle précision temporelle et spatiale. Les théories peuvent ensuite être testées sur d'autres étoiles, de type solaire ou non, pour essayer d'avoir une vision globale de la physique qui régit l'évolution des étoiles.

Le Soleil et le système solaire sont nés d'un même nuage de gaz, provenant lui-même d'étoiles ayant explosées dans un lointain passé. Sous l'action des forces de gravitation, ce nuage grossit peu à peu. Il attire ainsi les atomes de gaz passant près de lui. Sa masse est suffisamment importante pour attirer aussi les grains de poussière composés de carbone, d'azote, d'oxygène ainsi que, en moins grande quantité, magnésium, silicium, soufre et fer. Tous les éléments nécessaires à la formation du système solaire sont présents dans le nuage.

Probablement sous l'impulsion d'une faible perturbation provenant d'une lointaine étoile, ce nuage de gaz commence à s'effondrer sous son propre poids. Petit à petit, il s'aplatit et se met à tourner sur lui-même : tel un patineur qui replie les bras, il tourne de plus en plus vite (voir exercice suivant pour comprendre le processus). Au centre de ce nuage, la pression et la température augmentent considérablement. Il y a 4,6 milliards d'années, les réactions thermonucléaires se sont initiées dans le cœur de cette boule de gaz.

Toujours sous l'effet des forces de gravitation, la matière s'organise autour de l'étoile. Les particules de poussière les plus lourdes s'agglomèrent. Elles forment des cailloux de plus en plus gros. C'est la toute première phase de la formation des planètes à surface solide. Dans sa rotation, le nuage rejette vers sa périphérie les particules de gaz plus légères. Des poches de gaz de plus en plus grandes se forment. Véritables aspirateurs de matière, elles donneront naissance aux planètes gazeuses que nous connaissons aujourd'hui. Et oui ! Toutes les planètes ne sont pas solides !!

Pendant plusieurs millions d'années, les corps de matière solide et de gaz vont subir de constantes transformations dans de violentes collisions. Puis, petit à petit, tous les débris sont absorbés. La situation se stabilise. Grâce à la datation de roches, il a été établi que la Terre avait mis 100 millions d'années à se former.

Le système solaire est né : en son centre une étoile, notre Soleil. Dans sa proche périphérie, des planètes à surface solide appelées planètes telluriques car ressemblant à la Terre. Plus loin, des planètes de gaz, dites Joviennes car semblables à Jupiter. Entre les deux, une ceinture des cailloux de quelques dizaines de kilomètres, la ceinture d'astéroïdes et, plus loin, aux confins de notre système solaire, un autre réservoir de roches, témoins de notre système solaire primitif. Sous l'effet de perturbations interstellaires, certains de ces cailloux sont renvoyés vers l'intérieur du système solaire formant ainsi des comètes.

L'existence d'une quantité appelée "moment angulaire" non nul entraîne la rotation d'un objet (voir exercice). C'est ce qui s'est passé pour le nuage proto-solaire. Ce nuage n'était pas sphérique et les différentes particules le constituant, dans leur mouvement aléatoire, ont induit une composante non nulle du moment cinétique. Ce faisant une autre force est intervenue : la force centrifuge qui tend à renvoyer les particules vers l'extérieur (c'est cette pseudo force que vous sentez en voiture en prenant un virage). La résultante des forces de gravitation et centrifuge est une force dirigée vers un plan perpendiculaire à l'axe de rotation (voir figure).

La conservation du moment cinétique indique que la « quantité de rotation » d'un objet isolé se conserve (est constante) : pas de création, pas de destruction. En grandeur non vectorielle, le moment cinétique s'écrit :

Où désigne l'angle entre r et v. Si t = 0 (r et v alignés), L = 0 ; si = 90, L est maximum. Autrement dit, pour faire tourner une porte, il vaut mieux appliquer une force dirigée perpendiculairement à son axe de rotation que parallèlement !…

Dans le cas où il n'y a pas d'axe de rotation privilégié, la contraction du gaz sous l'effet de la gravitation conduit à une sphère. Dans le cas où un axe de rotation existe, la résultante des forces centrifuge et de gravitation conduit à l'aplatissement du nuage.

Crédit : ENS-Lyon - F. Kalfoun

Le Soleil est un plasma c'est-à-dire un gaz fortement ionisé. Il est constitué d'électrons, de protons et d'atomes et molécules plus ou moins ionisés (ayant perdu au moins un électron, ce qui rend l'atome ou la molécule électriquement non neutre).

Quelques ordres de grandeur de dimensions solaires :

• Age : 4,5 x 10⁹ ans
• Durée de vie estimée : 10¹⁰ ans
• Distance à la Terre : 150 x 10⁶ km
• Diamètre : 1,4 x 10⁶ km (Terre = 12 600 km)
• Masse : 2 x 10³⁰ kg (Terre = 6 x 10²⁴ kg)
• Masse volumique : 1,41 g.cm^-3 (eau = 1 g.cm^-3 ; Terre = 5,5 g.cm^-3 )
• Puissance rayonnée : 4 x 10²⁶ W
• Energie reçue par la Terre : 1353 J.m^-2.s^-1
• Température au centre : 15 x 10⁶ K
• Température de surface : 5 800 K
• Champ magnétique global 1 à 2 Gauss

Le tableau donne les abondances relatives d'éléments constituant le Soleil. On peut constater la présence d'atomes lourds (tel que le fer, le phosphore etc). Ces éléments n'ont pas été produits par le Soleil. Ils proviennent des résidus d'étoiles ayant servis au nuage proto-solaire.

Abondance approximative (relativement à l'hydrogène) des principaux éléments chimiques dans l'atmosphère du Soleil.

Bien que la notion de surface n'ait pas grand sens dans le cas d'une sphère de gaz, on distingue toutefois deux grandes zones : l'intérieur et l'atmosphère du Soleil. Schématiquement, l'intérieur du Soleil est toute la région inaccessible par des moyens optiques (quels qu'ils soient).

L’intérieur solaire est composé de trois régions :

• le coeur
• la zone radiative
• la zone de convection

L’atmosphère est elle aussi composée de trois zones :

• la photosphère
• la chromosphère
• la couronne

Il faut cependant noter que si l'intérieur du Soleil a une limite supérieure (la "surface"), l'atmosphère solaire n'en a pas ! La couronne solaire, à environ 3 rayons solaires, est accélérée pour donner lieu à un vent solaire, s'étendant dans tout le milieu interplanétaire. La plupart des étoiles possèdent un tel vent, alors appelé vent stellaire.

Le noyau est la région la plus centrale du Soleil. C'est de là que provient toute l'énergie solaire, traversant toutes les couches jusqu'à la surface, puis l'espace interplanétaire.

La température est de l'ordre de 15 millions de Kelvin, alors que la concentration y est de 5 x 10³¹ particules.m^-3 (à comparer à l'atmosphère terrestre qui en contient 10²⁵ m^-3). La densité est de 150 x 10³ kg.m^-3. La pression y est de 2,2 x 10¹¹ atm. Ce sont les fortes température et pression qui permettent aux réactions thermonucléaires de s'initier.

Le noyau est supposé occuper environ 200 000 km, soit 0,3 rayon solaire, et représenter environ 60% de la masse totale du Soleil. Le noyau est une zone particulièrement importante puisqu'il est le siège des réactions thermonucléaires donnant lieu à l'énergie dégagée par le Soleil sous forme de rayonnement. On estime cependant que la production thermonucléaire ne s'effectue que dans une région faisant 0,1 rayon solaire.

La rotation du noyau est rigide, c'est-à-dire qu'il tourne comme un solide sur lui-même.

Schéma résumant les différentes couches de l'intérieur du Soleil : le coeur, la zone de radiation et la zone de convection.

Crédit : IMCCE - Observatoire de Paris

La zone radiative entoure le noyau de 0,3 à 0,8 rayon solaire. La densité décroît de 1,4 x 10³¹ m^-3 à 1,7 x 10²⁸ m^-3 à mesure que l'on s'approche de la surface. De même, la pression décroît de 3 x 10¹⁰ à 6 x 10⁶ atm, et la température de 8 x 10⁶ à 1,3 x 10⁶ K.

Comme son nom l'indique, l'énergie émise par le coeur est transférée vers la surface sous forme de radiations électromagnétiques, c'est-à-dire sous forme de photons. Ces photons rentrent en collision avec les particules (atomes ionisés) du milieu. Ces collisions successives ont deux effets :

• 1. ralentir la sortie des photons (au lieu de 2,5 secondes, les photons mettent plus d'un million d'années pour atteindre la surface du Soleil)
• 2. changer l'énergie des photons (ils perdent peu à peu de l'énergie)

On pense que cette zone contient entre un tiers et la moitié de la masse du Soleil. La rotation y est rigide.

La zone de convection est la dernière couche de l’intérieur du Soleil. La température décroît suffisamment (de 2x10⁶ à 6x10³ Kelvin) pour que des atomes se forment. La densité aussi décroît considérablement. L'énergie n’est plus transportée par rayonnement mais par convection vers la surface : le rayonnement chauffe la matière qui monte, se refroidit à proximité de la surface et se renfonce alors. La signature de cette convection est visible au niveau de la photosphère sous la forme de granulation.

La rotation de la zone convective est différentielle en latitude : elle tourne plus rapidement à l'équateur qu'aux pôles. Or la zone radiative a une rotation plutôt solide. Cette différence est très importante car on pense que la zone de frottement entre rotation rigide et différentielle - appelée tachocline - est à l'origine du champ magnétique solaire qui se forme ainsi par effet dynamo (voir chapitre suivant).

La photosphère est la première couche de l'atmosphère solaire. C'est partie "visible à l'œil nu" du Soleil (attention : ne regardez jamais le Soleil sans des moyens de protection adéquats pour les yeux). C'est une zone d'environ 500 km d'épaisseur où la température décroît avec l'altitude de 5800 K à 4200 K. 99% de la lumière émise par le Soleil provient de la photosphère.

Les structures les plus typiques de la photosphère sont les granules. Il s'agit du sommet des cellules convectives engendrées dans la zone de convection. C'est aussi ici que le champ magnétique généré au niveau de la zone de convection émerge. Bien que ce champ ne soit pas visible, un certain nombre de signatures le caractérisant émaillent la photosphère :

• Les tubes de flux magnétiques : leur taille est d'une centaine de kilomètres et leur durée de vie de quelques minutes. Ils apparaissent isolés entre les granules ou regroupés pour former de très grandes zones (brillantes dans certaines longueurs d'onde) appelées facules
• Les taches solaires : elles peuvent atteindre des dimensions de plusieurs centaines de milliers de kilomètres et ont une durée de vie de quelques heures à plusieurs semaines. Elles apparaissent sombres sur le disque solaire. Elles peuvent être isolées ou en groupe.

Observation d'une tache solaire (en sombre) entourée de la granulation photosphérique. Les points brillants entre les granules sont des tubes de flux magnétiques. Un zoom sur une de ces régions de tube de flux est présenté en bas à droite. La flèche indique la direction du Nord solaire. Les distances sont indiquées en secondes d'arc. Observée depuis la Terre, une seconde d'arc sur le Soleil équivaut à environ 700 km. D'autres images sont disponibles sur le site : http://www.staff.science.uu.nl/~rutte101/dot/albums/images/album.html

Crédit : R. Rutten , P. Sütterlin, Dutch Open Telescope

La chromosphère s'étend de 500 à 2000 km d'altitude. Visible comme un fin liseré rougeâtre autour du Soleil lors des éclipses totales de Soleil, 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 particularité essentielle de cette couche de l'atmosphère du Soleil est que la température croît avec l'altitude, passant de 4200 K à près de 10 000 K. Cette croissance de la température avec la distance au Soleil reste l'un des grands mystères de la physique solaire actuelle.

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 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 de champ magnétique où la matière est piégée.

La chromosphère solaire

Image du Soleil en Hα. Les filaments apparaissent comme des régions sombres étirées sur la surface solaire. Les régions brillantes sont appelées "facules" et correspondent à des régions magnétiques plus chaudes. Cette photo a été obtenue à l'Observatoire de Meudon

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

Protubérances solaires

Ce cliché surexposé dans la raie K du calcium ionisé fait apparaître sur le pourtour du Soleil des protubérances, qui ne sont que des filaments vus de profil.

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

La couronne est le nom que l'on donne à l'ensemble de l'atmosphère extérieure du Soleil... qui s'étend jusque dans le milieu interplanétaire. C'est un milieu très peu dense. La température y atteint quelques millions de Kelvin (on le sait grâce à l'observation de certains ions qui ne peuvent exister qu'à des températures très élevées).

Il s'agit de régions où les lignes de champ magnétique, au lieu de se refermer sur le Soleil, s'ouvrent vers l'espace (voir section suivante), favorisant ainsi l'émission rapide de particules dans le milieu interplanétaire. Les trous coronaux se situent principalement autour des pôles solaires et s'étendent vers les régions de plus basses latitudes. Ils sont parfois de très grande taille pouvant atteindre 50% de la surface solaire pour les plus grands. La densité et la température y étant plus faibles, ces régions paraissent sombres.

Couronne et trous coronaux

Image de la couronne solaire (en ultraviolet) avec un large trou coronal (zone sombre) s'ouvrant depuis l'un des pôles du Soleil

Crédit : EIT/SOHO - ESA - NASA

La couronne est souvent le siège de phénomènes violents comme les éruptions, qui se caractérisent par une brusque libération d'une quantité importante d'énergie, ou comme les éjections de masse coronale (en anglais Coronal Mass Ejection, CME), "bulles" de matière coronale qui s'envolent dans le milieu interplanétaire. L'étude de ces phénomènes revêt une importance particulière car ce sont des sources importantes d'émission et d'accélération de particules dans l'espace qui peuvent affecter de façon significative l'environnement des planètes (Terre incluse).

Du fait de sa très faible densité, la couronne solaire n'est observable en longueur d'onde visible qu'au cours d'une éclipse naturelle (le disque solaire est caché par la Lune) ou artificielle (le disque solaire est caché par un masque mis devant un télescope). La couronne solaire est visible lors d'une éclipse solaire car les photons émis par la photosphère sont diffusés par les particules de la couronne solaire.

Eclipse naturelle de Soleil

Différentes phases autour de la totalité d'une éclipse de Soleil. Première et dernière photos : la photosphère (jaune) est encore visible ; seconde, troisième, cinquième et sixième photos : le fin cercle rougeâtre de la chromosphère est visible ; photo centrale : le halo blanc est la partie la plus basse de la couronne solaire. Il faut attendre que la Lune couvre exactement tout le disque solaire pour la voir.

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

Eclipse artificielle de Soleil

Observation de la couronne solaire en masquant les plus basses couches de l'atmophère solaire. De telles observations depuis l'espace sont quotidiennes et permettent de suivre de façon continue l'évolution en temps quasi réel de notre étoile.

Crédit : LASCO/SOHO - ESA - NASA

Le Soleil émet en permanence près d'un million de tonne de matière par seconde dans le milieu interplanétaire. C'est ce que l'on appelle le vent solaire. Le vent solaire est un plasma c'est-à-dire un gaz constitué principalement d'électrons et de protons mais également d'ions (tels que He² et d'autres plus lourds).

En fait, il existe deux vents :

• un vent solaire lent, situé principalement autour du plan de l'équateur solaire en période de minimum d'activité solaire,
• un vent solaire rapide situé aux plus hautes latitudes (émanant des trous coronaux - voir Figure).

Vitesses du vent solaire mesurées par la sonde Ulysse, en fonction de la latitude dans le milieu interplanétaire, en période de minimum solaire. La séparation entre vent rapide (en bleu –hémisphère Sud - et rouge –hémisphère Nord) et lent a lieu à ± 15°. La densité (en vert) est plus élevée dans les régions de vent lent. Les axes indiquent les valeurs de vitesse en km.s^-1. Les petites graduations aux environs de 700 km.s^-1 donnent l'échelle des densités (en cm^-3)

Crédit : ULYSSES / ESA

La vitesse du vent solaire lent est d'environ 350 km.s^-1. Il varie peu en fonction du cycle solaire et ne dépend pas de l'activité solaire. Le vent solaire rapide quant à lui varie entre 500 et 800 km.s^-1. Il dépend fortement du cycle et de l'activité solaire. Ce sont ses sursauts qui peuvent avoir des conséquences sur la Terre.

Si l'origine du vent solaire est à peu près comprise (voir page En savoir plus), l'existence d'une composante rapide est pour l'instant encore la source de nombreux débats.

Le vent solaire se propage radialement dans une zone très étendue appelée l'héliosphère. A un peu moins de 100 UA (soit dans la partie externe de la Ceinture de Kuiper, ceinture d'objets glacés orbitant au delà de Neptune), la sonde Voyager 1 a atteint en 2004 la première de ces limites extrêmes de notre système solaire : le choc terminal (suivi par Voyager 2 en 2007). Dans toute l'héliosphère, le vent solaire est supersonique. Perdant peu à peu de la vitesse à mesure qu'il rencontre les particules du milieu intersidéral, le vent solaire devient sub-sonique (plus petit que la vitesse locale du son) au niveau du choc terminal.

Juste après le choc terminal on trouve l'héliogaine (zone très turbulente). Au-delà, la configuration est purement théorique (et se base sur les observations de l'interaction du vent solaire avec les planètes et des modèles).

L'héliopause est la région où le vent solaire est arrêté par le vent stellaire. Dans l'hypothèse où le vent stellaire se déplacerait à une vitesse supersonique, un choc doit être présent devant l'héliopause. Ce phénomène est d'ailleurs observé autour d'autres étoiles.

Vue d'artiste des confins de notre système solaire, avec la position des deux sondes Voyager.

Crédit : Adapté d'un dessin original de NASA/JPL

La première idée est de repérer une structure par ses coordonnées rectangulaires (X,Y,Z) sur disque projeté sur le plan du ciel (voir figure).

Illustration du système cartésien - héliocentrique. La date et le rayon solaire pour ce jour sont indiqués en haut du graphique

Crédit : C. Briand - Observatoire de Paris

• L'axe X est parallèle à l'équateur solaire et positif vers le bord (le limbe) ouest.
• L'axe Y est parallèle à la direction Nord-Sud solaire et positif vers le Nord solaire.
• L'axe Z est parallèle à la direction Observateur-Soleil et positif vers l'observateur.

Les positions sur les axes X et Y sont comptées en secondes d'arc (sur le ciel) depuis le centre du disque solaire. Les positions sur l'axe Z sont exprimées en kilomètres depuis le centre du Soleil ou en unité de rayon solaire.

Le centre du disque apparent a pour coordonnées (0,0). Ce repère est fixe par rapport au disque apparent du Soleil (il ne tourne pas avec la rotation solaire).

Cependant, ce repérage (X,Y,Z), s'il est commode à un instant donné, présente plusieurs limitations :

• 1. les coordonnées d'une structure changent en permanence ;
• 2. les coordonnées dépendent du point d'observation.

Un autre système de coordonnées est alors préféré : les coordonnées héliographiques.

Ce système est très semblable au système terrestre de latitude et longitude. Il est défini par rapport au disque apparent du Soleil en lumière blanche (la photosphère).

La latitude héliographique Θ est comptée depuis l'équateur solaire entre -90° au Sud et +90° au pôle Nord solaire.

La longitude héliographique Φ est un peu plus compliquée à compter car il n'existe pas naturellement de référence fixe (comme par exemple le méridien terrestre passant par Greenwich sur Terre).

L'intérêt de ce système de coordonnées est qu'une structure présente sur le disque solaire conservera les mêmes coordonnées pendant des durées relativement longues. Les variations observées seront dues à l'évolution propre de la structure (changement de forme ou mouvement propre sur le disque solaire) et non pas à la seule rotation solaire. Comme les mouvements propres sont généralement plus lents que la rotation solaire, on pourra repérer un groupe sur une plus longue période qu'avec les coordonnées cartésiennes qui changent en permanence.

Grille du Soleil en coordonnées héliographiques. Les lignes parallèles à l'équateur (ligne rouge est-ouest) repèrent la latitude. Les lignes passant par les pôles nord-sud sont les méridiens. Le méridien en rouge est le méridien central. Les points sont représentés tous les 10° (aussi bien en longitude qu'en latitude).

Crédit : C. Briand - Observatoire de Paris

Une première solution est de définir les longitudes par rapport au méridien central. Le méridien central est la ligne passant par les pôles solaires nord et sud et le centre apparent du disque solaire à un instant donné. Les longitudes sont alors comptées positivement vers le bord solaire Ouest (-90° au bord solaire Est et +90° au bord solaire Ouest).

Attention : on utilise des mesures d'angle, mais 1° de latitude/longitude sur le Soleil ne correspond pas à 1° sur le ciel. Le Soleil tournant sur lui-même, la longitude d'une structure varie à chaque instant (environ 13,2°/jour, déterminé à partir d'une rotation synodique moyenne de 27,2753 j).

Nous ne sommes pas tout à fait au bout de nos peines. En effet, l'orientation des axes propres du Soleil (axe de rotation, équateur) ne sont pas confondus avec les axes X,Y du système héliocentrique cartésien à cause de :

• L'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l'écliptique (23,4°);
• L'inclinaison de l'axe de rotation du Soleil par rapport au plan de l'écliptique (7,25°) ;

Par conséquent :

• 1. le centre du disque solaire projeté sur le fond du ciel n'est pas confondu avec l'origine des coordonnées héliographiques,
• 2. l'axe de rotation du Soleil est incliné par rapport au nord céleste,
• 3. le rayon apparent du Soleil varie au cours de l'année.

La figure illustre les inclinaisons apparentes du Soleil au cours de l'année.

Cartes du Soleil montrant ses différentes orientations au cours de l'année. L'équateur solaire et le méridien central sont indiqués en pointillés bleus. Le méridien origine est indiqué en pointillé rouge. Notez que le 21/06/2008, le méridien origine est sur la face non visible du Soleil (d'où l'indication 999). Sur chaque graphique sont indiqués : la date, le numéro de rotation Carrington (voir ci-dessous) et L₀ la longitude du méridien central.

Crédit : BASS 2000

Pour tenir compte de ces variations d'orientation, deux nouveaux angles sont nécessaires :

• L'angle entre le Pôle Nord Céleste et le Pôle Nord Solaire. Il est compté positivement quand le pôle nord solaire est dirigé vers l'est et varie de ±26.3° au cours de l'année;
• L'angle est la latitude héliocentrique du centre apparent du disque solaire. Cet angle est positif quand l'équateur solaire est dirigé vers le Sud céleste. Il varie de ±7.23° au cours de l'année.

Le Soleil nous laisse donc voir alternativement ses pôles nord et sud : le pôle sud quand est négatif, le pôle nord quand est positif. Pour bien voir l'évolution de tous ces paramètres au cours de l'année, nous vous recommandons d'utiliser cet applet.

Illustration des angles P et B₀. Dans le cas présenté : P = -23,7° et B = -7.2° . Les deux lignes en rouge représentent l'équateur et le méridien central solaire, les lignes en vert représentent les axes X,Y - voir schémas précédents pour plus de détails.

Crédit : C. Briand - Observatoire de Paris

Pour donner une valeur absolue de longitude, on introduit la longitude (absolue) du méridien central L₀ à partir d'un méridien de référence.

Ce méridien de référence tourne avec le Soleil. Sa vitesse de rotation se détermine par rapport à une période de rotation sidérale constante de 25,38 jours. La longitude du méridien central décroît ainsi de 360° à 0° à mesure que le méridien de référence se déplace vers l'ouest (rotation solaire).

La longitude du méridien central L₀ est donnée par :

Avec l'écart en longitude entre le méridien central et le méridien de référence, compté positivement vers le bord ouest du Soleil. (Une autre façon de calculer la longitude du méridien central : pour les structures à l'ouest du méridien de référence et 360° + pour les méridiens à l'est avec dans ce cas négatif). La figure donne quelques exemples de valeurs de pour différentes dates.

La longitude absolue d'une structure sur le disque, connaissant sa longitude relative (par rapport au méridien central) et la longitude du méridien central est donnée par :

La rotation du Soleil et le déplacement orbital de la Terre sont dans le même sens (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre quand on regarde depuis le pôle nord du plan orbital terrestre). Ceci est précieux pour orienter les cartes pendant des observations. Il suffit de couper l'entraînement du moteur d'une monture équatoriale et de laisser défiler le Soleil. La dérive de l'image indiquera la direction est-ouest (sens de rotation de la Terre) et également la direction est-ouest du Soleil.

Carte du Soleil en coordonnées héliographiques à deux dates (11 et 16 mai 2008). Le méridien bleu indique la position du méridien de référence (Φ = 0°). La valeur de la longitude du méridien central L₀ (dessiné en rouge) est fournie sur chaque carte.

Crédit : C. Briand - Observatoire de Paris

La figure montre l'ensemble des paramètres définis précédemment sur un seul et même graphique :

• pointillés verts : coordonnées X,Y (avec les axes de référence en traits pleins verts)
• ligne rose : direction Nord Céleste
• en rouge l'équateur solaire (le méridien central est confondu avec l'axe Y dans cette représentation)
• Le méridien pointillé bleu : la position du méridien de référence.

Crédit : C. Briand - Observatoire de Paris

Le système héliocentrique-radial est défini par :

• ρ : la distance au centre du disque solaire (en unité de seconde d'arc sur le ciel)
• ψ : l'angle entre le pôle nord solaire et le point d'observation. Il est compté positivement vers l'Est solaire

Il n'y a aucune contrainte sur les valeurs des deux paramètres.

Tout comme les coordonnées cartésiennes, les coordonnées d'un point sur le disque changent en permanence. C'est pour cette raison que ce système est préférentiellement utilisé pour les structures hors du Soleil.

Illustration du système héliographique-radial. "East limb" est le limbe solaire Est.

Crédit : Thompson, Astronomy & Astrophysics Journal, 2006

Le numéro de rotation Carrington indique le nombre de rotations du Soleil, vu depuis la Terre, depuis le 9 Novembre 1853. Cette date ne correspond à rien de particulier du point de vue astronomique. C'est juste le jour où Carrington a commencé ses observations systématiques du Soleil à Greenwich.

Le numéro de rotation Carrington est un nombre entier non nul. Les jours correspondant à une même rotation ont ainsi le même numéro de rotation. Puisque c'est un point de vue de l'observateur terrestre, c'est la rotation synodique du méridien central qui indique la vitesse moyenne de rotation du Soleil (27,2753 jours).

Soient (X,Y) les coordonnées d'un point en coordonnées cartésiennes - héliocentriques (en secondes d'arc sur le ciel), la latitude et longitude (relative), le rayon du Soleil (en secondes d'arc sur le ciel), et P et B les angles d'orientation des axes propres. Nous avons les relations suivantes :

Le passage des coordonnées cartésiennes (X,Y) aux coordonnées radiales() se fait par les formules :

En raison de la rotation rigide de la zone radiative et de la rotation différentielle de la zone convective, les vitesses varient rapidement à l'interface entre les deux régions. Cette zone particulière est appelée la tachocline.

La faible épaisseur de la tachocline implique la présence d'une forte turbulence et de champs magnétiques horizontaux importants. Cela crée des conditions favorables à l'efficacité du mécanisme dynamo dont l'existence est indispensable pour expliquer l'amplitude du champ magnétique solaire et ses variations cycliques. Pour résumer, le champ magnétique est induit par la rotation interne du gaz conducteur de courant électrique.

Le mécanisme de dynamo est compliqué du fait de la rotation différentielle du Soleil. Sans rentrer dans les détails, le film de cette page montre l’évolution du champ magnétique solaire sous l’influence de la rotation du Soleil.

La dynamo solaire serait à l’origine du champ magnétique du Soleil, à grande échelle. Cependant, d’autres dynamos pourraient avoir lieu plus près de la surface du Soleil et expliqueraient la présence des petits tubes de flux magnétiques que l’on observe entre les granules de la photosphère. Cette question reste néanmoins encore ouverte.

Les taches solaires, les boucles coronales, les protubérances sont le signe de la présence de champ magnétique. Mais pour comprendre les mécanismes physiques qui gouvernent l’évolution de ces structures, il est aussi intéressant de connaître la polarité (l’orientation nord ou sud) ainsi que l’intensité du champ dans ces régions.

Un magnétogramme est une carte du Soleil montrant l’orientation (la polarité) des lignes de champ magnétique. Généralement, il s’agit juste de la composante dirigée selon la ligne de visée (direction Soleil-observateur), autrement appelée composante longitudinale.

En haut : carte en lumière blanche de la surface solaire montrant les taches solaires ; En bas : le magnétogramme correspondant indiquant les polarités des régions magnétiques (noire pour une polarité négative). Les zones grises correspondent à des régions sans champ magnétique détectable par l'instrument. Observations obtenues le 13/05/2005

Crédit : SOHO-MDI/ESA - NASA (extrait de l'Active Monitor Region - Big Bear)

La figure ci-contre présente une observation de la photosphère obtenue le 13/05/2005. Elle montre la présence de différents groupes de taches solaires (identifiés par leur index international NOAA). La grille de coordonnées héliographiques (voir la section suivante) a été ajoutée pour repérer plus facilement les structures.

La deuxième image indique l’orientation (la polarité) des lignes de champ magnétique. Les zones noires représentent des régions où le champ magnétique s’éloigne de l’observateur (polarité négative). Dans les zones blanches, les lignes de champ magnétique pointent vers l’observateur (polarité positive). Les zones grisées sont des régions de champ magnétique d’intensité faible. En effet, dans les taches, le champ magnétique peut atteindre quelques milliers de Gauss (1 Gauss = 10^-4 Tesla), tandis qu’en dehors de ces régions (et hors petits tubes de flux) il est de l’ordre de 10 Gauss.

Un autre point est remarquable : les taches de tête (les plus à l’ouest, c’est-à-dire à droite sur le magnétogramme) sont d’une polarité dans un hémisphère (positive dans l’hémisphère nord dans le cas présenté) et de l’autre polarité dans l’autre hémisphère (négative dans l’hémisphère sud). Ces orientations se maintiennent pendant 11 ans et s'inversent au cycle suivant.

Les taches et groupes de taches sont soumis à l’orientation globale de champ magnétique solaire, mais se comportent aussi comme si un aimant était placé juste sous la surface. Nous avons maintenant les éléments suffisants pour comprendre le cycle solaire et l’activité solaire (tout du moins dans la mesure des connaissances actuelles …).

Samuel Heinrich Schwabe (1844) a montré que le nombre apparent de taches sur la surface du Soleil suivait un cycle périodique de 11 ans (voir premier graphe de la figure).

Edward Walter Maunder (1904) compléta la description en montrant que les taches apparaissaient tout d’abord aux hautes latitudes (maximum 40°) puis de plus en plus bas à mesure que le cycle avançait (minimum 5°). Cette description est connue sous le nom de « Diagramme Papillon » (voir second graphe de la figure). A cette époque, le caractère magnétique des taches solaires n’était pas connu. C’est Georg Ellery Hale qui le mit en évidence au début du XXe siècle.

Nombre moyen de taches solaires

Evolution temporelle du nombre moyen de taches solaires par mois entre 1750 et 2000

Crédit : NASA

Diagramme Papillon

Variation de la latitude d’apparition des taches solaires en fonction du temps pour les deux hémisphères solaires. EQ : Equateur Solaire ; 30N : 30° de latitude Nord ; 30S : 30° de latitude Sud.

Crédit : NASA

Ce cycle de 11 ans appelle le cycle solaire. La période de 11 ans est en fait une valeur moyenne. Entre 1700 et aujourd’hui les cycles ont varié entre 9 ans et 14 ans pour les valeurs extrêmes.

On peut facilement constater d’après la première figure que le nombre de taches au cours de chaque cycle varie énormément. Il est très difficile, encore à l’heure actuelle, de prévoir les niveaux du cycle à venir et de nombreuses équipes y travaillent à travers le monde. La figure suivante montre la prévision pour le nouveau cycle (numéro 24) dont le début est prévu pour la mi-2007.

Nombre de taches solaires au cours du cycle solaire 23 (1996-2007) et la prévision pour le cycle 24 (2008-2019). En fait, le nouveau cycle n’a toujours pas vraiment commencé : à la mi-2009, le nombre de taches observées sur le Soleil est encore proche de zéro (mais les quelques taches apparues ont la nouvelle polarisation). La photo de fond est une image du Soleil en rayon X. La grande zone noire est un trou coronal, tandis que les zones les plus brillantes correspondent à des régions actives du Soleil.

Crédit : NASA/MSFC/Hathaway

Enfin, le « vrai » cycle solaire est plutôt de 22 ans si l’on tient compte de la polarité globale du Soleil. En regardant le Soleil dans sa globalité (grande échelle), il se comporte comme si une barre aimantée, placée en son centre, tournait de façon plus ou moins régulière. Après 11 ans, les pôles nord et sud sont inversés ; il faut attendre de nouveau 11 ans (en moyenne toujours) pour retrouver l’orientation initiale des pôles. La Terre aussi a vu l'inversion de l'orientation de ses pôles magnétiques dans son histoire. La dernière fois, c’était il y a 740 000 ans …

L’aspect du champ magnétique à grande échelle change considérablement au cours du cycle (voir figure).

Orientation des lignes de champ magnétique

Orientation des lignes de champ magnétique coronal (en violet) lors d’un minimum solaire (en haut), du maximum suivant (au milieu) et du minimum suivant (en bas). L’axe Nord-Sud se réfère à l’axe de rotation du Soleil

Crédit : Observatoire de Paris - Adapté du dessin original de B. Forsyth

Le cycle solaire est aussi un indicateur de l’activité éruptive du Soleil. Le nombre d’éruptions solaires suit en effet la même courbe : réduit au moment du minimum des cycles, il augmente très fortement pour atteindre un maximum aux alentours du maximum du cycle (en fait, les derniers travaux sur le sujet sembleraient montrer que le maximum d’activité est atteint environ deux ans après le maximum du cycle).

Bien sûr, tout ceci n’est que statistique et ne concerne que le nombre d’éruptions. Du point de vue de l’intensité, de très fortes éruptions sont souvent enregistrées pendant la phase de décroissance des cycles.

Ce sont des éruptions qui se déroulent dans la chromosphère et la couronne solaire. Elles ont lieu au sein de régions comprenant plusieurs taches solaires. Ces zones sont alors appelées « régions actives ».

La phase de croissance d’une éruption ne dure que quelques minutes (voir la figure). Actuellement, il est encore difficile de prévoir l’heure d’une éruption ainsi que son intensité. Dans la plupart des cas, on peut, au mieux dire que le risque (ou la chance !) est important ou non selon le degré de « complexité » des lignes de champ magnétique à l’intérieur d’une région active. Une tache solaire isolée et bien « circulaire » a peu de chance de générer un flare. Par contre, si plusieurs taches de polarité opposées sont présentes dans une zone relativement peu étendue, les risques d’éruption sont beaucoup plus grands. Un exemple est donné dans cette figure.

Magnétogramme du Soleil le 28/10/2003. Quasiment toutes les régions actives ont donné des flares plus ou moins importants ce jour là, mais en particulier la région identifiée 10486 (-10˚Ouest ; -20˚Sud) a donné lieu à l’éruption la plus intense jamais enregistrée.

Crédit : SOHO-MDI ESA - NASA (extrait de l'Active Monitor Region - Big Bear)

Les éruptions s’accompagnent d’intense rayonnement électromagnétique, notamment dans la gamme des rayons X. Pour décrire une éruption, on utilise une échelle logarithmique basée sur l’intensité en Watts du rayonnement X (dans la gamme 1 à 8 Angstroem).

On parle d’un flare de classe A, B, C, M ou X (dans l’ordre croissant). Il y a un facteur 10 en intensité entre deux classes. A l’intérieur d’une même classe, on donne un chiffre (entre 1 et 9.9) qui précise le degré d’intensité. Une éruption de classe M est plus intense qu’une éruption de classe C et une éruption C1.6 est moins intense qu’une éruption C7.4

Intensité du rayonnement X

Variation de l’intensité du flux du rayonnement X observé en octobre 2003 (premier graphique). Ces graphes sont ceux qui sont délivrés tous les jours aux scientifiques par le service américain NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration). L’échelle de gauche donne les flux en Watt.m^-2 tandis que l’échelle de droite est utilisée pour caractériser la classe d'un flare (courbe rouge). A titre d'exemple, l'intensité du rayonnement X observée dans une période de Soleil très calme est donnée sur la figure du bas (10 avril 2008)

Crédit : NOAA

Sur les deux graphiques du 26 et du 29 octobre 2003, on peut voir que le Soleil a produit dans l'intervalle de temps 3 éruptions de classe X dont une (le 28) qui a dépassé l’échelle prévue (X-17 : aucune lettre au-dessus de X n'était prévue).

En comparant les deux graphes (qui correspondent à deux dates différentes mais aux mêmes échelles d’intensité), on constate que le niveau moyen de rayonnement X est de 10 à 1000 fois plus important en période proche du maximum du cycle solaire (premier graphe) que de minimum ( second graphe).

Les filaments (ou protubérances quand elles sont vues sur le bord du Soleil, le limbe) sont des structures magnétiques typiques de la chromosphère et basse couronne solaire. Le champ magnétique est peu intense. Elles peuvent s’étendre sur de très grandes distances. Les filaments sont parfois déstabilisés et expulsés dans le milieu interplanétaire.

Ces éruptions de filament entraînent des éjections de masse coronales (CME selon l’acronyme anglais couramment utilisé – Coronal Mass Ejection), sortes de nuages magnétisés qui se propagent dans le milieu interplanétaire à des vitesses allant jusqu'à 2000 km/s. Des particules très énergétiques sont envoyées dans le milieu interplanétaire et celles déjà présentes sont accélérées sont l'impulsion de l'onde de choc qui se déplace en amont des CME. Toutes ces particules très énergétiques viennent se superposer à celles du vent solaire.

Le film ci-contre montre un mois d’observation de la haute couronne solaire. Le petit cercle blanc représente la position du disque solaire. Il a été masqué ainsi que la chromosphère et la basse couronne car l’intensité de la haute couronne est près d'un million de fois plus faible. Les panaches blancs, statiques illustrent les régions d’échappement du vent solaire. De temps en temps, de larges bouffées blanches viennent se superposer. Ce sont des CME, des bulles de plasma qui partent dans le milieu interplanétaire.

L’observation est réalisée par un instrument (LASCO) embarqué à bord du satellite SOHO qui est situé à environ 1,5 millions de kilomètres devant la Terre en direction du Soleil. Quand les éjections de plasma sont dirigées vers la Terre, les particules énergétiques interagissent avec le récepteur de l'instrument et produisent des traînées sur l’image, comme, par exemple, à 3h18 le 27/10/2003 et surtout à 16h27 le 28/10/2003. Dans ce dernier cas, il s’agit d'une éruption X17.

Le 5 novembre 2003, le Soleil a produit une autre éruption classée X28 : en fait tous les récepteurs ont été saturés, d’où la difficulté pour lui donner sa valeur d’intensité maximale. C'est la plus grosse éruption jamais enregistrée.

Les particules (électrons, protons, ions) émises par le vent solaire ou lors des diverses éruptions solaires se propagent librement dans le milieu interplanétaire. Elles vont donc rencontrer des obstacles comme des comètes, des astéroïdes ou des planètes. Nous allons nous intéresser rapidement au cas de la Terre.

La Terre possède un champ magnétique propre (engendré par les mouvements du noyau liquide de fer) dont les pôles nord et sud sont proches (mais non confondus) avec les axes de rotation de la planète. Cette enveloppe magnétique entourant notre planète s’appelle la magnétosphère. Elle permet de dévier les particules du vent solaire. Elle est donc comme une sorte de bouclier magnétique qui protège notre planète des particules très énergétiques et dévastatrices pour toute forme de vie.

La magnétosphère subit aussi la pression du vent solaire : elle est comprimée du côté «jour» et allongée du côté «nuit». La limite extrême de la magnétosphère dans la direction du Soleil est située environ 60 000 km et s'étend sur des distances beaucoup plus considérables dans la direction anti-solaire. La Lune qui gravite à 300 000 km autour de la Terre est donc à l’intérieur ou à l’extérieur de ce bouclier magnétique.

Mais, selon l’orientation relative des lignes de champ magnétique terrestres et interplanétaires, des particules peuvent pénétrer le bouclier magnétique terrestre.

Les aurores polaires (boréales dans l’hémisphère nord, australes dans l’hémisphère sud) sont une première manifestation de la précipitation des particules du vent solaire dans la basse atmosphère de la Terre. Les aurores sont des phénomènes courants. Elles se produisent même en période de Soleil calme. Elles ne sont généralement observables qu’aux environs des cercles polaires (nord et sud) formant ainsi un ‘ovale auroral’. En cas de très fortes éruptions solaires, les aurores peuvent être observées à beaucoup plus basses latitudes et remplir l’intégralité de l’ovale auroral.

Si les aurores sont sans danger, la pénétration de particules énergétiques dans notre environnement peut avoir des conséquences plus dramatiques pour nombre de systèmes industriels et technologiques. Le graphe suivant résume les systèmes particulièrement sensibles.

Schéma résumant les principaux systèmes sensibles à l’impact de particules énergétiques du vent solaire dans notre environnement.

Crédit : Adapté de Bell Laboratories, Lucent Technologies

Les flux électromagnétiques varient de façon importante au cours du cycle solaire et lors d’éruptions. C’est par exemple le cas pour les rayons X (nous avons vu que des augmentations d’un facteur 1000 ou plus surviennent en l’espace de quelques minutes lors d’éruptions). Les flux ultraviolets augmentent aussi considérablement.

Des mesures de suivi et de correction de l’altitude sont prises en permanence par les opérateurs et les agences spatiales (quand des moteurs de contrôle d'altitude sont présents sur les satellites, ce qui est loin d'être toujours le cas). Quand les corrections deviennent trop importantes, les satellites sont précipités dans l’océan, de façon contrôlée... ! C’est ce qui s’est passé pour la station orbitale russe MIR.

Le Soleil a bien évidemment une influence sur le climat de la Terre. C’est la seule source d’énergie externe que nous recevons.

Intégré sur toutes les longueurs d’onde, le flux solaire présente de très faibles variations : de l’ordre de 0,1% au cours du cycle solaire. Ces variations sont insuffisantes pour expliquer les changements de température observés.

Par contre, si l’on regarde les variations temporelles des flux en fonction de la longueur d’onde, on s’aperçoit que le flux UV varie de plus de 10% au cours du cycle solaire. Or, ce flux UV est responsable de l’état de la couche d’ozone. Mais ces variations sont liées à l’activité solaire et donc à un cycle de 11 ans.

La question du rôle du Soleil dans le réchauffement climatique doit être abordée du point de vue des échelles des temps et des cycles solaires. Mais ceci dépasse le cadre de ce cours.

La "lumière" peut être décrite sous la forme d'une onde ou sous la forme d'une particule (le photon). Ces deux notions se sont imposées pour décrire correctement l'interaction de la "lumière" avec des structures solides ou des atomes. Ce que nous appelons communément la "lumière" se réfère en fait à la gamme visible de l'émission d'un Soleil. Mais le Soleil, comme la plupart des étoiles, émet dans une gamme beaucoup plus étendue de longueur d'onde.

Noms et limites (en longueur d'onde) des différents domaines spectraux. L'abbréviation classique des différents domaines est aussi indiquée avec le nom.

L'agitation thermique des particules constituant un corps produit un rayonnement continu, dans tout le spectre électromagnétique. Ce rayonnement thermique est décrit par la loi du corps noir (absorbant parfait).

Le Soleil, comme la plupart des étoiles, rayonne comme un corps noir. La loi fondamentale, la loi de Planck, donne l'intensité (autrement appelée luminance) en fonction de la longueur d'onde :

avec :

h la constante de Planck (h=6,6 10^-34 J.s), c la vitesse de la lumière (c=3 10⁸ m.s^-1) et la constante de Boltzman (=1,38 10^-23 J.K^-1)

L'intensité décrit donc la puissance rayonnée par unité de surface, d'angle solide et de longueur d'onde. La figure ci-contre montre la courbe d'intensité pour des étoiles de température différente en fonction de la longueur d'onde. Deux points sautent aux yeux :

1. Le maximum de l'intensité est d'autant plus élevé que la température de surface de l'étoile est grande
2. La longueur d'onde du pic de maximum d'intensité se décale vers les petites longueurs d'onde (vers le bleu) avec l'augmentation de la température de surface de l'étoile

Ces deux remarques sont exprimées par deux lois lois simplifiées déduites de la loi de Planck.

Intensité du spectre électromagnétique en fonction de la longueur d'onde pour des étoiles de température de surface différente. Ces courbes sont l'illustration de la loi de Planck. Les domaines UV, X et gamma sont vers la gauche de la figure, l'infra-rouge et la radio vers la droite.

Crédit : Adapté du graphe original de Glenn Elert - http://hypertextbook.com/physics/

Nous retrouvons bien que plus une étoile est chaude plus la longueur d'onde du maximum d'intensité est petite (vers le bleu).

Le rayonnement thermique donne un spectre continu. Cependant, si nous regardons attentivement le spectre solaire, nous nous apercevons qu'il est parsemé de stries noires. Elles sont appelées "raies d'absorption" car elles correspondent à l'absorbtion du rayonnement (le fond continu) par des atomes présents (principalement) dans l'atmosphère du Soleil.

Spectre solaire dans le domaine visible. Sur un fond continu correspondant au rayonnement thermique se superposent des raies noires, appelées raies d'absorption.

Crédit : Observatoire de Paris

Profils spectraux de plusieurs raies dans la gamme 514.0-518.0 nm. Le nom des éléments ayant créé les raies d'absorption les plus importantes est indiqué.

Crédit : Extrait du spectre solaire établit par Delbouille - Disponible sur BASS2000

Les raies ne sont pas toutes formées à la même altitude dans l'atmosphère du Soleil (voir un exemple ici). En observant des raies formées à différentes altitudes, on peut ainsi déduire une carte non seulement en deux dimensions (le plan d'observation) mais en trois dimensions du Soleil (en ajoutant la hauteur grâce à des observations simultanément dans plusieurs raies spectrales).

Altitude de formation de certaines raies. La courbe en noire représente la température en fonction de l'altitude (l'altitude H=0 est la base de la photosphère). Le nom des éléments donnant les raies est indiqué ainsi que la longueur d'onde correspondante.

Crédit : Adapté des Modèles d'atmopshère solaire VAL

Exemple d'émission radio de type II et III : le temps est en abscisse, la fréquence est en ordonnée. Ce type de diagramme est appelé spectre dynamique car il donne la répartition de l'énergie radio (code de couleur : bleu très faible intensité, rouge : très forte intensité) en fonction de la fréquence (ici de 10 à 180 MHz) et du temps (ici de 0 à 24h).

Crédit : IPS Radio and Space Services, Australia

Les faisceaux en se déplaçant dans le milieu interplanétaire produisent ce que l'on appelle des "ondes de Langmuir" à une fréquence proche d'une fréquence particulière appelée "fréquence plasma" qui s'écrit :

avec la fréquence plasma (en Hz), est la densité d'électrons, la charge élémentaire (1,6 x 10^-19 c), la masse de l'électron (9 x 10^-31kg), la constante diélectrique (8,8 x 10^-12 F. m^-1).

Pour concrétiser le sujet, supposons que nous soyions dans le vent solaire. Une densité typique est 10 particules.cm^-3. La fréquence plasma vaut alors 28 kHz : nous sommes dans la gamme des ondes radio.

Ces ondes sont électrostatiques : elles ne se propagent pas. Seules des mesures dans la source de ces ondes permettent de les mesurer, et donc de déterminer la densité n du milieu. Toutefois, par certains processus, ces ondes sont transformées en ondes électromagnétiques qui, elles, vont se propager et qui sont à une fréquence proche de cette fréquence plasma.

		Energie de l'électron
10 GHz	3 cm	1,5 MeV
102 GHz	3 mm	3 MeV
103 GHz	0,3 mm	13 MeV
104 GHz	0,3 mm	44 MeV

Tableau de correspondance entre la fréquence synchrotron (en GHz), la longueur d'onde équivalente, l'énergie des électrons (en MeV). Les valeurs sont données pour un champ magnétique de 500 Gauss.

Lors d'éruption particulièrement violentes, les particules peuvent atteindre des énergies très importantes (10⁸ MeV) et être très relativistes. Le rayonnement synchroton obtenu est alors dans la gamme des rayons X et γ. Ce dernier rayonnement résulte également de transitions énergétiques dans le noyau (et non le cortège électronique) des atomes.

Cette animation montre la trajectoire d'un électron (bleu) qui passe près d'un ion (rouge) et dont la trajectoire est violemment déviée sous l'effet du champ électrique ionique.

Crédit : Arnaud Beck - LESIA, Observatoire de Paris

L'effet Doppler permet de recueillir des informations sur la vitesse globale des atomes à partir des raies spectrales. Quand un atome qui émet un photon à la longueur d'onde se déplace, la longueur d'onde observée sera déplacée d'une quantité dépendant de cette vitesse V :

Les raies spectrales vont donc être décalées vers les grandes fréquences si l'objet observé s'approche de l'observateur et vers les fréquences plus petites si l'objet s'éloigne. La mesure du décalage spectral peut donc nous donner une information sur la vitesse de l'objet observé, le long de la ligne de visée. C'est aussi la technique utilisée pour mesurer le décalage vers le rouge des galaxies.

Un exemple de jet de matière

Sur cette image (longueur d'onde en abscisse, décroissante vers la droite, axe nord-sud solaire en ordonnée) obtenue avec le télescope THEMIS, on observe vers le haut un jet sombre s'étendant à gauche de l'imposante raie Hα de l'hydrogène. C'est la signature d'un jet de matière qui s'éloigne de nous, et donc tombe vers la surface du Soleil à une vitesse de plusieurs dizaines de kilomètres par seconde. Sur cette image, les raies fines observées sont des raies atmosphériques de la molécule d'eau. Elles peuvent donc servir à étalonner l'observation en longueur d'onde car elles ne subissent pas d'effet Doppler durant l'observation.

Crédit : THEMIS - INSU (observation J. Aboudarham - C. Briand )

En présence d'un champ magnétique, certaines raies spectrales se retrouvent subdivisées en plusieurs raies fines et elles sont polarisées. La polarisation d'une raie signifie que le champ électrique de l'onde oscille en décrivant des figures spécifiques : cercle, segment de droite ou ellipse. La polarisation est alors circulaire, linéaire ou elliptique respectivement. Ce phénomène s'appelle l'effet Zeeman.

Illustration de l'effet Zeeman

La figure de gauche est une image d'une tache solaire. La droite verticale indique la position de la fente du spectrographe ayant servi à sélectionner une partie du champ d'observation. La figure de droite montre le spectre obtenu. On trouve la longueur d'onde en abscisse (horizontalement), et des positions sur le Soleil en ordonnée (verticalement). La raie centrale (sodium) est séparée en deux parties dans la zone de pénombre, là où le champ magnétique est non nul.

Crédit : Kitt Peak Vacuum Telescope

Nous allons regarder un exemple restreint mais qui permet de comprendre comment les magnétogrammes sont obtenus.

Quand le champ magnétique est aligné avec la ligne de visée, la polarisation des ondes est circulaire. Les raies sont divisées en deux raies séparées de la longueur d'onde centrale (celle en absence de champ magnétique) par :

où est la longueur d'onde (exprimée en Angstroem - 1 A = 0,1 nm), B est l'intensité du champ magnétique (exprimé en Gauss) et est appelé facteur de Landé. Ce facteur est caractéristique de la raie spectrale considérée.

La séparation est donc d'autant plus grande que :

• la longueur d'onde est grande. Les raies infrarouges conduisent à une séparation spectrale plus grande que les raies dans le bleu ;
• le champ magnétique est fort ;
• le facteur de Landé est grand (la raie du fer à 6302.5 possède le plus grand facteur de Landé. Il vaut 2.5).

Nous avons vu qu'en observant plusieurs raies simultanément, on peut déduire des cartes de température, de densité, etc. en 3 dimensions. En couplant aussi des mesures de polarisation, on peut aussi dresser des cartes 3D du champ magnétique.

Supposons que le Soleil soit tout simplement une boule de gaz à l'équilibre hydrostatique. C'est-à-dire que le Soleil est une boule de rayon , au repos, et dont la température T , la densité ρ et la pression P ne dépendent que du rayon r où l'on se place.

Étudions un élément infinitésimal cylindrique de cette boule. Cet élément, situé à une distance r du centre du Soleil, est de section ds et de hauteur dr. Sa densité est celle du milieu environnant, ρ(r), et sa masse vaut dm = ρ(r) dr ds (voir figure ci dessous) :

Crédit : Arnaud Beck, LESIA

Trois forces s'exercent sur ce cylindre de gaz. Deux forces de pression P(r)ds et P(r+dr)ds ainsi que le poids du cylindre :

où est la constante universelle de gravitation et M(r) est la masse totale contenue dans la sphère de rayon r, soit :

avec

Supposer que le Soleil est au repos implique que la somme des forces s'exerçant sur ce cylindre est nulle. C'est-à-dire que la différence entre les forces de pression est exactement équilibrée par la force de gravité. On a donc l'équation d'équilibre hydrostatique locale :

Pour obtenir une équation globale, multiplions chaque membre de l'équation par le volume

et intégrons le résultat entre r=0 et r= .

Le membre de droite donne :

Où E_p est l'énergie potentielle gravitationnelle et l'énergie potentielle gravitationnelle totale du Soleil.

Le membre de gauche donne :

où P_centre est la pression au centre du Soleil et en supposant que la pression est nulle à sa surface. Une intégration par partie donne :

En faisant l'hypothèse des gaz parfaits on a : PV=Nk_BT où N est le nombre totale de particules dans le système et k_B la constante de Boltzman. En remarquant que l'énergie interne du système s'écrit , on peut récrire l'équation des gaz parfaits en :

où ρ_e est la densité volumique d'énergie interne. En la réinjectant dans l'équation précédente le membre de gauche donne finalement :

où est l'énergie interne totale du Soleil. Au final, l'équation d'équilibre hydrostatique intégrée donne donc :

.

Cela signifie que si le Soleil se contracte et que son énergie potentielle diminue de ΔE_p, son énergie thermique augmente de ΔE_T=ΔE_p/2 et le Soleil se réchauffe. Pendant une contraction, la moitié de l'énergie potentielle gravitationnelle en jeu est donc convertie en énergie interne. L'autre moitié est en fait évacuée sous forme de rayonnement.

Faisons maintenant l'hypothèse absurde que la couronne solaire est à l'équilibre thermodynamique. Cela se traduit par l'égalité entre l'énergie thermique et l'énergie cinétique des particules du milieu, ce que l'on peut écrire :

où m_p et <v_p²> sont respectivement la masse et la vitesse quadratique moyenne d'un proton dans la région considérée, k la constante de Boltzmann et T la température du milieu.

Si l'on se place dans la couronne, à une distance de 3 rayons solaires, où la température est estimée à 3 millions de Kelvin, on peut en déduire <v_p> :

On trouve donc <v_p²>^1/2 ≈ 2,7 10⁵ m.s^-1.

Calculons maintenant la vitesse d'évasion, grâce à l'équation :

Ce qui permet d'en déduire la vitesse d'évasion :

On trouve donc une vitesse d'évasion de 2,5 10⁵ m.s^-1. Légèrement inférieure à la vitesse thermique des protons du milieu. Cela signifie donc qu'une grande partie des particules s'échappe alors de l'attraction solaire, formant ainsi le vent solaire.

L'atmosphère du Soleil étant magnétisé, il est intéressant d'étudier la trajectoire des particules chargées en présence d'un champ magnétique. Nous considérons un champ magnétique uniforme dirigé suivant l'axe z. Nous considérons une particule dont les composantes de la vitesse sont suivant x et y. L'équation fondamentale de la dynamique décrivant le mouvement d'une particule chargée dans un champ magnétique s'écrit :

Les quantité v et B sont vectorielles. En projetant cette équation, on obtient les équations suivantes :

Soit:

En tenant compte des conditions initiales différentes pour la composante x et y, on trouve :

Les composantes de la vitesse de la particule oscillent entre -V_c et +V_c à la fréquence de Larmor définit par :

Ces équations définissent donc une rotation de la particule dans le plan (Oxy) perpendiculaire à la direction du champ magnétique. Autrement dit, une particule se propage dans le champ magnétique suivant un mouvement de rotation dans un plan perpendiculaire à la direction du champ magnétique. Une particule accélérée se propage donc dans l'atmosphère solaire en suivant les lignes de champ magnétique. De même, les particules chargées émises par le Soleil se propagent dans l'espace interplanétaire en suivant les lignes de champ magnétique.

Trajectoire d'une particule chargée dans un champ magnétique

Trajectoire d'une particule chargée dans un champ magnétique.

Crédit : Cyril Dauphin - Observatoire de Paris, LUTh

L'équation de la dynamique des particules chargées dans un champ électrique et magnétique s'écri t:

v, E et B sont des quantités vectorielles. En multipliant à droite et à gauche par v, on obtient :

Soit:

L'énergie cinétique vaut 1/2 mv². La variation d'énergie de la particule est donc uniquement due au travail du champ électrique. Étudier l'accélération des particules lors des éruptions solaires revient donc à comprendre l'apparition et le développement de champs électriques intenses dans l'atmosphère solaire. La théorie physique décrivant le couplage du plasma avec le champ magnétique prédit un développement turbulent du champ électrique aux petites échelles spatiales lors d'une éruption solaire.