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    Au coeur du Soleil  
    Véronique Etienne - Ciel & Espace - 2013-06-01      
    Sous sa surface bien lisse, notre étoile dissimule une immense chaudière où des millions de tonnes d'hydrogène sont enfournées chaque seconde.
Éruptions, protubérances, arches magnétiques sont autant de conséquences de son tempérament de feu.
 
    C'est la seule étoile qui ne brille pas la nuit; et le jour, en revanche, son éclat occulte toutes les autres. Ceci mis à part, notre Soleil est somme toute une étoile banale, comme il en existe plusieurs centaines de milliards dans la Galaxie. Souvent associé à l'élément "feu" par les Anciens, l'astre du jour est en fait une immense boule de gaz (principalement de l'hydrogène et de l'hélium), qui produit de la lumière grâce aux réactions de fusion nucléaire dans son cœur. L'énergie produite est envoyée sous forme de photons (des particules de lumière). La puissance rayonnée est colossale: 4.1023 kW, soit la chaleur dégagée par plus de 100 millions de milliards de centrales nucléaires. Mais la lumière n'est pas la seule chose que le Soleil nous envoie; nous recevons aussi un vent solaire fait de particules ionisées propulsées à grande vitesse. Nous en sommes heureusement protégés grâce au champ magnétique de la Terre (ce qui n'est pas le cas de toutes nos voisines). Le Soleil a aussi ses colères… De gigantesques éruptions provoquent parfois sur Terre des orages magnétiques, qui menacent nos satellites de télécommunications cl nos installations électriques. Des sautes d'humeur qui se font plus nombreuses tous les 11 ans, entre deux périodes d'accalmies.  
   

Observée en lumière visible., le Soleil présente une surface uniforme parsemée de taches. C'est dans l'ultraviolet qu'il révèle son atmosphère en perpétuelle effervescence.

 
   

Certaines des taches qui apparaissent à la surface du Soleil sont plus vastes que la Terre. Elles sont visibles à l'œil nu - au travers d'un filtre adéquat !

 
   

Distance Terre-Soleil : 150 millions de kilomètres = 1UA.

 
En chiffres  

99,9%

 
    C'est ce que représente la masse du Soleil - 2.1030 kg - rapportée à la masse totale du Système solaire.  
   

8 minutes

 
    C'est le temps mis par la lumière solaire à nous parvenir. Ensuite, l'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, se trouve à 4 années-lumière.  
   

La couronne, la partie plus externe de l'atmosphère solaire, est très ténue. Peu lumineuse, elle n'apparaît à nos yeux que lors des éclipses totales du Soleil, quand la Lune vient éteindre l'intense éclat de l'astre du jour.

 
   

Une usine a photons

 
    C'est au coeur du Soleil que les réactions de fusion de l'hydrogène engendrent la lumière qui nous inonde chaque jour. Une source d'énergie colossale qui fait bouillonner notre étoile.  
   

 
1.   Limite du coeur.6 millions de degrés. En dessous de cette température, la fusion n'est plus possible.  
2.   Zone radiative.
Cette région située entre 0,25 et 0,7 rayon solaire est composée de plasma (gaz ionisé) avec lequel les photons interagissent des millions de fois.
 
3.   Tachocline.
2,2 millions de degrés. Zone de frictions entre la zone radiative et la zone convective, qui contribue au champ magnétique.
 
4.   Zone convective.
Cette région, qui s'étend de 0,7 rayon solaire à la surface, est animée de mouvements turbulents, semblables au bouillonnement de l'eau dans une casserole.
 
    Protubérances.
Arches de plasma produites par le champ magnétique local s'élevant dans la chromosphère et la couronne.
 
    Coeur.
15 millions de degrés au centre. Il regroupe 60% de la masse du Soleil dans un diamètre de 350'000 km (la distance Terre-Lune environ). C'est là qu'ont lieu les réactions de fusion thermonucléaire, source d'énergie de notre étoile.
 
    Champ magnétique.
Il est engendré par les mouvements de plasma dans la zone convective, et amplifié par les cisaillements entre la zone radiative et la zone convective, dus à la rotation différentielle du Soleil. En effet, dans la zone convective, notre étoile tourne plus vite à l'équateur qu'aux pôles.
 
    Couronne.
Jusqu'à 1,5 million de degrés. Halo très chaud de l'atmosphère solaire, qui s'étend sur des millions de kilomètres. Que sa température soit bien plus élevée que la surface du Soleil reste une énigme.
 
    Chromosphère.
10'000°C. Basse atmosphère du Soleil. Cette fine couche de quelques milliers de kilomètres est transparente à la lumière visible. Elle ne se révèle que lors des éclipses, comme un anneau de couleur rouge vif, origine de son nom (khrôma, couleur en qrec).
 
    Ejection de masse coronale (CME).
Plasma éjecté vers l'espace lorsque les lignes de champ magnétique se cassent et se reconnectent. En quelques minutes, une CME libère une énergie équivalant à celles de milliards de bombes atomiques.
 
    Photosphère.
5'500°C. Surface visible du Soleil, de 400 km d'épaisseur (de phôtos, lumière en grec).
 
    Taches.
3'000 à 4'000°C. Régions plus froides de la photosphère, donc moins brillantes. A cet endroit, la charge magnétique est des milliers de fois plus intenses qu'ailleurs, et freine les mouvements de convection, donc la remontée de chaleur. Le diamètre de s taches varie de 1'000 à 50'000 km, et leur durée de vie, de quelques jours à plusieurs mois.
 
    Facules.
Zones plus chaudes, donc plus brillantes, que le reste de la photosphère. Ces régions très lumineuses entourent les taches solaires. Leur existence explique qu'un Soleil très actif soit plus lumineux que la normale, bien que sa surface s'orne d'un grand nombre de taches sombres et froides.
 
    Vent solaire.
Flux de particules, principalement des protons et des électrons, éjectées dans l'espace à plusieurs centaines de kilomètres par seconde, suivant les lignes de champ magnétique. Dispersé en permanence dans tout le Système solaire, le vent solaire s'intensifie lors des éruptions. Le champ magnétique de la Terre nous en protège.
 
   

Éjection de masse coronale. Une éruption se traduit par un flash intense au-dessus de la surface solaire. Elle est parfois suivie par une éjection de masse coronale : une grande quantité (jusqu'à 10'000 millions de tonnes) de particules éjectées à plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Celles-ci seront détectées sur Terre un à quatre jours plus tard.

 
   

La fusion thermonucléaire. Chaque seconde, 700 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en 695 millions de tonnes d'hélium. Les 5 millions de tonnes manquantes sont transformés en énergie lumineuse.

 
   

Spectacles magnétiques

 
    Tempête solaire.
Le 4 janvier 2002, une spectaculaire éjection de masse coronale s'est déployée autour de notre étoile. Des milliers de millions de tonnes de gaz se sont échappés dans la couronne, à plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Cette photo est un composite de deux images prises par la sonde Soho. Sinon, en effet, l'intense lumière émise par le disque solaire noierait celle de l'atmosphère solaire, bien plus faible.
 
   
 
   
 
   
 
    Surface bouillonnante.
Les granules entourant cette tache font 1'000 km de diamètre environ. Ils matérialisent les cellules de convection au sein desquelles le gaz chaud remonte vers la surface (au centre des granules), puis, refroidi, replonge sur les bords des granules. Au niveau de la tache solaire, le champ magnétique élevé ralentit la convection. La surface, par conséquent moins chaude, apparaît plus sombre.
 
   
 
    Fontaines de plasma.
Les protubérances peuvent s'étendre dans la couronne jusqu'à près de 500'000 km. Ce gaz ionisé très chaud s'élève en suivant les lignes de champ magnétique, puis refroidit et retombe à la surface à plus de 100 km/s. formant ainsi des boucles entre deux pôles magnétiques opposés. Lorsque le champ magnétique devient trop perturbé, les lignes de champ se réorganisent et c'est l'éruption !
 
    Limaille de gaz.
Nous sommes ici dans la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres au-dessus de la surface du Soleil, la photosphère. Les nombreux spicules visibles sont des structures de gaz éphémères (quelques minutes) qui soulignent les lignes de champ magnétique, comme le ferait la limaille de fer. En bas à droite, ils émergent d'une tache solaire.
 
   

Une étoile au mi-temps de sa vie

 
Il y a 4,52 Mds d'années   Le cœur du Soleil, né 50 millions d'années plus tôt, devient suffisamment chaud pour que s'enclenche la fusion de l'hydrogène en hélium, sa source d'énergie. Notre étoile est alors 10% plus petite qu'aujourd'hui, et émet 20 à 30 % moins de lumière. La Terre aurait donc dû être glacée, ce qui n'était pas le cas. C'est le "paradoxe du jeune Soleil froid".  
IIIe siècle av J.-C.   Aristarque de Samos pense que la Terre tourne autour du Soleil et calcule la distance de l'étoile (il se trompe d'un facteur 20…). D'autres, comme Ptolémée, considèrent le Soleil, qui se déplace sur le zodiaque, comme une "planète" (astre vagabond).  
XVIIe siècle   L'invention de la lunette astronomique permet l'observation des taches solaires, notamment par Thomas Harriot et Galilée qui, le premier, propose que ce soient des structures présentes à la surface du Soleil.  
1814   Joseph von Fraunhofer dénombre environ 600 lignes sombres dans le spectre de la lumière solaire. Ces raies seront expliquées plus tard par l'absorption d'une partie de la lumière solaire par certains éléments chimiques, et qualifiées de raies d'absorption.  
1868   Lors d'une éclipse de Soleil, le Français Jules Janssen et l'Anglais Norman Lockyer notent une ligne spectrale inconnue dans la lumière solaire et découvrent ainsi un nouvel élément chimique : l'hélium (de hélios, Soleil).  
1920   Arthur Eddington trouve l'origine de l'énergie solaire : la fusion des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Une découverte basée sur le principe d'équivalence entre masse et énergie (E = mc2), proposé par Albert Einstein en 1905.  
1965   La sonde américaine Pioneer 6 est la première mission spatiale dédiée au Soleil. Elle effectue des mesures précises du vent solaire et du champ magnétique de notre étoile. Elle amorce une longue lignée d'observatoires spatiaux tels Soho, SDO ou encore Stereo, deux satellites jumeaux qui étudient l'activité solaire en trois dimensions.  
Dans 5,4 Mds d'années   Après avoir épuisé l'hydrogène de son coeur, le Soleil se transforme en géante rouge : ses régions externes se dilatent pendant que son cœur se contracte, entraînant la fusion de l'hélium pendant 500 millions d'années. Puis, il se dégonfle brusquement (flash de l'hélium] avant de gonfler à nouveau (supergéante rouge) lorsqu'il atteint l'âge de 11 milliards d'années. Enfin, il se contractera en naine blanche, qui mettra plusieurs milliards d'années à s'éteindre.  
   

«Prévoir les éruptions solaires, afin de prévenir les orages magnétiques qui en découlent, est encore difficile. Nous savons que ces phénomènes sont plus nombreux en période de forte activité solaire et que, quand des éruptions apparaissent, il existe un risque d'éjection de masse coronale (CME), et donc potentiellement dorage magnétique sur Terre un à quatre jours après. Aujourd'hui, les prévisions restent plutôt empiriques par manque de personnes en recherche fondamentale et d'un institut international pour en développer les applications. Mais tôt ou tard, vraisemblablement, la "météo solaire" se développera car son impact sur les activités humaines est important.»
Guillaume Aulanier, astronome à l'observatoire de Paris

 
   

Chaud et froid

 
    Les XVIIe et XVIIIe siècles ont été marqués par des hivers rudes et l'avancée des glaciers. Ce "petit âge glaciaire" coïncidait avec le minimum de Maunder : entre 1645 et 1715, presque aucune tache solaire n'a été observée. Mais les variations de luminosité du Soleil au cours du cycle solaire n'atteignent que 0,1%. Ainsi, d'autres facteurs ont contribué au petit âge glaciaire, notamment de nombreuses éruptions volcaniques. Dans l'ultraviolet, les fluctuations sont cependant 100 fois supérieures et peuvent influencer le climat en modifiant la chimie de la haute atmosphère. Toutefois, ces variations ne sont pas la cause du réchauffement climatique actuel.  
   

Cyclothymique

 
    L'activité de notre étoile varie suivant un cycle de 11 ans. Le début de chaque cycle est marqué par la réapparition de taches aux hautes latitudes solaires, puis vers l'équateur, en nombre croissant jusqu'au maximum. Après cette phase d'activité intense, avec beaucoup de taches donnant naissance à des éruptions solaires, notre étoile retourne peu à peu au calme. Nous sommes actuellement au maximum du 24· cycle observé depuis 1761 - un des plus faibles enregistrés depuis le début du XXe siècle.  
   

Coûteuses colères

 
    Si elles nous offrent de superbes aurores polaires, les colères du Soleil ne sont pas sans dommages pour la Terre. Ainsi. en 1989, un de ces orages magnétiques a provoqué une panne d'électricité de 9 heures au Québec, et la perte de contact avec quelque 1'600 satellites. Les responsables sont des particules solaires de haute énergie, qui parviennent à s'engouffrer dans les failles du champ magnétique terrestre. Un phénomène qui pourrait se reproduire à plus grande échelle encore… En 2008, l'académie des sciences américaine chiffrait à 1'000 à 2'000 milliards de dollars l'impact économique d'un orage magnétique d'extrême intensité.  
   
 
   

Espions solaires

 
    Véritable vétéran, le satellite Soho observe depuis dix-sept ans les régions externes du Soleil et sonde son cœur par sismologie.  
    Le japonais Hinode enregistre en détail les phénomènes superficiels comme les éruptions. Les deux engins jumeaux de Stereo épient en permanence toute la surface de l'étoile, et l'observatoire SDO étudie son champ magnétique et le vent solaire, tout comme ACE. La relève viendra avec Solar Orbiter (Europe, 2017) et Solar Probe Plus (États-Unis, 2018), qui s'intéresseront à la physique du vent solaire. Sur Terre, deux télescopes solaires de 4 m sont en projet : l'ATST (Advanced Technology Solar Telescope) mesurera le champ magnétique de la couronne, dans le but de comprendre le déclenchement des éruptions et comment est accéléré le vent solaire : l'EST (European Solar Telescope) étudiera à petite échelle les transferts d'énergie entre les différentes couches de l'atmosphère solaire.  
       
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