Cours C4 :
Le Soleil

LE SOLEIL

Tout sur la Terre est né de lui et tout lui est soumis. Sa lumière nous éclaire le jour, et même parfois la nuit quand elle est reflétée par la Lune. Sans lui le ciel ne serait pas bleu, ni l'émeraude verte. Et ce sont sa chaleur et sa lumière, parce qu'elles baignent régulièrement la Terre depuis plus de quatre milliards d'années, qui ont permis à la vie de s'instaurer et de se développer.
(L. Gouguenheim)

Le Soleil est notre étoile, la plus proche de nous, à 150 millions de kilomètres ou encore 8 minutes de lumière. Les autres étoiles sont considérablement plus éloignées : la plus proche est à 4,4 années de lumière ; sa distance et celle du Soleil sont donc dans le rapport de 4,4 ans à 8 minutes.

Cette proximité du Soleil lui donne un rôle tout à fait stratégique pour notre compréhension des mécanismes physiques qui expliquent l'univers. Chacun de nous est conscient de son importance. Pour les astrophysiciens, le Soleil est une étoile banale qui n'a d'exceptionnel que sa proximité, ce qui permet d'effectuer des observations de grande qualité, caractérisées par :
- une grande résolution spatiale : on peut étudier séparément le comportement de régions individuelles.
- une grande résolution temporelle : il est possible d'observer la même région à des intervalles de temps très rapprochés.
- une grande résolution spectrale : on peut disperser la lumière solaire comme il n'est pas possible de le faire pour les autres étoiles.

L'étude des régions internes du Soleil, opaques à tous les rayonnements, ne peut se faire par observation directe ; elle résulte, comme pour toutes les autres étoiles, de la théorie de la structure interne. On peut par contre observer sur la surface du Soleil, et au-dessus d'elle, des caractéristiques inobservables sur les autres étoiles et y étudier le comportement d'un gaz très ionisé dans des conditions irréalisables sur Terre. Il est alors possible de mener une étude détaillée de sa structure, étude qui sera ensuite utilisée pour décoder l'information reçue des autres étoiles. Le Soleil est un laboratoire inestimable pour les astronomes.

L'image du Soleil à travers un instrument, projetée sur un écran afin d'éviter les graves brûlures qu'entraînerait une vision directe, est un disque d'aspect granuleux, aux contours grisés : c'est la photosphère.

Le Soleil est aussi le siège d'une intense activité locale qui se traduit par l'apparition de taches sombres et de régions brillantes, appelées facules. On y observe aussi des éruptions, des protubérances etc... Ces phénomènes caractérisent l'activité solaire.

LA STRUCTURE DU SOLEIL

C'est de la photosphère que part le rayonnement que nous recevons sur Terre. Le Soleil nous envoie de l'énergie, sous forme de photons ; lorsqu'elle est absorbée par certaines substances, cette énergie se transforme en chaleur.

L'énergie rayonnée par le Soleil est produite dans les régions centrales par les réactions thermonucléaires de fusion transformant l'hydrogène en hélium. Les photons ainsi produits atteignent la surface du Soleil en se propageant au travers de l'énorme masse gazeuse qui entoure ce noyau central. Celui-ci représente que 20% du rayon, mais il contient environ la moitié de la masse du Soleil. C'est grâce à cette énorme enveloppe gazeuse que le Soleil est un réacteur thermonucléaire stabilisé. La propagation de cette énergie se fait à partir des régions centrales, où la température est de l'ordre de plusieurs millions de degrés, vers la surface du Soleil où elle n'est plus que de 5 800 K, essentiellement par rayonnement et par l'intermédiaire de mouvements convectifs.

La propagation du rayonnement peut être décrite comme une succession d'interactions entre les photons et la matière. C'est ainsi que le rayonnement gagne la surface du Soleil par une suite d'absorptions, puis de ré-émissions, qui font que le trajet des photons n'est pas rectiligne, mais en zig-zag. La durée de cette propagation peut ainsi être très longue, et on estime qu'un photon met en moyenne 10 millions d'années pour aller du centre vers la surface du Soleil.

La convection peut être comparée à ce qui se passe dans une casserole contenant de l'eau qui bout : la chaleur est transmise du fond de la casserole vers les molécules d'eau qui se trouvent à la surface par les bulles qui circulent de bas en haut de la casserole. Ce mode de transport de l'énergie s'instaure dans la zone du Soleil où la matière ne parvient pas à transmettre toute l'énergie apportée par le rayonnement en l'absorbant et le ré-émettant.

Ainsi l'énergie produite par les réactions thermonucléaires de fusion est véhiculée jusqu'à la base de la photosphère. Ce rayonnement continu traverse alors la photosphère qui produit un spectre de raies d'absorption.

L'analyse de ce rayonnement a permis de connaître la composition chimique du Soleil. Les, éléments les plus abondants sont donnés dans le tableau ci-dessous avec leurs abondances exprimées en fraction de masse :

Cette composition chimique est celle que l'on retrouve dans la plupart des étoiles de notre Galaxie, à l'exception de celles qui sont situées dans le halo.

L'étude de ce spectre renseigne également sur la température des zones où sont formées ces raies à l'intérieur de la photosphère, qui est une zone d'environ 400 km d'épaisseur. Elle permet de montrer que la température varie entre 4 500 K à la surface et 6 000 K au plus profond.

On caractérise souvent le Soleil par une valeur de la température de 5 800 K, dite effective, qui est celle du corps noir qui rayonnerait globalement la même puissance. On voit donc que cette température effective est très voisine de celle du fond de la photosphère, à laquelle nous l'assimilerons par la suite.

La photosphère ne constitue pas la région la plus externe du Soleil. Au-delà, s'étendent la chromosphère et la couronne. Ces régions ne sont normalement observables depuis la Terre que lors d'une éclipse totale de Soleil. Hors éclipse, l'éblouissement provoqué par le disque solaire et la luminosité de l'atmosphère terrestre, due à la diffusion des photons solaires par les molécules, beaucoup plus intense que celle des régions externes du Soleil, nous empêchent de les observer.

Cependant, on peut observer la partie la plus brillante de la couronne, hors des périodes d'éclipses, grâce au coronographe qui permet d'occulter le disque solaire, mais ne réduit pas la brillance du fond de ciel.

Le coronographe

En 1930, Bernard Lyot a mis au point le coronographe, qui permet d'observer la couronne en dehors des éclipses. Pour cela il faut, dans l'instrument, masquer l'image de la photosphère, de façon à diminuer la diffusion de cette lumière par le système optique. Cette lumière diffusée, même en faible quantité, suffit à empêcher l'observation de la couronne. Il faut également que l'instrument soit placé dans un site au ciel très pur, comme celui de l'observatoire du Pic du Midi.

On peut alors observer la couronne, mais pas sa totalité, d'une part parce que, pour des raisons techniques, le masque occulte une surface qui dépasse un peu celle du disque de la photosphère ; d'autre part la couronne n'est ainsi observable que dans des régions relativement proches de la photosphère, là où elle est plus brillante que le fond de ciel, aussi pur soit-il.

Pour situer les dimensions relatives du Soleil et des objets qui l'entourent, voici une représentation imagée des dimensions et des distances dans l'Univers, à l'échelle 1/1010.

LE SOLEIL TEL QU'ON LE VOIT

La photosphère ou "sphère de lumière"

Une caractéristique solaire importante est la puissance totale rayonnée par le Soleil, que l'on caractérise par une grandeur mesurable, la constante solaire.

La constante solaire est la puissance totale reçue par unité de surface orientée perpendiculairement à la direction du Soleil, en dehors de l'atmosphère terrestre. Cette dernière condition est nécessaire pour s'affranchir des effets de l'atmosphère qui atténue différemment l'intensité du rayonnement solaire selon sa direction.

Les mesures effectuées au sol et corrigées de cet effet ont été confirmées par des mesures récentes réalisées à bord de satellites la constante solaire vaut 1,36 x 103 W m-2.

Ayant mesuré cette constante solaire, puissance reçue par unité de surface sur Terre, on en déduit la luminosité L du Soleil, c'est-à-dire la puissance totale qu'il rayonne, à partir de sa distance d = 1,5 x 1011 m, par la relation L = 4 p d2 x 1360, soit : 4 x 1026 W.

Le disque solaire, observé par projection ou photographié dans le visible, présente les caractères suivants

L'assombrissement du bord du disque.

L'assombrissement du bord du disque, montre que cette région émet moins de lumière, donc qu'elle est moins chaude.

La lumière étant absorbée le long de son parcours par la matière solaire, nous ne recevons plus du tout d'information de régions situées au-delà d'une certaine profondeur. En admettant que cette profondeur est la même en différentes régions du disque, on voit que la zone la plus profonde qui soit observable est située à une distance R du centre du Soleil d'autant plus grande que la zone est située plus au bord du disque. En chacun des trois points A, B et C du disque, le rayonnement provient d'une colonne située respectivement au-dessus des trois points A', B' et C' pour lesquels R(A') < R(B') < R(C'). Puisque la région A est plus brillante que la région B elle-même plus brillante que la région C, cela veut dire que les températures en A', B' et C' sont telles que T(A) " T(B) " T(C'). On peut donc en conclure que la température décroît à mesure que la distance au centre du Soleil augmente : la température de la photosphère croît de la surface vers l'intérieur.

Les granules

Sur des clichés de qualité on peut observer des granules individuels, relativement brillants, séparés par des zones plus noires.

Par des observations très fréquentes, on constate que certains de ces granules présentent un aspect différent à quelques minutes d'intervalle et qu'ils disparaissent après ce qui s'apparente à une explosion. Ces granules ont des dimensions de l'ordre du millier de kilomètres. A partir de leurs éclats respectifs, on trouve que la température de l'espace inter-granulaire est inférieure à celle de la matière granulaire d'environ 500 K. Par des analyses de vitesses, grâce à l'effet Doppler-Fizeau, on est conduit à imaginer le schéma suivant : les granules sont des cellules de gaz chaud, poussé vers l'extérieur par la convection. Arrivée à un certain niveau, cette matière s'étant refroidie retombe.

La granulation apparaît donc comme une manifestation en surface de la zone de convection située juste sous la photosphère.

La chromosphère ou "sphère de couleur"

Cette région est située juste au-dessus de la photosphère ; elle a été découverte lors d'éclipses totales de Soleil. Selon les circonstances de l'éclipse, le diamètre apparent de la Lune est plus ou moins grand, ce qui fait que la Lune met plus ou moins longtemps pour passer devant le disque solaire : on dispose au mieux de 7 minutes pour observer la couronne solaire. Au début de la phase de totalité, quand la Lune commence à masquer totalement la photosphère, il apparaît du côté du Soleil, que masque la Lune, un anneau rosé, dont l'épaisseur angulaire est environ 8 000 km. C'est la chromosphère. Du fait de sa faible épaisseur angulaire, on ne dispose que de peu de temps pour l'observer, la photographier et prendre son spectre, appelé pour cette raison 'spectre éclair'. Très vite, la Lune en se déplaçant la masque totalement, du fait de son plus grand diamètre apparent ; elle réapparaît, juste à la fin de la phase de totalité, sur l'autre bord du disque solaire.

L'origine de la couleur rosée de la chromosphère tient à la nature de son spectre, qui est un spectre de raies d'émission, dans lequel dominent les raies de la série de Balmer de l'hydrogène, et où la raie Ha, à 656,3 nm est la plus intense.

Remarque :

C'est la présence de la chromosphère qui permet d'expliquer les raies de la série de Balmer en absorption du spectre photosphérique. En effet, la température de la photosphère est trop faible pour que l'hydrogène photosphérique soit porté, dans une proportion appréciable, dans le premier niveau excité à partir duquel il peut absorber les photons de la série de Balmer. On observe cependant de telles raies dans son spectre, et ces raies se sont formées dans un milieu de température supérieure à 10.000 K. Elles ne sont pas dues à la photosphère, beaucoup trop froide, mais à la chromosphère qui la surmonte. Cette propriété n'est pas propre au Soleil, elle est commune aux étoiles de type G, comme a permis de le montrer l'analyse de leur spectre.

Les spicules

Si l'on observe le Soleil à travers un filtre à bande passante étroite, centré sur la longueur d'onde de la raie Ha (656,3 nm), on reçoit la lumière émise par la chromosphère (la contribution de la lumière photosphérique est négligeable) et l'on obtient donc une image de celle-ci. Elle présente des structures en forme de petits jets, appelés "spicules" ou "herbes solaires" ou encore, par Secchi qui les découvrit en 1875, "touffes de poils". Elles sont visibles au bord du Soleil, là où elles se détachent sur un fond noir. Ce sont des structures longilignes, dont le diamètre est de 300 à 1 000 km, la hauteur de 10 000 à 15 000 km et la durée de vie de l'ordre de 5 minutes.

Il s'agit de jets de matière, longs et fins, qui s'élèvent dans la couronne à une vitesse pouvant atteindre 30 km/s.

Les protubérances

On les observe comme des arches brillantes qui s'élèvent au-dessus du disque photosphérique, soit pendant une éclipse, soit au moyen du coronographe. Vues en projection sur le disque solaire chromosphérique (photographie obtenue à la longueur d'onde de 566,3 nm) elles apparaissent sombres, par effet de contraste, car elles sont moins brillantes que la chromosphère : elles sont en effet constituées de matière photosphérique, plus froide que celle de la chromosphère ; elles portent alors le nom de, "filaments". On distingue les protubérances quiescentes, dont la durée de vie est de l'ordre de la semaine ou du mois, et les protubérances éruptives dont l'évolution est plus rapide et qui sont liées à l'activité solaire.

La matière y est canalisée par le champ magnétique dont elle suit les lignes de champ.

La couronne

Une éclipse de Soleil révèle non seulement la présence de la chromosphère, mais aussi celle d'une région beaucoup plus étendue et très faiblement lumineuse, appelée couronne.

Les dimensions et la forme de la couronne varient au cours du temps, en fonction de l'activité solaire. On peut l'observer jusqu'à environ 4 rayons solaires au-dessus de la photosphère. Au-delà, elle se confond avec la lumière du ciel (pourtant très sombre lors d'une éclipse totale).

Le milieu coronal est caractérisé par une grande dilution : la densité de la matière y est très faible et décroît, à mesure qu'on s'éloigne du Soleil, de 10-15 à 10-20 g/cm3. La température y atteint 106 K.

Ces informations sont déduites de l'observation du spectre. En 1869, Young observa une raie coronale en émission, très intense, dans le vert, à la longueur d'onde de 550,3 nm, que l'on mit très longtemps à identifier. Par analogie avec la découverte de l'hélium, qui fut faite d'abord dans une protubérance solaire avant qu'on l'observe aussi sur Terre (d'où le nom de cet élément, d'après le nom grec du Soleil : hélios), on pensa d'abord avoir découvert un nouvel élément chimique, qu'on appela "coronium". Ce n'est qu'en 1939 que Bowen identifia cette raie à celle produite par du fer 13 fois ionisé. De même, deux autres raies coronales brillantes qui avaient tant intrigué, la raie rouge et la raie jaune appartiennent respectivement au spectre du fer 9 fois ionisé et à celui du calcium 14 fois ionisé.

La présence de ces raies implique une température de l'ordre de 106K, qui permet d'atteindre ces degrés d'ionisation élevés.

En outre, ces raies sont toutes "interdites", ce qui signifie qu'elles ont une très faible probabilité de se produire, et ne peuvent donc apparaître que dans un milieu extrêmement dilué, où les collisions sont très rares, faute de quoi les ions concernés se désexciteraient toujours par collision et jamais en émettant un photon.

Il est difficile d'imaginer que la couronne, plus éloignée de la source d'énergie centrale du Soleil, soit tout de même plus chaude que la photosphère qui en est plus proche. En outre, il a fallu un certain temps pour que les physiciens sachent décrire le spectre de raies d'ions très ionisés. On voit ici en quoi le Soleil est un extraordinaire laboratoire.

Le rayonnement X de la couronne

On peut observer le Soleil dans le domaine des rayons X (celui des longueurs d'onde inférieures à 50 nm) à partir de satellites circulant au-dessus de l'atmosphère terrestre. Du fait de sa température élevée, c'est essentiellement la couronne qui rayonne dans ce domaine.

Ces observations ont montré l'existence de grandes zones qui n'émettent aucun rayonnement, appelées "trous coronaux".

Les trous coronaux apparaissent en noir sur un cliché du Soleil en rayons X en fausses couleurs. Il existe aussi des régions qui sont au contraire très brillantes en X, les unes étant ponctuelles, les autres couvrant des régions de plus grande surface. Des observations menées de façon simultanée dans le domaine visible et dans le domaine X révèlent une certaine correspondance entre les deux images. En particulier, les régions émissives en X correspondent aux jets coronaux. Ceux-ci sont canalisés par le champ magnétique dont les lignes de force dans lesquelles la matière coronale est piégée, sont fermées.

Au contraire, les trous coronaux correspondent à un champ magnétique beaucoup moins intense, dont les lignes de force sont ouvertes. Ils sont à l'origine du vent solaire.

En effet, on a observé que de la matière s'échappait du Soleil sous forme de flux de particules : protons, électrons, noyaux d'hélium, noyaux d'éléments légers... On observe en particulier l'action de ce flux de matière sur les comètes dont il repousse la queue à l'opposé du Soleil. Les aurores boréales témoignent également de la présence de particules ionisantes dans les hautes couches de l'atmosphère.

Les mesures effectuées en 1962 à partir de la sonde spatiale Mariner 2 ont permis de détecter la présence d'un flux de particules au niveau de l'orbite terrestre, animées d'une vitesse de l'ordre de 400 km/s. Leur densité est de l'ordre de 1 proton pour 10 cm3

On sait maintenant que ce sont les trous coronaux qui sont à l'origine du vent solaire : les particules éjectées qui sont toutes chargées (électrons, protons, noyaux d'éléments légers) suivent les lignes de force du champ magnétique qui sont ici ouvertes : on peut donc dire que le Soleil se vide par les trous coronaux. La quantité de matière éjectée est de 3 x 10-14 masse solaire par an.

L'ACTIVITE SOLAIRE

L'activité solaire se manifeste à tous les niveaux de l'atmosphère par des phénomènes plus ou moins localisés, de durée plus ou moins grande : certains phénomènes subsistent ainsi plusieurs jours, d'autres présentent des caractères éruptifs. Nous nous limiterons ici à la description des taches solaires.

Les taches se présentent comme une région sombre, entourée d'une région un peu moins sombre, appelée "pénombre". Ces différences d'aspect sur un même cliché s'interprètent en terme de brillance relative : la tache noire émet moins de lumière par unité de surface que la région qui l'entoure, laquelle en émet elle-même moins que le reste du disque. Ceci implique donc que la température de la tache est inférieure à celle de la zone de pénombre, elle-même inférieure à celle de la photosphère.

Les taches sont un des indicateurs de la rotation solaire : elles se déplacent sur le disque avec une période de l'ordre d'un mois. Galilée a été le premier à mettre cette rotation du Soleil en évidence, en observant le déplacement des taches. Cependant, les taches proches de l'équateur solaire tournent plus rapidement que celles situées à plus haute latitude. La période de cette rotation varie de 25 à 33 jours. Le Soleil ne tourne donc pas sur lui-même comme un corps solide : la vitesse angulaire est plus grande à l'équateur qu'aux pôles et le Soleil se déforme donc au cours de ce mouvement qu'on qualifie de "rotation différentielle".

Le nombre des taches à la surface du Soleil évolue au cours du temps, avec une période de 11 ans. Au moment du maximum d'activité, on observe un grand nombre de taches, regroupées dans des régions actives qui sont le siège d'éruptions. Lors d'une éruption, du gaz ionisé est éjecté brutalement, il se propage ensuite dans le milieu interplanétaire, sous forme de particules qui, lorsqu'elles atteignent la haute atmosphère de la Terre, engendrent des perturbations dans les communications radio et donnent naissance aux aurores polaires.

L'activité solaire est due au champ magnétique ; sa périodicité de provient de l'interaction entre les mouvements de convection dans le Soleil, qui génèrent le champ magnétique, et la différence de vitesse de rotation des différentes couches superficielles du Soleil, qui ne se fait pas à vitesse angulaire constante.

La matière solaire dans une tache est enfermée dans les lignes de champ magnétique et se trouve donc isolée de son voisinage avec lequel elle n'a plus d'échanges thermiques. De ce fait, elle se refroidit, ce qui explique pourquoi la température y est inférieure.

L'ENERGIE SOLAIRE

La puissance reçue par m2 hors atmosphère (constante solaire = 1360 W/m2) permet de calculer l'énergie totale interceptée par la Terre pendant un an, soit environ 4x1024 Joules. Évidemment seule une infime partie de cette énergie serait récupérable.

Les sources d'énergie solaire, renouvelables se présentent sous différentes formes :

De nombreux dispositifs permettent de récupérer cette énergie et de la transformer en formes d'énergies utilisables (thermique, mécanique, électrique, chimique...).

Les rendements de transformation varient de 0,5% (photosynthèse) à plus de 70% (chauffe-eau).

Il faut tenir compte du côté discontinu de l'ensoleillement (jour-nuit, saisons, climats) et associer à une utilisation de l'énergie solaire, une recherche sur le stockage de l'énergie.

Toutefois on peut se poser la question de savoir si la France pourrait exploiter à grande échelle l'énergie d'origine solaire.

Par exemple, quelle surface faudrait-il couvrir par des photopiles de 10% de rendement pour récupérer les 300 TWh d'électricité actuellement fournis par les centrales nucléaires et thermiques ?

L'énergie moyenne reçue annuellement par m2 de surface horizontale est d'environ 1500 kWh/m2/an.

Ceci nécessite donc, compte tenu du rendement de 10%, une surface de photopiles de 20x108 m2.

Supposons que chacun des 100 départements français prenne en charge une partie de cette surface, il devrait couvrir une surface de 4 km x 5 km. Ce calcul n'a pour intérêt que de montrer qu'il n'est pas impensable que la France puisse un jour subvenir à ses besoins énergétiques en utilisant l'énergie solaire.