Soleil
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Structure et fonctionnement

Structure du Soleil en coupe.

Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul près de 99,9 % de la masse du système solaire. Sa forme est presque parfaitement sphérique, avec un aplatissement (L'aplatissement d'une planète est une mesure de son « ellipticité »; une sphère a un aplatissement de 0, alors qu'un disque infiniment mince a un aplatissement de 1.) aux pôles estimé à neuf millionièmes, ce qui signifie que son diamètre (Dans un cercle ou une sphère, le diamètre est un segment de droite passant par le centre et limité par les points du cercle ou de la sphère. Le diamètre est aussi la longueur de ce segment. Pour...) polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres (Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du Système international. Il est défini comme la distance parcourue par la lumière dans le...).

Contrairement aux objets telluriques, le Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile centrale du système solaire. Dans la classification astronomique, c'est une étoile de...) n’a pas de limite extérieure bien définie : la densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la masse volumique d'un corps pris comme référence. Le corps de référence est l'eau pure à 4 °C pour les liquides...) de ses gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et quasi-indépendants. Dans l’état gazeux, la matière n'a pas de forme propre ni de...) chute de manière à peu près exponentielle (La fonction exponentielle est l'une des applications les plus importantes en analyse, ou plus généralement en mathématiques et dans ses domaines d'applications. Il existe plusieurs définitions équivalentes : un morphisme continu de...) à mesure qu’on s’éloigne de son centre. Par contre sa structure interne (En France, ce nom désigne un médecin, un pharmacien ou un chirurgien-dentiste, à la fois en activité et en formation à l'hôpital ou en cabinet...) est bien définie, comme décrite plus bas. Le rayon du Soleil est mesuré de son centre jusqu’à la photosphère (La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible du Soleil.). La photosphère est la couche en dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la plus volontiers visible à l’œil nu. La majeure partie de la masse solaire (En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les étoiles ou les autres objets massifs. Elle est égale à la masse de notre Soleil. Son symbole et sa valeur sont :) se concentre à 0,7 rayon du centre. La structure interne du Soleil n’est bien sûr pas observable (Dans le formalisme de la mécanique quantique, une opération de mesure (c'est-à-dire obtenir la valeur ou un intervalle de valeurs d'un paramètre physique, ou...) directement, et le Soleil lui-même étant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la même façon que la sismologie a permis, par l’étude des ondes (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible de propriétés physiques locales. Elle transporte de l'énergie sans transporter de matière.) produites par les tremblements de terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance croissante au Soleil, et la quatrième par taille et par masse...), de déterminer la structure interne de la Terre, l’héliosismologie utilise les pulsations solaires pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique (L´informatique - contraction d´information et automatique - est le domaine d'activité scientifique, technique et industriel en rapport avec le traitement...) est également utilisée comme outil (Un outil est un objet finalisé utilisé par un être vivant dans le but d'augmenter son efficacité naturelle dans l'action. Cette augmentation se traduit par la simplification des actions entreprises, par une...) théorique pour sonder les couches les plus profondes.

Le cœur ou noyau

On considère que le cœur du Soleil s’étend du centre à environ 0,25 rayon solaire (En astrophysique, le rayon solaire est l'unité de longueur conventionnellement utilisée pour exprimer la taille des étoiles. Elle est égale à la longueur du rayon du Soleil. Par exemple, une étoile de diamètre dix...). Sa masse volumique (Pour toute substance homogène, le rapport de la masse m correspondant à un volume V de cette substance est indépendante de la quantité choisie : c'est une caractéristique du matériau appelée masse...) est supérieure à 150 000 kg⋅m-3 (150 fois la densité de l’eau sur Terre) et sa température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie courante, elle est reliée aux...) approche les 15 millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la température de surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a plusieurs acceptions, parfois objet géométrique, parfois frontière physique, et est souvent...) du Soleil, qui avoisine les 5800 kelvins). C’est dans le cœur que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques (fusion nucléaire) qui transforment, dans le cas du Soleil, l’hydrogène en hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il ouvre la série des gaz nobles dans le tableau...) (voir, pour les détails de ces réactions, l'article chaîne (Le mot chaîne peut avoir plusieurs significations :) proton-proton).

Le Soleil tire son énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la chaleur, de la lumière, de produire un mouvement.) des réactions de fusion nucléaire (La fusion nucléaire (dite parfois thermonucléaire) est, avec la fission, l’un des deux principaux types de réactions nucléaires appliquées. Il ne faut pas confondre la fusion...) qui transforment, en son noyau, l’hydrogène en hélium.

Environ 3,4×1038 protons (noyaux d’hydrogène) sont convertis en hélium chaque seconde ( Seconde est le féminin de l'adjectif second, qui vient immédiatement après le premier ou qui s'ajoute à quelque chose de nature identique. La seconde est une unité de mesure du temps. La seconde d'arc est...), libérant l’énergie à raison de 4,26 millions de tonnes de matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état...) « consommées » par seconde, produisant 383 yottajoules (383×1024 joules) par seconde, soit l’équivalent de l’explosion de 91,5×1015 tonnes de TNT.

Le taux de fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état liquide. Pour un corps pur, c’est-à-dire pour une substance constituée de molécules toutes identiques, la fusion s'effectue...) nucléaire (Le terme d'énergie nucléaire recouvre deux sens selon le contexte :) est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein du cœur est un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation (La dilatation est l'expansion du volume d'un corps occasionné par son réchauffement, généralement imperceptible. Dans le cas d'un gaz, il y a dilatation à pression constante ou maintien du volume et augmentation de la pression.) du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point (Graphie) de départ.

Le cœur est la seule partie du Soleil qui produise une quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire, vecteur, nombre d’objets ou d’une autre manière de dénommer la...) notable de chaleur (Dans le langage courant, les mots chaleur et température ont souvent un sens équivalent : Quelle chaleur !) par fusion : le reste de l’étoile tire sa chaleur uniquement de l’énergie qui en provient. La totalité de l’énergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu’à la photosphère, avant de s’échapper dans l’espace sous forme de rayonnement solaire (En plus des rayons cosmiques (particules animées d'une vitesse et d'une énergie extrêmement élevées), le Soleil rayonne des ondes électromagnétiques dont le spectre s'étend des ondes...) ou de flux (Le mot flux (du latin fluxus, écoulement) désigne en général un ensemble d'éléments (informations / données, énergie, matière, ...) évoluant dans un sens commun. Plus précisément le terme est...) de particules.

Les photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le changement dans le monde.) considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l’interaction avec la matière et par le phénomène permanent d’absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d’un photon (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction électromagnétique. Autrement dit, lorsque deux particules chargées électriquement interagissent, cette...) du cœur à la surface se situe entre 10 000 et 170 000 ans. Après avoir traversé la couche de convection (La convection est un mode de transfert de chaleur où celle-ci est advectée (transportée-conduite, mais ces termes sont en fait impropres) par au moins un fluide. Ainsi durant la cuisson des pâtes,...) et atteint la photosphère, les photons s’échappent dans l’espace, en grande partie sous forme de lumière visible (La lumière visible, appelée aussi spectre visible ou spectre optique est la partie du spectre électromagnétique qui est visible pour l'œil humain.). Chaque rayon gamma (Les rayons gamma, symbolisés par la lettre grecque γ, sont une forme de rayonnement électromagnétique de haute énergie produits par la désintégration γ...) produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux qui s’échappent dans l’espace. Des neutrinos sont également libérés par les réactions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre grammatical ».) de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d’un tiers que la valeur théorique : c’était le problème des neutrinos solaires, qui a été récemment résolu (en 1998) grâce à une meilleure compréhension du phénomène d’oscillation du neutrino (Le neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules. C’est un fermion de spin ½.).

La zone de radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se produire par rayonnement électromagnétique (par...)

La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,25 et 0,7 rayon solaire. La matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par la seule radiation thermique (La thermique est la science qui traite de la production d'énergie, de l'utilisation de l'énergie pour la production de chaleur ou de froid, et des...). L’hydrogène et l’hélium ionisés émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions. Dans cette zone, il n’y a pas de convection thermique car bien que la matière se refroidisse en s’éloignant du cœur, le gradient thermique reste inférieur au gradient thermique adiabatique (Le gradient thermique adiabatique est, dans l'atmosphère terrestre, la variation (gradient) de température de l'air avec l'altitude qui ne dépend que de la pression atmosphérique, c'est-à-dire :). La température y diminue à 2 millions de kelvins.

La zone de convection

La zone de convection ou zone convective s’étend de 0,7 rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une couche épaisse d’environ 3000 kilomètres, la tachocline, qui d’après les études récentes pourrait être le siège de puissants champs magnétiques et jouerait un rôle important dans la dynamo (Abréviation de dynamoélectrique, dynamo désigne une machine à courant continu fonctionnant en générateur électrique. Elle a été inventée en Belgique en...) solaire. Dans la zone de convection la matière n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation : c’est donc par convection, selon un mouvement vertical (Le vertical (rare), ou style vertical, est un style d’écriture musicale consistant en accords plaqués.), que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à ~5800 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu’à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formées sont responsables des granulations solaires observables à la surface de l’astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.

La photosphère

La photosphère vue (La vue est le sens qui permet d'observer et d'analyser l'environnement par la réception et l'interprétation des rayonnements lumineux.) à travers un filtre (Un filtre est un système servant à séparer des éléments dans un flux.).

La photosphère est une partie externe de l’étoile qui produit entre autres la lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain, c'est-à-dire comprises dans des longueurs d'onde de 380nm (violet) à 780nm (rouge). La lumière...) visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 0,1 % du rayon pour les étoiles naines, soit quelques centaines de kilomètres ; à quelques dizaines de pourcent du rayon de l’étoile pour les plus géantes, ce qui leur donnerait un contour flou contrairement au Soleil aux bords nets.

La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.) de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres. Sa température moyenne (La moyenne est une mesure statistique caractérisant les éléments d'un ensemble de quantités : elle exprime la grandeur...) est de 6 000 K. Elle permet de définir la température effective qui pour le Soleil est de 5 781 K. Sur l’image de la photosphère solaire on peut voir l’assombrissement centre-bord qui est une des caractéristiques de la photosphère. L’analyse du spectre de la photosphère solaire est très riche en information en particulier sur la composition chimique du Soleil.

L’atmosphère solaire

Au-delà de la photosphère la structure du Soleil est généralement connue sous le nom d’Atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphère (La chromosphère est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumière visible, qui entoure la photosphère.), la couronne et l’héliosphère. La chromosphère est séparée de la photosphère par la zone de température minimum et de la couronne par une zone de transition. L’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du système solaire (Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, le Soleil et des corps célestes ou objets définis gravitant autour de lui (autrement dit,...) où elle est limitée par l’héliopause. Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu’elle puisse être étudiée en détail par les télescopes spectroscopiques, l’atmosphère solaire n’est jamais aussi accessible que lors des éclipses totales de Soleil.

La chromosphère

La chromosphère vue en analyse spectrale (L'analyse spectrale est une méthode utilisée en physique pour déterminer les caractéristiques d'un phénomène observé. L'intensité du phénomène en fonction du temps constitue un...) Hα.
Les éclipses totales de Soleil (ici celle du 11 août 1999) sont la seule occasion de visualiser directement la couronne (en blanc) et la chromosphère (en rose).

La zone de température minimum qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (~4000 kelvins) pour qu’on y trouve des molécules simples(monoxyde de carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C, de numéro atomique 6 et de masse atomique 12,0107.), eau), détectables par leur spectre d’absorption. La chromosphère proprement dite est épaisse d’environ 2000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l’altitude, pour atteindre un maximum de 100 000 kelvin à son sommet. Son spectre est dominé par des bandes d’émission et d’absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque chroma (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu’elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil.

La couronne

La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d’une élévation rapide de température, qui peut approcher 1 million (Un million (1 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent quatre-vingt-dix-neuf mille neuf cent quatre-vingt-dix-neuf (999 999) et qui...) de kelvins. Cette élévation est liée à une transition de phase (En physique, une transition de phase est une transformation du système étudié provoquée par la variation d'un paramètre extérieur particulier (température,...) au cours de laquelle l’hélium devient totalement ionisé sous l’effet des très hautes températures. La zone de transition n’a pas une altitude (L'altitude est l'élévation verticale d'un lieu ou d'un objet par rapport à un niveau de base. C'est une des composantes géographique et biogéographique qui explique la répartition de la vie...) clairement définie. Grossièrement, elle forme un halo surplombant la chromosphère sous l’apparence de spicules et de filaments. Elle est le siège d’un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l’utilisation de coronographes, elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extrêmes du spectre.

La couronne solaire (La couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située au-delà de la chromosphère et qui s'étend sur des millions de kilomètres en se...) est composée à 73 % d’hydrogène et à 25 % d’hélium. Les températures sont de l’ordre du million de degrés.

Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la couronne solaire elle-même s’étend à partir de la zone de transition et s’évanouit progressivement dans l’espace, mêlée à l’héliosphère par les vents solaires. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre 1×1014 m−3 et 1×1016 m−3, soit moins d’un milliardième de la densité particulaire de l’atmosphère terrestre au niveau de la mer (Le niveau de la mer est la hauteur moyenne de la surface de la mer, par rapport à un niveau de référence adéquat.). Sa température, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu’aucune théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer, examiner ». Dans le langage courant, une théorie est une...) n’explique encore complètement (Le complètement ou complètement automatique, ou encore par anglicisme complétion ou autocomplétion, est une fonctionnalité informatique permettant à l'utilisateur de limiter la...) cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d’un processus de reconnexion magnétique.

L’héliosphère

Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du système solaire. On admet qu’elle débute lorsque le flux de vent solaire (Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement d'ions et d'électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère du Soleil. Pour les étoiles autres que le Soleil, on parle...) devient plus rapide que les ondes d'Alfvén (le flux est alors dit superalfvénique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière (Une frontière est une ligne imaginaire séparant deux territoires, en particulier deux États souverains. Le rôle que joue une frontière peut fortement varier suivant les régions et les époques. Entre...) n’ont pas d’influence sur la structure de la couronne solaire, car l’information ne peut se déplacer qu’à la vitesse (On distingue :) des ondes d'Alfvén. Le vent (Le vent est le mouvement d’une atmosphère, masse de gaz située à la surface d'une planète. Les vents les plus violents connus ont lieu...) solaire se déplace ensuite en continu à travers l’héliosphère, donnant au champ magnétique (En physique, le champ magnétique (ou induction magnétique, ou densité de flux magnétique) est une grandeur caractérisée par la...) solaire la forme d’une spirale (En mathématiques, une spirale est une courbe qui commence en un point central puis s'en éloigne de plus en plus, en même temps qu'elle tourne...) de Parker jusqu’à sa rencontre avec l’héliopause, à plus de 50 ua du Soleil. En décembre 2004, Voyager 1 (Voyager 1 est la première des deux sondes du programme Voyager lancées en 1977. Sa mission principale était d'étudier les planètes géantes Jupiter et Saturne. C'est la première sonde spatiale qui a fourni des...) est devenue la première sonde (Une sonde spatiale est un vaisseau non habité envoyé par l'Homme pour explorer de plus près des objets du système solaire et, pour certaines, l'espace qui est au-delà. Cela couvre à la fois les mesures in situ (champs...) à franchir l’héliopause. Chacune des deux sondes Voyager (Voyager 1 et 2 sont des sondes spatiales ayant réalisé depuis 1977 une moisson d'observations astronomiques qui ont plus d'une fois mis en question les théories planétologiques au cours d'une épopée spatiale d'une durée...) a détecté d’importants niveaux énergétiques à l’approche de cette frontière.

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