Soleil (corps céleste)

Soleil (corps céleste)

  Le Soleil, une ÉTOILE typique, est une boule de gaz incandescents d'un diamètre de 1,39 million de kilomètres. Sa masse est de 2 x 10³⁰  kg, sa température effective avoisine 5800 K (kelvins) et sa luminance de surface atteint 4 x 10²⁰ mégawatts (MW). La Terre en reçoit seulement 17 x 10¹⁰ MW, principalement sous la forme de lumière visible et de rayonnements infrarouges. Par comparaison, la capacité de production totale des centrales électriques canadiennes est inférieure à 10⁵ MW. Selon la théorie de la nucléosynthèse du Soleil, l'énergie solaire proviendrait de réactions nucléaires ayant lieu à l'intérieur d'un noyau chaud (15 millions de kelvins). Ce noyau occupe 1,5 p. 100 seulement du volume du Soleil, mais contient la moitié de sa masse.

Au commencement
Des données astronomiques et géologiques montrent que les réactions ont été enclenchées il y a cinq milliards d'années, lorsque la condensation d'un nuage de gaz interstellaire primordial a entraîné une augmentation suffisante de la température et de la pression au centre du nuage pour que les atomes d'hydrogène fusionnent en atomes d'hélium. La chaleur libérée par cette FUSION NUCLÉAIRE a créé une pression interne suffisante pour contrebalancer la force de contraction gravitationnelle. Cet état d'équilibre durera pendant des milliards d'années avant que le flux d'énergie émis par le Soleil ne se modifie radicalement.

La théorie de la nucléosynthèse solaire est remise en question parce que, jusqu'à maintenant, les observations n'ont pas pu confirmer l'existence d'un flux de neutrinos, des particules très pénétrantes que devrait émettre la fournaise nucléaire du Soleil. On ignore si le déficit observé est attribuable à une déficience de la théorie de la PHYSIQUE des particules ou à une erreur dans les hypothèses qui ont servi à construire les modèles physiques de l'intérieur du Soleil. De nouvelles installations nationales canadiennes, soit l'Observatoire de neutrinos de Sudbury, permettront de tester les diverses solutions proposées pour résoudre le problème des neutrinos du Soleil. Depuis janvier 1997, cette installation utilise une kilotonne d'eau lourde comme détecteur ultrasensible des neutrinos, le tout à l'intérieur d'un conteneur blindé aménagé sous terre (5900 m) dans la mine Creighton, près de Sudbury, en Ontario.

Atmosphère interne

La surface visible du Soleil (photosphère) étant opaque, la nature de ses entrailles ne peut qu'être prédite en appliquant les lois fondamentales de la physique aux données de surface. L'application des méthodes sismiques aux « tremblements de Soleil » (p. ex., les vibrations du Soleil dans son entier) permet de déterminer l'emplacement et les mouvements des perturbations internes, et montre que les turbulences de convection se retrouvent jusqu'à une profondeur de 200 000 km. De telles connaissances sont essentielles pour expliquer la formation des taches solaires. Ces taches froides (environ 3700 K) et fortement magnétiques émergeraient de sous la photosphère.

La grandeur des taches solaires varie de simples pores de 1 000 km à des amas irréguliers et allongés de taches couvrant 200 000 km. Une tache typique, de 30 000 km de diamètre, apparaît en un ou deux jours et s'accompagne d'autres taches plus petites et de polarité magnétique opposée. Le groupe se désintègre en moins de deux semaines. Des champs magnétiques intenses existent en dehors des taches solaires sous forme d'agrégats dont chaque élément a un diamètre inférieur à 300 km.

Une région active consiste en un groupe de taches solaires cerné par des agrégats denses d'éléments magnétiques. Le Soleil ne tourne pas comme un corps rigide sur son axe : la période de rotation est de 25 jour à l'équateur et de 29 jours pour un parallèle de 60° de latitude. Cette rotation différentielle exerce sur le fluide gazeux turbulent de l'intérieur du Soleil une action similaire à celle d'une dynamo, ce qui crée les réseaux magnétiques caractéristiques de l'activité des taches solaires. Le nombre moyen de taches augmente et diminue suivant un cycle de 11 ans. D'un cycle à l'autre, l'amplitude de l'activité peut varier énormément. Toutefois, une activité extrêmement faible peut persister pendant presque un siècle (p. ex., la « phase Maunder », 1645-1715). L'activité solaire peut influer sur les CHANGEMENTS DE CLIMAT sur Terre, mais on n'a établi aucun lien physique direct.

Atmosphère externe

L'atmosphère externe raréfiée du Soleil (chromosphère et couronne) n'émet pas assez de lumière pour être visible à l'oeil nu, sauf lorsque la lune bloque la photosphère lors d'une éclipse solaire totale. La chromosphère apparaît alors sous la forme d'une bande rougeâtre très irrégulière et épaisse de quelques milliers de kilomètres. Elle est entourée d'une couronne nacrée qui s'étend en jets irréguliers sur des millions de kilomètres. Les champs magnétiques façonnent ces deux régions.

Une inversion de température commence à s'établir à partir de 300 km au-dessus de la photosphère : la différence de température entre la couche supérieure de la chromosphère et la couche de base est de 15 000 kelvins, et la température de la couronne est de 1,5 million de kelvins. Le rayonnement émis par la couronne de gaz, mince et chaude, occupe principalement le domaine des rayons X et des ultraviolets lointains. Ce rayonnement peut maintenant être observé en continu grâce à des systèmes optiques imageurs conçus pour ces domaines de longueur d'onde. Il n'existe pas de consensus pour expliquer des températures si élevées. La couronne est trop chaude pour être retenue par la gravité solaire. Elle se dilate donc pour former un vent solaire supersonique composé principalement d'électrons, de protons et d'atomes d'hélium. La vitesse de ce vent au voisinage de la terre se situe entre 300 et 800 km/s. Le taux de perte massique est de seulement 3 x 10^-14 masse solaire par année.

Cycle d'activité

Alors que l'ensemble du réseau des champs magnétiques du Soleil évolue lentement pendant son cycle d'activité de 11 ans, il arrive de temps en temps que des libérations soudaines de contraintes magnétiques engendrent un déséquilibre. En l'espace de quelques heures, des structures (appelées protubérances solaires) qui s'étendent jusqu'à un quadrant du Soleil jaillissent comme des bulles qui éclatent. Ces éjections transitoires de masse coronale voyagent dans l'espace interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Elles peuvent provoquer des tempêtes géomagnétiques importantes qui, si elles atteignent la Terre, se manifestent sous forme d'AURORES BORÉALES. Quand des contraintes magnétiques forment des protubérances solaires d'un volume compact qui contiennent une tache solaire, il peut se produire des explosions localisées, appelées éruptions chromosphériques ou solaires. D'intenses faisceaux de rayons X, produits par les éruptions, provoquent de soudaines perturbations de l'ionosphère terrestre, ce qui dérange les communications radio. De plus, des flux très rapides dans le vent solaire, n'ayant rien à voir avec les éjections de masse coronale, les éruptions ou les taches solaires, agitent fortement la magnétosphère terrestre. Ces flux viennent des « trous coronaux », de vastes espaces où la température et la pression diminuent et où les lignes de champ magnétique de la couronne s'élancent vers l'espace interplanétaire.

Au Canada, la recherche en matière de physique solaire remonte à 1905, au moment de la construction d'un spectrographe destiné à l'étude des éclipses solaires et à la mesure de la rotation différentielle du Soleil à l'OBSERVATOIRE fédéral, à Ottawa. La radioastronomie (voir ASTRONOMIE) solaire au Canada est née en 1946, à la Division de radiotechnique et de génie électrique du CONSEIL NATIONAL DE RECHERCHES DU CANADA (CNRC), à Ottawa.

Depuis, les laboratoires du CNRC enregistrent quotidiennement l'intensité du flux micro-onde émis par le Soleil à la fréquence de 2800 MHz et une telle mesure est utilisée dans le monde entier comme index d'activité solaire. Les chercheurs travaillant à l'Observatoire solaire de la rivière des Outaouais du CNRC (1970-1992) ont enregistré et analysé d'excellentes structures chromosphériques liées aux éruptions solaires et à l'activité des taches solaires. Entre 1974 et 1985, les astronomes de l'U. de Calgary ont étudié le spectre infrarouge lointain du Soleil à l'aide de BALLONS et, lors des éclipses totales, à l'aide d'aéronefs volant à haute altitude. Des scientifiques de l'U. de Calgary et de l'U. de Lethbridge ont eu recours au télescope James Clerk Maxwell pour explorer, à des longueurs d'ondes submillimétriques, les couches plus froides situées à la base de l'atmosphère solaire. Ce télescope est utilisé conjointement par le Canada, les Pays-Bas et le Royaume-Uni, et est situé sur le mont Mauna Kea, à Hawaï. En 1994, l'U. du Nouveau-Brunswick a lancé un programme pour étudier, à l'aide de véhicules spatiaux, le rayonnement émis par le Soleil dans l'ultraviolet lointain.