Le système solaire
Retour à l'AperçuLe Soleil
Le Soleil est l'une des quelques cent milliards d'étoiles de notre galaxie. Placé, sur un des bras spiraux, il est éloigné de 8'000 parsecs du centre galactique dont il fait le tour en 200 millions d'années (le rayon de notre galaxie avoisine les 15'000 parsecs). De par sa dimension, sa position, son âge, sa luminosité, sa température, la Soleil apparaît, comme une étoile banale.
Composition
Sphère gazeuse de 695'000 km de rayon, le Soleil est essentiellement composé d'hydrogène (75% de la masse) et d'hélium (25%). On y trouve aussi des métaux en très faible quantité (0.1%). Il règne en son centre une température de 15 millions de degrés sous une pression de 250 milliards d'atmosphères. |
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Quelques chiffres
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Une centrale thermonucléaire
Il est difficile de vérifier directement ce qui se passe à l'intérieur du Soleil, les particules émises entrant aussitôt en interaction avec la matière environnante à l'exception cependant des neutrinos qui parviennent jusqu'à nous, tels qu'émis au centre de l'étoile. Le fonctionnement du Soleil est loin d'être totalement compris mais les chercheurs grâce notamment aux renseignements fournis par les sondes en orbite solaire, sont aujourd'hui en mesure d'en dresser un modèle fiable.Le Soleil abrite en son centre une véritable centrale thermonucléaire d'où il tire l'essentiel de son énergie. Chaque seconde cet énorme laboratoire transforme 700 millions de tonnes d'hydrogène en 695 millions de tonnes d'hélium. La différence soit 5 millions de tonnes de matière est transformée en énergie sous forme de rayonnement gamma. La fusion se fait en plusieurs étapes: D'abord deux noyaux d'hydrogène s'associent pour former un atome de deutérium (2 protons). Celui-ci rencontre un autre proton pour former un noyau d'hélium «léger», l'hélium 3. Enfin deux de ces atomes peuvent fusionner pour fournir de l'hélium 4 en restituant deux protons. Ceci s'accompagne d'une perte de masse de 0,7% qui, en vertu des équations d'Einstein, est libérée sous forme d'énergie. Tout cela n'est possible qu'au cœur de l'étoile. Là seulement règnent pression et température suffisantes pour permettre cette fusion.
Cette énergie, voyageant du noyau vers la surface est constamment absorbée et réémise à des températures de plus en plus basses de sorte qu'à son arrivée à la surface elle se compose principalement de lumière visible. Un photon prend 50 millions d'années pour parcourir les 696'000 km qui le sépare de la surface. Dans la région centrale, la matière est relativement transparente au rayonnement car complètement ionisée, les atomes ayant perdu leurs électrons. Mais à l'approche de la surface, pression et température diminuent, l'hydrogène et l'hélium retrouvent leurs électrons et deviennent plus opaque au rayonnement. Il se produit alors, sur les 200'000 km des couches extérieures du Soleil, ce qui se passe dans une casserole chauffée par dessous: des mouvements turbulents s'amorcent et brassent la matière jusqu'à la surface. Ce phénomène de convection aide grandement le rayonnement à transporter l'énergie vers l'extérieur. C'est lui également qui, combiné avec la rotation donne naissance au champ magnétique et aux phénomènes variés qui caractérisent l'activité solaire: taches, facules, filaments, protubérances, éruptions.
La photosphère
A l'approche de la surface, la densité de matière diminue. Il arrive un moment ou le rayonnement peut sortir librement dans l'espace interstellaire sans subir de nouvelles absorptions. Il conserve alors l'image de la dernière couche où il a été émis. On appelle cette couche, responsable de la plus grande partie du rayonnement visible, la photosphère. La température, à la surface du Soleil, avoisine les 6'000 degrés. On y relève des zones plus froides, jusqu'à 3'800 degrés. Celles-ci paraissent sombres en comparaison des zones environnantes: ce sont les taches solaires dont les dimensions peuvent atteindre 50'000 km de diamètre.
La chromosphère
Cette mince couche entourant la photosphère n'est visible que lors des éclipses totales ou au moyen d'un coronographe. On distingue alors une frange colorée, plus ou moins sphérique, d'ou le nom de chromosphère. Il s'y détache des structures, appelées protubérances qui s'étendent dans les régions plus extérieures de la couronne.
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La couronne
Au dessus de la chromosphère la couronne s'étend sur plusieurs millions de km. Elle n'est également visible que lors d'occultations du Soleil. La température qui n'est que de 5800 degrés à la surface solaire atteint le million de degrés dans la couronne.Cette zone est le théâtre d'événements spectaculaires. Des jets de matière éjectées forment de gigantesques arches qui peuvent culminer à une altitude équivalente à 4 rayons solaires.
Le vent solaire
Une partie de la matière éjectée dans la couronne s'échappe dans le système solaire à une vitesse d'environ 450 km/s. Il s'agit de particules chargées, protons ou électrons qui forment ce que l'on appelle le vent solaire. C'est lui qui est responsable des aurores boréales, des orages magnétiques ou qui oriente les queues des comètes dans la direction opposée au Soleil.
Champ magnétique
Le soleil tourne sur lui-même en vingt-sept jours environ. Mais ce mouvement est complexe. Dans toute l'épaisseur de la zone convectible, la région équatoriale tourne plus vite que les autres régions: vingt six jours au lieu de trente et un à la latitude 60°. Sous cette zone de convection, la zone radiative intermédiaire se comporte au contraire comme une boule rigide. Mais au centre, le cœur tourne sur lui-même plus rapidement. Ces mouvements différentiels agissent à la manière d'une gigantesque dynamo et engendrent un champ magnétique solaire, extrêmement puissant et complexe. Celui-ci définit une magnétosphère ou héliosphère dont l'influence se fait sentir au delà de l'orbite de Pluton. Chaque 11 ans environ le champ change de sens ce qui conduit à cycle de 22 ans dont la mise en évidence repose sur une longue et patiente observation des tâches solaires. Car l'activité solaire, directement influencée par le champ magnétique, est également sujette à ces variations.
Neutrinos
Les neutrinos, particules émises lors des réactions nucléaires, ont la particularité de n'interagir que très peu avec noyaux atomiques environnants et traversent le Soleil, (et la Terre!) presque sans entrave. Ils sont donc les seuls messagers en provenance directe du cœur de l'étoile. Ils intéressent donc au plus haut point les chercheurs. Le problème est de fabriquer une cible capable d'intercepter ces particules dont la qualité principale est justement de ne pas se laisser capturer.Pour cela on utilise d'anciennes mines désaffectées car il faut mettre les capteurs à l'abri d'autres rayonnements parasites. Là, à plusieurs centaines de mètres de profondeur, on utilise comme cible des atomes, comme l'isotope 37 du chlore ou le gallium, qui ont la particularité d'absorber certains de ces neutrinos.
C'est l'une de ces installations, située à Kamiokande au Japon, qui s'est mise en vedette en captant, pour la première fois, des neutrinos provenant d'une supernova, 1987A.
Quand aux neutrinos émis par le Soleil, on en capte tout au plus quelques dizaines en trois semaines d'expérience.
Musique solaire
On observe, à la surface du soleil, des ondes acoustiques qui, pénétrant plus ou moins profondément nous renseignent sur la nature des régions traversées. Le Soleil se comporte ainsi comme un instrument de musique et environ dix mille fréquences propres ont déjà été identifiées. C'est ainsi qu'est née l'héliosismologie qui en analysant les vitesses du son en fonction des profondeurs permet de connaître les températures des milieux traversés. Par cette méthode, on est parvenu a déterminer avec une bonne précision la profondeur de la zone convective et on a pu se faire une idée plus claire de la rotation différentielle de l'étoile.
Avenir
Dans cinq milliards d'années environ, le Soleil aura transformé tout l'hydrogène de son noyau central en hélium. Sa vie ne sera pas terminée pour autant. Les noyaux d'hélium peuvent, à eur tour se combiner trois par trois pour former du carbone ou quatre par quatre pour donner de l'oxygène. Cela exige une augmentation de température, donc une contraction de l'astre. Mais seule la partie centrale du Soleil sera concernée. Les couches extérieures elles vont se dilater et se refroidir. Le soleil deviendra, pour quelques dizaines de millions d'années, une géante rouge qui absorbera la Terre et les hommes ( pour le cas bien improbable ou le genre humain aura survécu jusque là ). Le carbone et l'oxygène pourront ensuite à leur tour devenir carburant nucléaire moyennant une nouvelle contraction de l'étoile et une nouvelle augmentation de température. De nouveaux noyaux atomiques seront créés au cours de fusions successives et de plus en plus rapides: magnésium, aluminium, silicium. Une fois son carburant nucléaire épuisé, le Soleil commencera une longue agonie au cours de laquelle une grande partie de sa matière sera éjectée dans l'espace. |
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Il deviendra probablement une superbe nébuleuse planétaire à l'image de l'anneau de la Lyre que les astronomes amateurs d'une planète voisine ne manqueront pas de cadrer dans leurs oculaires pour la beauté du spectacle. Mais aussi pour expliquer aux débutants que l'étoile que l'on voit au centre et qui est train de mourir renvoie à l'espace les atomes lourds qu'elle a patiemment fabriqué en son cœur pendant des milliards d'année et qui portent en eux les germes d'une vie future… | |
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| SAVAR | Update: 25 mars 2005 : J. Zufferey |
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