Soleil (suite)
Composition chimique
Le Soleil est une sphère principalement gazeuse, constituée de 72 à 76 p. 100 d’hydrogène et de 27 (ou 23) p. 100 d’hélium, le reste comportant la quasi-totalité des corps simples connus. L’analyse chimique est essentiellement spectrale. En effet, quand l’image du disque solaire est projetée sur la fente d’un spectrographe, on obtient un spectre continu strié d’un très grand nombre de raies sombres, découvertes indépendamment en 1802 par William Hyde Wollaston (1766-1828) et en 1814 par Joseph von Fraunhofer (1787-1826). Le continu se présente comme une juxtaposition de couleurs, passant progressivement du violet (vers 4 000 Å) au rouge (vers 7 000 Å), de la même façon qu’elles apparaissent dans un arc-en-ciel. Ces limites, artificielles, correspondent aux sensibilités extrêmes de l’œil, et le spectre se prolonge dans l’ultraviolet et l’infrarouge. Son intensité, variable avec la longueur d’onde, présente un maximum vers 5 000 Å et s’annule vers 2 000 Å. Ce spectre est dû principalement aux ions négatifs H– (proton entouré de deux électrons, dont l’un capté au hasard des migrations de l’atome), absorbant principal de la matière, puisque, à chaque fois qu’il se débarrasse de son électron supplémentaire, il absorbe un photon. Le nombre des raies de Fraunhofer est considérable : on en a repéré 26 000 entre 2 932 Å et 13 495 Å. L’identification de ces raies, par comparaison avec des spectres d’éléments connus sur Terre, permet de reconnaître l’élément responsable de l’absorption. 59 corps simples de la chimie classique, parmi lesquels l’hydrogène, l’hélium, le carbone, l’azote, le fer, le cuivre, le zinc, etc., sont présents de manière sûre ; deux existent sous forme de composé, le bore et le fluor, et quelques éléments sont absents. En revanche, on décèle des composés (TiO), des molécules (CN) et des hybrides (CH, OH). Les proportions de ces éléments sont assez bien connues ; on appelle abondance le nombre d’atomes présents dans le Soleil pour un nombre N d’atomes d’hydrogène, fixé par convention à 1 000 milliards (log N = 12) ; ces valeurs, données dans des tables, montrent, par exemple, que le fer est assez abondant.
Physique interne et évolution
Comme les autres étoiles, le Soleil tire son énergie de réactions thermonucléaires, principalement par transformation d’hydrogène en hélium. Au centre du Soleil, la température est sans doute de 14 millions de degrés ; la pression atteint 2.1017 dyn.cm–2, et la densité vaut 100 fois celle de l’eau. La transformation de l’hydrogène en hélium peut se faire selon deux cycles distincts. L’un, appelé cycle de Bethe, met en jeu six réactions successives selon la chaîne12C,13N,13C,14N,15O,15N et12C, qui se retrouve intacte et sert de catalyseur. L’autre, dit chaîne proton-proton, ne comporte que trois étapes. Le premier mécanisme est celui des étoiles chaudes, le second celui des étoiles froides. Dans le Soleil, à la jonction des deux types d’étoiles, les deux régimes doivent fonctionner simultanément. Environ 638 millions de tonnes d’hydrogène sont transformés par seconde, dont 0,6 p. 100 est libéré sous forme d’énergie ; à ce rythme, la perte de masse par seconde est de 3,83 millions de tonnes. Si aucun phénomène ne vient perturber la combustion régulière d’hydrogène, la durée de vie du Soleil est estimée à encore 5 milliards d’années, autant que son âge actuel.
Lorsque le Soleil aura transformé tout son hydrogène, sa luminosité croîtra, et l’astre grossira par dilatation de son noyau central. Puis celui-ci s’effondrera, en même temps que le Soleil deviendra une étoile géante ; l’hélium sera alors brûlé sur place, et notre astre évoluera vers le stade des naines blanches, étoiles mortes en voie de refroidissement et de disparition.
Structure
La photosphère
C’est la partie du disque visible en lumière blanche, c’est-à-dire celle que l’on peut voir en regardant le Soleil à l’œil nu, à travers un verre fumé par exemple. Les bords de la photosphère apparaissent très nets, en raison d’un gradient de densité élevé en cet endroit (le gradient d’une quantité étant le taux de variation de cette quantité avec la distance). En une centaine de kilomètres environ, l’opacité des couches centrales diminue jusqu’à devenir pratiquement transparente ; les zones externes du Soleil sont alors noyées dans un flot de lumière et deviennent ainsi invisibles. Une étude plus approfondie montre un assombrissement centre-bord de la photosphère, révélant des modifications considérables du milieu au fur et à mesure que l’on « s’enfonce » dans le Soleil : la température augmente de 2 600 K dans les premiers 330 km. De plus, le disque possède une structure compliquée, ayant l’aspect d’un réseau complexe de mailles irrégulières, formé d’une multitude de cellules claires sur un fond plus sombre, un peu comme des grains de riz juxtaposés, mais de 500 à 800 km de diamètre, et qu’on appelle granulation. Dans cette couche s’observent, bien visibles sur les bords du disque, des facules, plages plus brillantes que le milieu environnant et de formes capricieuses. L’apparition d’une facule prélude à la naissance d’une tache qui en occupe la partie centrale ; parfois naissent des facules non suivies de taches, mais l’inverse n’a jamais lieu ; de plus, les facules disparaissent toujours avant les taches auxquelles elles ont donné naissance. Les taches offrent une grande diversité de formes et d’étendues, pouvant atteindre plusieurs milliers de kilomètres carrés ; elles ont toujours l’aspect d’un noyau très sombre, l’ombre, environnée d’une large zone, la pénombre, de structure filamenteuse convergeant vers le noyau. Parfois, surtout dans la phase jeune de développement, elles sont peu visibles, réduites à un pore. Il semble bien établi que la température de l’ombre est nettement plus froide que le milieu environnant. Les taches possèdent un champ magnétique important, de 100 à 3 000 G selon leurs tailles ; elles sont souvent associées deux par deux dans une même facule, la tache de tête (dans le sens de la rotation) ayant une polarité magnétique opposée à celle de queue. Lorsqu’il n’y a qu’une seule tache, des champs de polarité opposée sont quand même présents à l’avant et à l’arrière du centre actif, un centre actif étant une perturbation durable d’une couche quelconque de l’atmosphère solaire, dont les effets peuvent se prolonger jusqu’au niveau de la Terre et au-delà. Lorsqu’il y a des groupes de taches, les polarités peuvent être enchevêtrées, mais la structure bipolaire domine en général. Les polarités sont toujours inversées entre l’hémisphère Nord et l’hémisphère Sud. Par convention, le début d’activité d’un cycle solaire commence lorsque, dans un hémisphère donné, naissent des taches de polarité opposée à celle des taches existantes. Le début d’un cycle est très difficile à mettre en évidence, car des taches de nouvelle polarité commencent à apparaître aux basses latitudes (près de l’équateur), alors que d’anciennes taches subsistent aux hautes latitudes (près du pôle). Les taches sont des phénomènes temporaires, durant quelques jours ou quelques semaines. Elles n’apparaissent jamais aux pôles, mais toujours dans les zones royales : ± 35°. L’activité d’un cycle solaire se détermine à partir du nombre de Wolf R = k (f + 10 g), k étant un facteur empirique pour le raccordement des échelles d’observation, f le nombre de taches et g le nombre de groupes de taches. Une autre façon consiste à mesurer l’aire des taches, qu’on exprime en millionièmes de la surface d’un hémisphère. On connaît ainsi l’aire tachée depuis 1750 environ. La découverte des taches, due à Galilée* et à Christoph Scheiner (1575-1650), et ce de manière indépendante, remonte à 1610. On a pu mettre en évidence une période de 11 ans (± 3 ans) dans l’indice d’activité solaire ; pendant les périodes de maximum (par exemple en 1958), de nombreux centres actifs naissent et disparaissent sur le disque, l’aire moyenne tachée annuellement pouvant atteindre 1 500 millionièmes ou plus. En période de minimum, au contraire (par exemple en 1954), les taches sont rares, voire inexistantes ; la valeur du précédent indice peut tomber en deçà de 200 millionièmes. Cette périodicité undécennale (certains préconisent des périodes plus amples, de 80 ou 400 ans) n’a pas encore d’explication satisfaisante ; elle est sans doute d’origine magnétique.