Lure, Juillet 2018 - Astrosurf du Soleil (A… · Réaction de fusion Proton-Proton PP1 Hydrogène...

Lure, Juillet 2018

Le Soleil, qu’est-ce que c’est?

LE SOLEIL, UNE ETOILE ORDINAIRE

• Orbite à 25000-28000 a.l. du centre de la Voie Lactée en 226 Mannées (vitesse orbitale 227km/s)

• Oscille à +/-230 a.l. du plan galactique (période 30 Mannées)

• Une étoile parmi les 200 à 400 milliards que compte la Voie Lactée


D=1.4 million de km

D=2.0 milliards de km

D=61 millions de km

D=200000km


• Etoile de type naine jaune (type spectral G2V), une gigantesque boule de gaz chaud

• Diamètre moyen photosphère: 1 391994km soit 109x diamètre de la Terre

• Masse: 1.9891x1030 kg soit 333071x la masse de la Terre

• Densité moyenne: 1.409g/cm3 • Age: Environ 5 milliards

d’années


• Composition: • Hydrogène: 91.0% en volume,

70.6% en masse • Hélium: 8.9% en volume,

27.4% en masse • Carbone, oxygène, néon: 2%

en masse

• Concentre 99,854 % de la masse totale du Système Solaire

• Axe de rotation incliné de 7.25° par rapport au plan de l’écliptique, 67.23° par rapport au plan galactique

• Vitesse de rotation: 26j à l’équateur, 35j près des pôles

ANATOMIE DU SOLEIL

• Températures: • Cœur: 15MK • Photosphère: 5750K • Chromosphère: 10000K • Couronne: 2MK

Pourquoi le Soleil brille-t-il ?

POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL?• Le cœur: Un réacteur nucléaire

• La gravitation tend à comprimer les couches internes

• La compression des couches internes en augmente la pression et la température

• A une température de 100000K environ l’hydrogène est un plasma ionisé

• Au-delà les noyaux sont animés de vitesses de plus en plus grandes au fur et à mesure que la température augmente

• Les chocs entre noyaux sont de plus en plus violents et leur fréquence augmente avec la pression

• Si température et pression sont suffisants, les protons s’approche suffisamment malgré la répulsion électrostatique pour fusionner en un noyau plus complexe

Réaction de fusion Proton-Proton PP1

Hydrogène

Deutérium

Hélium 3

Hélium 4

POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL?• Le noyau d’hélium 4 est plus stable

que le noyau de deutérium • Son énergie de liaison est donc

plus grande • Sa masse est donc inférieure à la

masse de quatre noyaux d’hydrogène

• La fusion libère une énergie de dm*c² pour chaque noyau d’He 4 créé, soit 26.2MeV par noyau

• Le Soleil fusionne 620 millions de tonnes d’hydrogène par seconde produisant 3.9x10^26 W, perte de masse 4.3 millions de tonnes par seconde

• Pour fusionner 10% de la masse du Soleil, il faut à ce rythme 10.2 milliards d’années

• Le Soleil aura alors perdu 0.07% de sa masse initiale

POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL?

• Chaines proton-proton (96.8% de l’énergie produite)


• Cycle CNO (3.2% de l’énergie produite): Un noyau de carbone se transforme par fusion d’hydrogène en azote puis en oxygène avant de redevenir un noyau de carbone en libérant un noyau d’hélium

POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL?• L’énergie produite par le

cœur est émise en majorité par des neutrinos et des photons gamma

• Les neutrinos traversent quasi librement les couches externes et sont émis dans l’espace. 65 milliards de neutrinos solaires traversent chaque cm² de la Terre chaque seconde

• Les photons gamma sont absorbés par le plasma chaud et dense de la zone radiative et le chauffent. Ils sont réémis par rayonnement thermique. La diffusion des photons à travers la zone radiative prend de 10000 à 170000 ans

• La zone radiative tourne en bloc

POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL?• En approchant de la surface

du Soleil, la température chute plus rapidement.

• Le gaz chaud venu des régions centrales devient moins dense que le gaz environnant et s’élève rapidement.

• Le transport d’énergie de radiatif devient convectif: Des bulles de gaz chaud montent rapidement vers la surface, se refroidissent et retombent vers les zones centrales plus chaudes. C’est la zone convective. La limite entre zone convective et zone radiative se nomme « tachocline »

• La zone convective est le siège d’une rotation différentielle

• Le frottement du plasma sur la tachocline génère un champ magnétique

POURQUOI LE SOLEIL BRILLE-T-IL?• Lorsque la densité du gaz

s’est suffisamment réduite, il devient transparent. C’est la photosphère, la « surface » visible du Soleil. Elle apparait « bouillonnante » et granuleuse à cause des bulles de gaz transportées par convection. Le rayonnement thermique de la photosphère à 5750K est le rayonnement solaire

• Au dessus de la photosphère s’étend l’atmosphère constituée de la chromosphère où la température remonte à 10000 degrés et d’une atmosphère externe ténue, la couronne où la température monte à 2 millions de degrés


Source: Observatoire de Paris

Que nous apprend la lumière solaire?

DIFFÉRENTS TYPES DE SPECTRES

Spectre émis par un corps chaud ou un gaz chaud à haute pression. Plus la source est chaude, plus le spectre est intense et décalé vers le bleu

Spectre émis par un gaz chaud à basse pression. Les raies ont des longueur d’onde caractéristique des atomes constituant le gaz

Spectre complémentaire correspondant à l’absorption de la lumière à spectre continu par un gaz froid à basse pression

EFFET DOPPLER

Effet Doppler acoustique

Effet Doppler optique: Les raies d’émission ou d’absorption sont décalées en fonction de la vitesse de la source

EFFET ZEEMAN

En présence d’un champ magnétique les niveaux d’énergies des électrons se séparent. Une raie d’émission unique devient un groupe constitué d’ un nombre impair de raies proches

LES MESSAGES DE LA LUMIERE SOLAIRE

• Le soleil est une boule de gaz dense et chaud: Le spectre continu permet de mesurer la température de la photosphère


• L’atmosphère solaire absorbe une partie du rayonnement des couches plus chaudes et plus profondes en fonction des éléments chimiques qui la composent. Les raies d’absorption permettent de déterminer la composition de l’atmosphère solaire


• Le déplacement des raies par effet Doppler permet de mesurer la vitesse locale de la zone visée • Rotation de la photosphère

• Rotation différentielle (26j à l’équateur, 35j près des pôles)

• Vitesse de déplacement de structures spécifiques

• Le dédoublement des raies par effet Zeeman permet de mesurer le champ magnétique local • Champ magnétique généré par

effet dynamo dû à la rotation différentielle du plasma de la zone convective

Pourquoi l’activité du Soleil change-t-elle?

UNE ETOILE … MAGNETIQUE

• L’effet dynamo crée un champ magnétique interne intense (10000x le champs magnétique terrestre)

• La rotation différentielle du plasma de la zone convective entraine la déformation des lignes de champ

• La rupture et la reconnexion des lignes de champ crée des tubes de champ sous la surface qui parfois émergent à la surface de la photosphère

• Les tubes magnétiques influent sur le mouvement du plasma

Modélisation globale du champ magnétique solaire (NASA)


• Taches solaires: • Tubes magnétiques

émergeant à la surface de la photosphère

• Ralentissent le mouvement convectif du plasma

• Le plasma refroidit plus que le reste de la surface de la photosphère (4000K)

• Le gaz apparait sombre par rapport à la photosphère environnante

UNE ETOILE … MAGNETIQUE• Taches solaires:

• Taille de 5000 à 100000km • Bordées de cellules de

convection en « grain de riz » de 1000km de long environ

• Souvent bordées de zone brillantes très chaudes les facules

• La luminosité globale du Soleil augmente lorsque les taches sont nombreuses


• Cycle magnétique du Soleil: L’activité moyenne obéit à un cycle d’environ 11 ans, à l’issue de laquelle le champ magnétique s’inverse


• Filaments et protubérances • Ces structures sont

présentes dans la couronne solaire

• Les filaments sont des protubérances vues de dessus

• Hauteur environ 50000km, longueur plusieurs centaines de milliers de km

• Température beaucoup plus basse que la couronne, densité 100 fois plus importante

• Soutenues par des forces magnétiques

• Peuvent être éjectées en cas d’instabilité du support magnétique


• Boucles coronales: • Ancrées dans les taches solaires,

hauteur environ 100000km • Lorsqu’un grand nombre de boucles

s’entrecroisent on assiste à une éruption solaire

Source: Satellite TRACE


• Ejection de masse coronale (EMC): • Provoquées par la

reconnexion magnétique au sommet de boucles magnétiques instables

• Projette de grandes masses de plasma à grande vitesse dans le milieu interplanétaire

• L’augmentation brutale de la puissance du vent solaire peut provoquer des dégâts autour de la Terre et sur la Terre

Source: Satellite SOHO

Météorologie spatiale: Les colères du Soleil

METEOROLOGIE SPATIALE

• Effet des tempêtes solaires: • Aurores boréales et australes

intenses • Dommage aux électroniques

des satellites • Perte d’altitude des satellites en

orbite basse • Pertes des signaux GPS • Perturbations des

télécommunications • Surcharge ou destruction des

équipements des réseaux électriques

Aurores 22 février Tromso.mp4 (Ligne de commande)

METEOROLOGIE SPATIALE• Classification des éruptions solaires:

• En fonction de leur intensité en W/m² en rayons X (bande 0.1 à 0.8nm) • Echelle ouverte A,B,C,M,X, chaque lettre correspond à 10x l’intensité de la précédente • Chaque classe subdivisée en 10 niveau, classe X ouverte

• Effets sur la Terre: • Dépend de l’orientation par rapport à la Terre

Catégorie Intensité EffetA 10nW/m² Indétectable

B 100nW/m² Aucun

C 1uW/m² Aucun

M1 (2000/cy) 10uW/m² Perturbation mineure des transmissions HF et signaux de navigation

M5 (350/cy) 50uW/m² Perte des communications HF côté Soleil. Signaux de navigation dégradés pour quelques minutes

X1 (175/cy) 100uW/m² Large zone de perte de communications HF. Signaux de navigation dégradés pour quelques heures

X10 (8/cy) 1mW/m² Perte de communication HF sur une grande partie du côté éclairé de la Terre. Perte des signaux de navigation pendant 1 à 2h. Perturbation mineure des signaux de positionnement satellite.

X100 (<1/cy) 10mW/m² Perte complète des communications HF sur tout le côté éclairé. Perturbation sévère des signaux de positionnement satellite.

METEOROLOGIE SPATIALE

• Site SpaceWeather de la NOAA (https://www.swpc.noaa.gov/)

• Prédiction générale du risque d’éruption solaire en fonction de l’activité solaire mesurée par les satellites d’observation

• Prédiction fine de quelques jours à quelques heures d’avance pour les évènements sévères (tempêtes solaires, EMC) • Mise en sécurité des astronautes de la Station Spatiale

Internationale • Mise en sécurité de certains satellites de communication ou

de positionnement • Déroutage des avions de ligne • Avertissement aux navires • Surveillance renforcée des équipements de distribution

d’électricité

Le futur du Soleil et de la Terre

LE FUTUR DU SOLEIL ET DE LA TERRE

• +600Ma: T=47°C, évaporation océans et assèchement de la croûte terrestre, ralentissement du cycle du carbone, baisse du taux de CO² conduisant à l’extinction de la plupart des végétaux

• +1.1Ga: Evaporation massive des océans, élévation des températures par effet de serre, fin de la tectonique des plaques et du cycle du carbone. Disparition de la magnétosphère terrestre, évaporation accélérée de l’atmosphère par bombardement solaire

• +4Ga: Emballement de l’effet de serre, disparition de l’eau et de toute forme de vie, élévation des températures de surface jusqu’à fusion des roches

• +5Ga: Destruction probable de la Terre par le Soleil en phase géante rouge

Observer le Soleil

OBSERVER LE SOLEIL

• Ne jamais observer le Soleil sans protection oculaire adaptée

• Au télescope: Sans protection, pas plus de deux essais …. avant cécité totale

• Techniques les plus courantes: • Observation en lumière

blanche, utilisation d’un filtre en verre, polymère ou mylar réduisant la lumière à 1/100000

• Observation à l’aide d’un filtre bande étroite (Halpha, CaK)

OBSERVER LE SOLEIL

SAML, M. Khatchadourian, 09/05/16 images en lumière blanche, transit de Mercure

AAAOV, S. Ferrafiat, 06/06/12 images en lumière blanche, transit de Vénus

AAAOV, JM Cotx, 25/10/14 images en lumière blanche, groupe de taches solaires

OBSERVER LE SOLEIL

SAML, Gilbert, 07/07/16 images en Halpha, lunette PST Coronado

SAML, A. Gau, 23/10/15 images en Halpha, lunette Lunt

SAML, G. Sigoillot, 23/10/15 images en Halpha

OBSERVER LE SOLEIL

SAML, S. Dumont, 29/08/15 images en Halpha, lunette Lunt

SAML, A. Gau, 03/03/14 images en Halpha, lunette Lunt

MERCI DE VOTRE ATTENTION …

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