SOLEIL

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Une étoile variable

On pourrait imaginer que le Soleil, dont le magnétisme est certes entretenu par l'effet dynamo, présente une constance dans son régime thermodynamique et radiatif. C'est ce que pensaient certains physiciens du xixe siècle qui avaient donné le nom de « constante solaire » au rayonnement émis par notre étoile et arrivant au sommet de l’atmosphère terrestre. Il n'en est rien. Le champ magnétique, initié au sein du Soleil, subit différentes variations : certaines, très brutales, se traduisent par des éruptions de matière dans l'atmosphère externe ; d’autres, plus lentes (de l’ordre de l’année ou plus) et plus globales, se manifestent par l'apparition des taches à la surface du Soleil et par une variabilité de cette constante solaire.

Les éruptions solaires

Il a fallu attendre, au début des années 1890, la mise au point du spectrohéliographe (instrument permettant d’obtenir, par balayage spatial, des images dans une longueur d’onde déterminée) et l’utilisation des filtres interférentiels (notamment les filtres Hα centrés autour de 656,3 nm) permettant d’isoler le rayonnement de la chromosphère pour étudier de façon systématique cette intense et éphémère activité de l'atmosphère solaire. Cette agitation prend des formes diverses : augmentation brutale du rayonnement solaire et éjections de matière hors du limbe solaire dans les régions dites actives du Soleil. Pourtant, la première observation d’une éruption solaire (ou tempête solaire ; en anglais flare, exprimant l’idée d’embrasement à la surface) a été effectuée en 1859. Il s’agit d’un événement exceptionnel observé par les Britanniques Richard Carrington (1826-1875) et Richard Hodgson (1804-1872) qui détectèrent, indépendamment, à la surface du Soleil qu’ils étaient en train d’étudier, une soudaine augmentation de l’émission lumineuse dans le domaine du visible provenant d'une région marquée par les déplacements d'énormes taches. Cet épisode devait être particulièrement intense puisqu'il impliquait une couche habituellement calme dans la basse photosphère. Charles Young (1834-1908) remarqua que des perturbations importantes du champ magnétique terrestre avaient eu lieu quelques heures plus tard, avec la signature caractéristique d'aurores boréales visibles bien au-delà de la zone polaire. L’observation de cette éruption solaire, nommée « événement de Carrington » et considérée comme la plus violente tempête solaire enregistrée ayant frappé la Terre, marque aussi le début d'une nouvelle science étudiant les relations Soleil-Terre et qui sera appelée plus tard météorologie spatiale (space weather).

Les éruptions solaires ont donc été caractérisées à la fin du xixe siècle dans le rayonnement Hα provenant de la chromosphère. Mais ces observations étaient, d'une part, relativement rares (encore fallait-il observer le bon endroit au bon moment) et, d'autre part, limitées à quelques raies formées dans la chromosphère à environ 10 000 K. Il était donc impossible d'établir un bilan énergétique complet des éruptions. On sait désormais que tout le spectre électromagnétique est affecté. Ayant évalué les diverses énergies impliquées par l’événement de Carrington (thermique, cinétique, radiative, accélération de particules), les physiciens ont calculé depuis qu'il avait dégagé plus de 1026 joules, soit l’équivalent de l’énergie lumineuse émise par tout le Soleil pendant une seconde.

Pour décrire sommairement le déroulement d'une éruption, il faut partir d'une boucle coronale (condensation de plasma à haute température) subissant une forte perturbation du champ magnétique qui y confinait le plasma. Cette rupture d’équilibre peut résulter d'une reconnexion magnétique – phénomène couramment observé dans les tokamaks (machines capables de confiner un plasma à l’aide de champs magnétiques afin de créer les conditions nécessaires aux réactions nucléaires de fusion). Ainsi, sous la poussée du plasma, des lignes de champ, qui « s'ignoraient » auparavant, viennent s'associer et l'énergie magnétique ainsi libérée est convertie en énergie cinétique et radiative. Les particules chargées (électrons, ions) du plasma sont accélérées à de très hautes énergies. Certaines, confinées dans la boucle, « chutent » vers la surface du Soleil en émettant un rayonnement X dit de freinage et finissent leur course dans la chromosphère et parfois dans la photosphère, couches qu'elles chauffent localeme [...]

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Exemple de réactions thermonucléaires au cœur du Soleil

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Exemples de trajectoires d’ondes acoustiques à l’intérieur du Soleil

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Les vibrations du Soleil

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Circulation du plasma au sein de la zone convective du Soleil

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  • : directeur de recherche émérite à l'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS-université Paris-Sud, université Paris-Saclay), Orsay

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Pour citer l’article

Jean-Claude VIAL, « SOLEIL », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 12 août 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/soleil/