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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Première partie. Le Soleil et le Système solaire

1. Le Soleil, une étoile dans notre Galaxie

Jean-Claude Vial

Texte intégral

1Par une belle nuit sans Lune (et sans nuages), levons les yeux vers le ciel. L’œil est immédiatement attiré par le cortège d’étoiles brillantes qui a donné son nom à la Voie lactée. Il s’agit en fait d’une galaxie de près de 200 milliards d’étoiles qui abrite notre Soleil et ses planètes, c’est notre galaxie, « la » Galaxie, comme une île dans le vaste cosmos.

2La Galaxie : ses 150 à 200 milliards d’étoiles sont réparties selon des bras spiraux autour d’un noyau central et pour la plupart confinées dans un disque lenticulaire (de type « soucoupe volante »), un disque que la lumière met près de 100 000 ans à traverser à la vitesse de 300 000 km/s : on parle d’une distance de 100 000 années-lumière. Et notre Soleil : un peu « perdu » à plus de 30 000 années-lumière du centre de la Galaxie. Et un peu banal, aussi, par rapport à l’extraordinaire diversité des autres étoiles, y compris par sa couleur jaune, qui contraste avec celle des étoiles de nos constellations familières (Aldebaran rouge, Vega blanc-bleu…), par sa masse et son âge.

3Mais c’est notre étoile, celle que les Égyptiens espéraient chaque jour voir réapparaître dans le ciel, pour apporter, depuis sa barque, lumière et chaleur. Une étoile dont les mystères ont commencé à être élucidés par Galilée et sa lunette, il y a près de quatre cents ans, mystères que les outils modernes d’observation, au sol puis dans l’espace, n’ont cessé de percer.

4Qu’en savons-nous aujourd’hui ?

Un portrait chiffré

5Le Soleil est né, il y a quelque 4,5 milliards d’années, de l’effondrement d’un immense nuage de gaz interstellaire. C’est aujourd’hui une sphère de 1 392 000 km de diamètre (soit près de 110 fois celui de la Terre) et de masse 1,989.1030 kg (soit près de 330 000 fois celle de la Terre). Cette sphère gazeuse est constituée essentiellement d’hydrogène et d’hélium et sa densité moyenne est de l’ordre de 1 410 kg.m-3, plus faible que celle de la Terre solide mais bien plus élevée que celle de l’atmosphère terrestre.

6La température à la surface est de 5 770 K, celle du centre estimée à quinze millions de K. C’est de ce cœur où se produisent des réactions nucléaires par fusion de noyaux d’atomes d’hydrogène en hélium que le Soleil tire son énergie. La densité y atteint 151 000 kg. m-3 et la pression s’y élève à 2,33 1011 bar, soit 233 milliards de fois la pression atmosphérique terrestre.

7La distance Terre-Soleil varie de 147,1 millions de kilomètres en janvier à 152,1 millions de kilomètres en juillet. La valeur moyenne de cette distance, nommée Unité Astronomique, sert de référence pour comparer les orbites des planètes du Système solaire (1 UA = 149 597 900 km). Cette distance considérable ne doit pas faire oublier que le Soleil est l’étoile la plus proche (cent mille fois plus proche que Proxima du Centaure) que l’on puisse observer.

8Le Soleil est le plus gros objet du Système solaire dont il représente près de 99,8 % de la masse totale. En nombre d’atomes, il contient 92,1 % d’hydrogène, 7,8 % d’hélium, les 0,1 % restants étant constitués de carbone, azote, oxygène et également de métaux.

9Le Soleil tourne sur lui-même en 25,4 jours environ, autour d’un axe incliné de 82°49’par rapport au plan de l’écliptique (plan de l’orbite de la Terre). Comme son sens de rotation est le même que le sens de révolution de la Terre et des autres planètes autour de lui, il paraît tourner plus lentement vu de la Terre (27,5 jours environ). Sa rotation est aussi différentielle : beaucoup plus rapide à l’équateur (24,6 jours) qu’au voisinage des pôles (35 jours).

Son rayonnement

10Outre la connaissance de sa masse et de son diamètre, l’essentiel de l’information acquise sur le Soleil vient de l’étude de son rayonnement, par ailleurs crucial pour la vie sur Terre.

11Sa luminosité (ou énergie lumineuse totale rayonnée par seconde) est de l’ordre de 3,9 1023 kW soit près de un million de milliards de milliards de centrales électriques de 1 000 MW. Au niveau de la Terre (hors atmosphère terrestre), un m2 reçoit en moyenne 1 370 W, éclairement qui varie avec les saisons et l’activité du Soleil.

12La distribution de l’énergie lumineuse avec la longueur d’onde est proche de celle d’un corps noir porté à la température de 5 770 K. Ceci est vrai de l’ultra-violet (vers 200 nm) jusqu’aux longueurs d’onde radio inférieures à 1 mm. Le pic d’émission a lieu dans le bleu-vert à 470 nm et correspond à une température d’émission de 6 200 K. Les photons émis dans cette vaste gamme proviennent de la « surface » ou photosphère. À première vue, le spectre paraît continu mais à haute résolution spectrale, il est en fait cannelé par de très nombreuses bandes sombres : ce sont les raies d’absorption d’éléments bien identifiés de la couche froide située au-dessus de la photosphère et qui absorbent le rayonnement sous-jacent.

13Ces deux propriétés – température de corps noir équivalent (on parle de température effective) et nature des raies d’absorption – permettent de situer le Soleil par rapport aux autres étoiles. Elles sont à la base de la classification stellaire.

14Cette classification stellaire, initialement définie à partir de la couleur de l’étoile et de l’importance de son rayonnement (sa magnitude), repose sur la température effective d’une part et sur la nature des raies d’absorption d’autre part : les étoiles (bleues) de type O sont à une température de l’ordre de 25 000 K et on y trouve des raies d’absorption de l’hélium et de l’hydrogène ; à l’autre bout de l’échelle, les étoiles (rouges) de type M sont à quelque 3 000 K et montrent des raies d’absorption moléculaires.

Fig. 1 – Granulation et tache solaire. Cette image a été obtenue par l’instrument SOT sur le satellite japonais Hinode à la longueur d’onde 430 nm (bande dite « G » dans le bleu). Ce rayonnement est issu de la photosphère. La zone couverte est de 120 000 sur 100 000 km. On distingue la granulation qui couvre l’essentiel de la surface et la tache constituée de deux zones bien distinctes : l’ombre (région sombre centrale plus grande que la Terre) et la pénombre constituée de fils de matière issue de l’ombre et rejoignant la photosphère. (SOT/Hinode)

15Le Soleil est une étoile de type G (6 000 K), et son spectre révèle, notamment, la présence d’hydrogène, de fer et de calcium (neutre et ionisé). Cette température lui assure un rayonnement dont les propriétés tout à fait « modestes » (comparées aux étoiles très chaudes, sans parler des étoiles très denses comme les étoiles à neutrons ou les trous noirs) ne sont sans doute pas étrangères à l’apparition de la vie sur Terre.

La source interne de ce rayonnement

16Pour la découvrir, il faut pénétrer à l’intérieur du Soleil, pourtant inaccessible à une vue directe. Ce que l’on sait aujourd’hui, soit par des travaux théoriques de modélisation de l’évolution des étoiles (chapitre 7), soit par des mesures indirectes de type sismologie (voir chapitre 8), c’est que le cœur du Soleil s’étend sur un rayon d’environ 175 000 km. Les rayonnements gamma produits par la fusion thermonucléaire s’échappent dans une région dite zone radiative où ils sont en permanence réexpédiés dans toutes les directions par les protons et les électrons. Ils se transforment en photons moins énergétiques et ces parties de ping-pong finissent à une distance d’environ 500 000 km du centre du Soleil. Rencontrant là un gaz plus froid et neutre, ces photons sont définitivement absorbés. Le surplus d’énergie ainsi accumulé ne peut alors être évacué que par de gigantesques mouvements de matière qui apportent la chaleur à la surface. La zone ainsi située entre 500 000 et 696 000 km est appelée zone convective.

17Entre le cœur et la surface, règnent donc des conditions incroyablement diverses qu’il s’agisse de la température (une quinzaine de millions de K dans le cœur jusqu’à 4 200 K au-dessus de la surface) ou de la densité, qui passe de valeurs élevées dans le cœur (un litre de gaz y contient 100 kg de matière) à des valeurs très faibles (à la surface elle est 10 000 fois moins dense que l’air que nous respirons).

Granulation… et champ magnétique

18Les indices les plus évidents du régime de brassage à l’œuvre dans la zone convective viennent d’images de la surface du Soleil (figure 1). La précision des instruments actuels (au sol ou dans l’espace), leur capacité d’observation continue (et les traitements informatiques des images) permettent aujourd’hui de suivre l’évolution des « granules » de gaz chaud qui viennent éclater à la surface comme des bulles d’air dans une casserole d’eau portée à ébullition. La taille de ces granules est de l’ordre de 1 000 km : au centre, la matière montante est chaude et donc brillante ; parvenue à la surface, elle peut dissiper son rayonnement et se refroidit ; les bords de ces granules sont plus sombres, signe de l’enfouissement de la matière refroidie. On mesure bien leur durée de vie (de l’ordre d’une dizaine de minutes), les vitesses d’ascension et de descente de la matière (de l’ordre du dixième de km/s), les écarts de température (de l’ordre de quelques dizaines de K).

19Mais il est une autre énergie qui intervient au sein de ce gaz à près de 6 000 K, une énergie cachée.

20Dans la figure 1, on voit apparaître des régions sombres (donc plus froides) : les taches solaires, déjà aperçues par Galilée. C’est en positionnant la fente de son spectrographe sur l’image de ces taches que l’astronome américain George Hale a pu, en 1908, observer un dédoublement de certaines raies sensibles au champ magnétique. On a mesuré depuis, et avec une extrême précision, ce champ magnétique, qui peut atteindre plus de 0,1 Tesla, soit 10 000 fois le champ magnétique terrestre. De tels champs magnétiques ont une profonde influence sur l’atmosphère du Soleil, comme nous le verrons plus loin. Mais ce champ exceptionnel est l’arbre qui cache la forêt : présent partout à la surface du Soleil, il est poussé vers la frontière entre granules où il émerge un peu coincé (ce sont les structures allongées très brillantes de la figure 1, structures, à peine discernables, en dehors de la tache) et, rencontrant en montant un milieu de plus en plus dilué, il étend sa région d’influence jusqu’à piéger le gaz. Il joue donc un rôle fondamental dans les couches les plus externes du Soleil, et notamment sa couronne.

La couronne solaire

21À la surface du Soleil, la température est de l’ordre de 6 000 K. Continuons notre ascension : l’atmosphère au-dessus de la surface nous réserve quelques surprises. Quelques centaines de km plus haut, la température est descendue à 4 200 K environ, et l’on pourrait s’attendre à ce qu’elle diminue encore quand on s’éloigne de la source d’énergie.

22Mais non ! Dans un premier temps, sur un millier de km, la température augmente jusqu’à 10 000 K : c’est la chromosphère, couche colorée visible à l’occasion d’une éclipse ; dans un deuxième temps, la température grimpe allègrement, sur quelques centaines de km, à plus d’un million de degrés K et caractérise ainsi une zone chaude très étendue, elle aussi bien visible en éclipse totale : la couronne. Cette augmentation brutale de la température s’accompagne d’une diminution tout aussi brutale de la densité, ce qui explique que la couronne ne soit visible, du moins dans les couleurs ordinaires, que quand le disque ultra-brillant est occulté, par exemple par la Lune. Dans ces conditions de température (1 à 2 millions de K), les atomes du gaz perdent leurs électrons, ainsi libérés, et deviennent des ions chargés positivement : on dit que le gaz est ionisé et constitue un plasma. Le champ magnétique a alors toute facilité pour piéger et orienter ces particules chargées, ions et électrons.

23Il convient alors de distinguer deux cas de figures :

De la matière qui s’évade le long du champ magnétique : le vent solaire

24Le champ est « ouvert », c’est-à-dire que si au départ du champ à la surface de l’étoile la polarité est Nord, on ne trouvera la polarité Sud que très loin dans l’espace interplanétaire. C’est le cas notamment des trous coronaux polaires bien visibles sur la figure 2. Examinons pour l’instant les régions polaires de la figure, en particulier la moitié gauche du disque solaire, vu ici dans une raie EUV (ultra violet extrême) de l’hélium une fois ionisé. On remarque que les deux calottes polaires sont plus sombres (régions appelées trous coronaux) et que semblent en sortir des rayons nettement radiaux. Le passage étant ouvert par le champ magnétique, on comprend que la matière chargée puisse s’en échapper pour former un vent rapide, de l’ordre de 800 km/s. À vrai dire, on ne sait pas pourquoi ce vent est plus rapide que le vent résultant de la simple « évaporation » de la couronne alors que la température de la source coronale arrive à peine au million de K, contrairement à la couronne voisine plus chaude. Des mécanismes mettant en jeu un couplage entre les particules ionisées qui tournent autour des lignes de champ magnétique et les ondes produites plus bas dans la chromosphère sont sans doute à l’œuvre. À côté de ce vent rapide, coexiste un vent plus lent de l’ordre de 400 km/s. La perte de masse due à ces vents (un million de tonnes par seconde) ne doit pas nous inquiéter car il faudrait attendre quelque 10 000 milliards d’années pour épuiser ainsi la masse du Soleil. L’impact de ces vents sur notre Terre ne doit pas, lui, être sous-estimé, car le champ magnétique emporté par le vent va buter contre le champ magnétique de la Terre et le perturber. Ce vent atteint enfin les confins de l’héliosphère (située à plus d’une centaine d’UA) où il rencontre le vent interstellaire avec lequel il échange sa charge électrique.

De la matière prisonnière d’énormes pièges magnétiques : les boucles coronales

25Le champ magnétique est « fermé » et souvent intense : les lignes issues d’un pôle Nord (local, par exemple une tache) se ferment alors en un pôle Sud à proximité (par exemple une autre tâche), non sans s’être déployées dans la couronne diluée. Ce sont les boucles coronales de la figure 3. Elles peuvent atteindre des hauteurs de 100 000 km ; par contraste, leur section (leur « épaisseur ») est de l’ordre de quelque 100 km, et peut-être même moins encore. La stabilité de ces boucles, leur état thermique exact, les mouvements de matière longitudinaux, le fait même que leurs sections semblent constantes d’un pied à l’autre restent à ce jour des énigmes entières. On soupçonne que chacune de ces boucles élémentaires est en fait constituée de fibres très fines dont la taille réelle est inaccessible à l’instrumentation présente. C’est dire aussi qu’une telle structuration de la matière à des échelles élémentaires de l’ordre du km (la distance parcourue par un proton entre deux collisions) soulève de nouveaux problèmes de (micro) physique des plasmas.

Fig. 2 – Couronne et Éjection de Masse Coronale (CME). Chaque image, qui représente l’évolution temporelle d’une CME, est constituée d’un montage de trois images obtenues par la sonde STEREO de la NASA : à droite, l’image centrale, dans l’extrême ultraviolet, visualise la couronne très près du disque solaire (instrument EUVI) ; à sa gauche, l’image suivante obtenue dans la lumière visible, visualise la couronne jusqu’à deux rayons solaires, soit 1 400 000 km, au-dessus du disque (coronographe COR1) ; à gauche encore, l’image très étendue, obtenue elle aussi en lumière visible, visualise la couronne jusqu’à 13 rayons solaires, soit 9 millions de km, au-dessus du bord (coronographe COR2). (Nasa/STEREO)

26Ces boucles coronales ne sont visibles que par l’observation dans des rayonnements de fréquences élevées (soit de courtes longueurs d’onde) : EUV et X émis par de la matière chaude, de l’ordre du million de K. La durée de vie des boucles coronales peut être aussi importante que celle de l’ensemble magnétique dont elles relèvent : un tel complexe magnétique, dit région active, peut subsister pendant plusieurs rotations solaires (ou plusieurs mois). Il lui arrive aussi « d’exploser » avec abondance d’émission lumineuse (surtout X et EUV), départ de particules mises en mouvement par de puissants accélérateurs situés dans la couronne solaire et éjection colossale de matière : ce sont les éruptions (sursauts ou « flares » en américain) et éjections de masse coronale (Coronal Mass Ejections, ou CME).

Fig. 3 – Boucles coronales. Cette image a été obtenue dans l’euv par le satellite TRACE de la NASA. Elle a été traitée de façon à mettre en évidence la structure fine de boucles coronales en-dehors du bord solaire. Les régions sombres correspondent à de la matière plus froide que le milieu coronal ambiant et qui absorbe le rayonnement de la couronne. Noter que les boucles centrales atteignent une altitude de 200 000 km alors que leur épaisseur ne dépasse pas 1 000 km. (TRACE)

Les filaments et protubérances solaires

27Avant d’étudier ces emballements dans l’atmosphère solaire, il faut dire quelques mots de structures qui avaient fasciné les observateurs du XIXe (notamment le père Secchi qui les décrivait ainsi dans son livre intitulé Le Soleil (1877) : des « amas de matière lumineuse ayant une grande vivacité et possédant une activité photogénique très remarquable ») : les protubérances solaires qui « dépassent » du bord solaire et qui apparaissent comme des filaments sombres sur le disque solaire.

28Une protubérance est une poche de plasma dense (1017 m-3) et froid (8 000 K) dans la couronne solaire chaude et diluée. Elle apparaît brillante au-dessus du limbe car sa matière absorbe et diffuse le rayonnement chromosphérique sous-jacent et apparaît donc brillante, vue au-dessus du bord. Pour la même raison, on la voit comme un filament sombre sur le disque (figure 4). Sa longueur peut atteindre quelques centaines de milliers de km, sa hauteur quelques dizaines de milliers de km et son « épaisseur » plusieurs milliers de km.

Fig. 4 – Filament dans la raie Hα. Cette image a été obtenue le 22 août 2003 par le Swedish Solar Telescope (Îles Canaries) dans une raie de l’Hydrogène située dans la partie rouge du spectre (656.3 nm). Le filament lui-même constitué de fils très allongés est situé dans la partie basse de l’image. Sa matière est plus froide que la chromosphère environnante et absorbe son rayonnement. Noter une tache solaire en haut à gauche de l’image. (SST)

29La magnétométrie de la surface solaire a montré que la composante verticale du champ magnétique s’annule à l’aplomb des filaments et qu’ainsi ces lignes neutres (pas du tout rectilignes !) sont des régions frontières entre polarités opposées. On peut donc imaginer que la matière est retenue dans des creux situés au sommet de ponts magnétiques traversant la frontière. Comme le montre la figure 4, ces ponts sont très fins (leur section est sans doute de l’ordre de 100 km), parallèles entre eux et inclinés par rapport à la direction générale du filament. Les films obtenus au sol (Swedish Solar Telescope) et dans l’espace (Solar Optical Telescope sur le satellite japonais Hinode) montrent que la matière se déplace avec des vitesses de quelques km/s le long de ces ils fins. C’est dire que ces structures apparemment stables, puisqu’elles peuvent durer jusqu’à plusieurs mois, ont une vie intérieure très agitée. Ajoutons qu’elles mettent en œuvre une masse considérable (des milliards de tonnes), une fraction non négligeable de la masse de toute la couronne.

Les éruptions solaires

30C’est en 1859 que l’observateur anglais R. Carrington détecta une augmentation brutale et très localisée de l’émission visible à la surface du Soleil dans la bande dite « lumière blanche ». L’événement devait être exceptionnellement fort car ce sont les couches supérieures de l’atmosphère solaire (chromosphère et couronne) qui sont ordinairement concernées par le phénomène alors que le surplus d’émission en lumière blanche provient, lui, de la photosphère. Comment en arrive-t-on à une explosion mettant en œuvre des énergies atteignant 1026 Joule (soit l’équivalent de l’énergie lumineuse émise par tout le Soleil pendant une seconde) ?

31Il faut admettre que la stabilité magnétique et mécanique d’une région active est très précaire : les mouvements photosphériques incessants des pieds des structures dus à la granulation produisent des torsions ou des cisaillements qui peuvent conduire à des instabilités électromagnétiques à l’occasion, par exemple, de l’émergence d’un nouveau système magnétique. Si ce nouveau champ émergent, même modeste, a le mauvais goût d’être de signe opposé au système qui fait la loi dans la région, on assiste alors à un phénomène nouveau : la reconnexion magnétique. On peut dire que les lignes de champ magnétique prennent alors le plus court chemin qui leur est offert. Ce faisant, elles déclenchent des ondes magnétiques, un régime de courants très intenses s’instaure dans une très fine couche neutre d’où sont accélérées des particules très énergétiques (électrons, protons et noyaux d’hélium) qui suivent les lignes de force du champ magnétique. Les unes, parties vers le bas, vont bombarder la chromosphère et même la photosphère et c’est ce bombardement qui explique l’essentiel de l’augmentation de l’émission lumineuse (100 % en lumière blanche jusqu’à un facteur 100 dans certaines raies EUV et X). Les autres, suivant des lignes de champ ouvertes, vont s’échapper vers l’espace interplanétaire et, pour certaines d’entre elles, atteindre la Terre, entrer par les failles magnétiques de la planète (les cornets polaires) et pénétrer son bouclier magnétique.

Fig. 5 – Variations de l’irradiance totale ou Total Solar Irradiance (TSI) (5a en haut), de l’irradiance UV (raie Lα de l’Hydrogène) (5b au milieu) et de l’irradiance XUV (en dessous de 0.7 nm) (5c en bas) entre les années 2002 et 2009. La période de temps entre les deux lignes pointillées correspond à un fort passage de taches sur la surface. (Dr Tom Woods)

32Notons que ces phénomènes de reconnexion magnétique sont (en partie) à la source des difficultés rencontrées dans les machines de fusion pour assurer la stabilité du plasma. On a ainsi une idée de l’extraordinaire laboratoire naturel que constitue le Soleil.

Les Ejections de Masse Coronales (ou CME)

33Sont souvent – mais pas toujours – associés aux éruptions des départs spectaculaires de matière dont la première la sonde SOHO (Solar Heliospheric Observatory) a pu mesurer l’ampleur et la fréquence dans les années 1996-2006. Mais avec les deux sondes STEREO qui observent le Soleil sous des angles différents et qui possèdent également un jeu complet d’imageurs-coronographes, il est désormais possible de suivre ces perturbations coronales quasiment jusqu’à la Terre (figure 2). Cette combinaison d’images a été obtenue à l’aide d’un imageur EUV et de deux coronographes emportés sur l’une des deux sondes de la mission STEREO. Les quatre images sont séparées de 4 à 5 heures et permettent de suivre le développement d’une CME située à gauche. On notera qu’à 17 h 24, la CME a une allure de bulle de plasma. À 21 h 22, cette bulle s’est déplacée de près de deux millions de kilomètres et a pris une allure hélicoïdale dictée par le champ magnétique. On peut dire que la perturbation magnétique à « petite » échelle d’une éruption a pris maintenant la dimension de tout un centre actif et qu’avec le champ magnétique qui s’éloigne du Soleil, c’est aussi de la matière qui s’en va à une vitesse pouvant dépasser 1 000 km/s et jouer ainsi au chasse-neige avec la matière coronale plus lente du vent solaire. On pense toutefois que la masse la plus importante n’est pas devant mais derrière le choc ainsi créé. Cette masse est fournie par la matière d’une protubérance elle aussi déstabilisée par l’éruption et tirée vers le haut par une force électromagnétique d’autant plus forte que le champ magnétique (ou le courant) est plus intense.

Le Soleil, une étoile magnétique

34Nous venons d’évoquer des manifestations brutales – et à ce jour imprévues – de l’activité magnétique du Soleil. Cette activité se manifeste à diverses échelles : celle de l’éruption, soit quelques dizaines de secondes pour que les particules soient accélérées et que l’émission en X durs soit multipliée par mille et celle des cycles solaires, soit une dizaine d’années. C’est cette variabilité, passée, présente et future et son impact possible sur la Terre qui font l’objet d’études très diverses dites de « météorologie de l’espace », ainsi que de débats passionnés.

La cyclicité solaire et la Terre : aujourd’hui et hier…

35Les manifestations de l’activité solaire sont multiples : la source de cette activité étant magnétique, on ne s’étonnera pas que le nombre de taches présentes à la surface augmente entre un minimum et un maximum d’activité. Pendant longtemps, il a d’ailleurs été le seul indice d’activité, appelé « nombre de Wolf », du nom de l’astronome suisse qui l’a proposé. Mais on peut aussi, grâce aux magnétomètres spatiaux, mesurer le flux magnétique total du Soleil (indépendamment de l’orientation du champ, Nord ou Sud). Les cycles ainsi mis en évidence ont une période de l’ordre de 11 ans, en moyenne, et c’est donc au bout de 22 ans environ que le Soleil retrouve une configuration magnétique identique (par exemple un pôle Nord magnétiquement Nord et un pôle Sud magnétiquement Sud).

36On peut aussi, depuis l’avènement des radiomètres spatiaux, c’est-à-dire depuis plus de 25 ans, estimer précisément le rayonnement total du Soleil (au moins celui mesuré depuis la Terre), une quantité appelée irradiance totale. On a constaté alors que ce rayonnement suit fidèlement les variations cycliques magnétiques et que sa fluctuation entre minimum et maximum est de l’ordre de 0,1 % (soit une variation d’éclairement de + ou – 1,5 W/m2 à l’orbite terrestre).

37Mais concentrons notre attention sur les huit dernières années (figure 5). Nous constatons que l’irradiance totale a eu des variations épisodiques de quelques W/m2, jusqu’à 0,3 %, lors du passage de grosses taches à la fin de l’année 2003 (zone en pointillés dans la figure 5a) mais qu’en moyenne elle a baissé de moins d’un W/m2 entre 2002 et la mi-2009. Si nous examinons plus finement les variations d’irradiance dans l’ultraviolet (figure 5b), nous constatons qu’aux périodes de chute d’irradiance totale (passage de taches) correspond une augmentation de l’émission UV (zone en pointillés). Mais aussi qu’entre 2002 et 2009, l’irradiance UV a baissé de 70 % environ. Allons plus loin dans l’UV (figure 5c). Ici encore l’irradiance (en X et en UV plus courts que 7 nm) augmente ponctuellement avec le nombre de taches (zone en pointillés) et diminue entre 2002 et 2009, cette fois de près de 800 % ! Sachant que ce sont ces rayonnements UV qui ionisent l’atmosphère terrestre (jusqu’à créer une couche totalement ionisée appelée ionosphère, celle qui réfléchit certains rayonnements radios), on conçoit que l’impact radiatif du Soleil, notamment dans l’UV, sur le climat de notre Terre fasse l’objet de nombreux travaux et, en ce qui concerne le passé et l’avenir, de nombre de spéculations.

Fig. 6 – Variations de température et densité dans la thermosphère terrestre suite à une éruption solaire. Le groupe d’images du haut représente la répartition de température à 350 km d’altitude dans la thermosphère de la Terre, en fonction du temps indiqué en Temps Universel (UT). Noter l’échelle de variation entre 0 et 100 degrés K. Le groupe d’images du bas représente la répartition de densité à 110 km d’altitude dans la thermosphère en fonction du temps. Noter l’échelle de variation entre 103 et 105 électrons par cm3. La densité varie quasi instantanément avec la production de l’éruption (l’éruption, très intense commence à 17 h 17 et connaît son maximum à 17 h 40) alors que la température ne commence à augmenter qu’une dizaine de minutes plus tard. (Courtesy Gang Lu, NCAR/HAO)

38Mais comment remonter dans le passé ? C’est la mise au point de la lunette puis du télescope, et donc la possibilité de dénombrer les taches visibles à la surface, qui a permis de reconstituer l’activité sur les 400 dernières années. Les résultats montrent des cycles solaires qui diffèrent entre eux par la durée réelle d’un cycle (entre 10 et 12 ans) et le nombre de taches au maximum (quand il n’y a pas plusieurs maxima comme en 2000 et 2002 !). Et surtout une période stupéfiante quasiment sans aucune tache, entre 1650 et 1715, période dite « minimum de Maunder », du nom de l’astronome anglais E. Maunder (qui, coïncidence, correspond au règne de notre roi Soleil !). Les climatologues ont noté que l’Europe a alors connu des hivers très rigoureux (les Londoniens patinaient sur la Tamise). Et il est tentant d’associer cette absence d’activité solaire à une baisse prolongée d’irradiance reçue par la Terre. Les modèles climatiques prédisent en effet qu’une diminution d’irradiance totale de 0,25 %, telle qu’elle a pu se produire pendant ce minimum, conduit à une diminution globale de la température de la Terre de l’ordre de 0,15 C.

39Permet-elle d’expliquer les aberrations climatiques de l’époque ? Et comment connaître exactement la chute réelle d’irradiance pendant le minimum de Maunder ? Est-on sûr aussi qu’il a fait si froid partout et tout le temps ? Le grand incendie de Londres de 1666 n’a-t-il pas coïncidé avec une forte canicule ? N’y a-t-il pas eu en Bourgogne des vendanges précoces donc des étés chauds dans la même période ? Plus troublant encore, l’astronome américain J. Eddy a montré, en étudiant la rotation des quelques taches visibles sur le disque observées au cours des années 1642-1644, que les taches tournaient plus vite et que la rotation différentielle était plus forte, soit les conditions idéales pour créer par un effet dynamo des champs magnétiques plus puissants !

40Est-il possible d’utiliser une autre méthode que le dénombrement des taches et de remonter plus loin dans le temps ? La réponse est oui, si l’on examine des effets géophysiques tels que le contenu isotopique des arbres (méthode de datation du 14C) ou des glaces (méthode de datation du 10Be par laquelle les glaciologues français C. Lorius et J. Jouzel se sont illustrés). Le même astronome américain J. Eddy avait dès 1977 montré que la courbe de variation avec le temps du 14C indiquait un minimum de Maunder, mais il remontait beaucoup plus loin encore pour prouver que le Soleil avait eu un très fort minimum d’activité vers 5 000 ans avant J.-C.

41Il ne faudrait pas toutefois douter de l’influence de la variabilité solaire sur l’atmosphère neutre et ionisée de la Terre ! L’exemple de l’impact des éruptions est assez éloquent. Nous avons vu que des particules solaires sont puissamment accélérées quand la stabilité magnétique d’un centre actif est rompue. Si certaines particules vont heurter la surface solaire, d’autres s’en éloignent, avec une énergie qui peut atteindre quelques GeV (voir p. 281), pour frapper la Terre. Elles arrivent après les rayonnements X et EUV dont l’impact se mesure par des augmentations persistantes de température (jusqu’à 100 C) et de densité électronique (par un facteur 100) dans l’atmosphère neutre terrestre (figure 6). Les particules moins énergétiques arrivent, elles, un ou deux jours plus tard mais leurs effets peuvent être plus forts et persistants. Escortées d’un puissant champ magnétique, elles peuvent faire reculer le bouclier magnétique que constitue la magnétosphère terrestre.

42Elles génèrent des orages magnétiques connus depuis l’invention de la boussole par les Chinois. Entre autres effets, elles conduisent à l’exposition des satellites aux particules solaires (et donc à des pannes fort coûteuses), aux ruptures du réseau de distribution électrique dans les pays nordiques, et bien sûr, aux majestueuses aurores boréales qui sont la trace de précipitations de particules appartenant à l’atmosphère terrestre.

43Les effets climatiques durables d’éruptions répétées restent toutefois à prouver.

La cyclicité solaire et la Terre : aujourd’hui et demain…

44Le comportement bizarre du Soleil en 2008-2009 a conduit les physiciens solaires à se demander s’il ne préparait pas une phase du type « minimum de Maunder ». La fin du cycle 23 (commencé en 1996) était en effet attendue en 2007. Or, le minimum d’activité s’est prolongé en 2008 et même 2009, ce qui a conduit à de nombreuses conjectures sur le moment et l’intensité de la reprise d’activité du cycle suivant. Ces prévisions reposent aujourd’hui non seulement sur l’étude des cycles passés (parmi leurs nombreux paramètres on recherche des « précurseurs »), mais surtout sur l’étude physique des mouvements profonds de l’atmosphère susceptibles d’accélérer ou ralentir l’émergence de champs magnétiques dont nous avons vu le rôle capital dans l’activité solaire. Ces recherches, certes encore loin de prévisions « sûres », sont à mettre au crédit de la sismologie solaire qui permet de sonder l’intérieur du Soleil, qu’il s’agisse de sa densité, de sa température, de ses mouvements méridiens et azimutaux, et de son magnétisme local et global profond. Une vision du monde interne d’une étoile (le Soleil) qui aurait stupéfié l’astronome anglais sir A. Eddington qui avait affirmé que l’intérieur du Soleil resterait opaque à notre observation.

45Quand démarrera donc le cycle 24 ? Les experts prévoient la mi-2009 (ce qui semble se confirmer), un maximum « modéré » vers 2012-2013, avec un nombre de taches près de deux fois inférieur à celui enregistré au maximum précédent en 2000-2002. Nous pouvons affirmer sans trop de risque que ce n’est pas cette chute d’activité qui contrebalancera le réchauffement climatique terrestre en cours…

Le Soleil et la vie sur Terre

46Il est clair que le Soleil joue un rôle capital dans le bilan énergétique du Système solaire en général et de la Terre en particulier. Ce rôle a-t-il toujours été le même ?

47On estime que sa luminosité (et donc l’irradiance totale déjà évoquée) était au début du Soleil plus faible d’environ 30 % qu’aujourd’hui. La Terre était donc alors très froide et les océans en principe gelés, ce qui n’est pas une condition très favorable à l’apparition de la vie. Or, il y a des preuves de vie (fossiles) dès le premier milliard d’années de notre Système solaire. C’est là un paradoxe encore mal expliqué (on pense par exemple à une hyper salinité des océans à cette époque), qui se double d’une autre énigme, celle des effets de l’activité du jeune Soleil. Si la luminosité moyenne du Soleil était plus faible qu’aujourd’hui, l’activité magnétique était sans doute plus forte car il tournait plus vite et fabriquait, par effet dynamo, un courant et un champ magnétique plus forts. On peut soupçonner qu’il envoyait dans l’espace interplanétaire des bouffées plus fortes de particules énergétiques plus violentes et déclenchait des éjections de masse coronale plus colossales et plus fréquentes. Son rayonnement X et UV était sans doute beaucoup plus intense et intermittent qu’aujourd’hui. Le vent solaire lui-même était peut-être dix fois plus fort qu’aujourd’hui.

Formation de la vie : des conditions exceptionnelles ?

48On sait qu’un rayonnement UV énergétique peut briser des molécules, y compris l’ADN. C’est une indication supplémentaire que la vie est apparue en premier lieu dans les océans, à l’abri de ces rayonnements et particules meurtriers. Reconstituer ce scénario est une entreprise passionnante de recherche en bio-astronomie qui nécessite de connaître le présent et le passé du Soleil, de le comparer avec des étoiles équivalentes âgées d’un milliard d’années, telle Alpha du Centaure, et bien sûr de connaître une biologie fonctionnant dans les conditions très particulières de la jeune Terre.

49Ce travail fascinant permet de focaliser la recherche d’autres « terres » (voir le chapitre 24) autour d’étoiles « favorables » comme les étoiles de type solaire (G) mais aussi des étoiles plus froides, moins actives, et surtout plus nombreuses dans notre Galaxie.

La disparition programmée de la vie

50Si la luminosité du Soleil était plus faible de 30 % aux débuts du Soleil, c’est qu’elle croît continûment (mais non linéairement) avec l’âge. Dans un milliard d’années environ, elle passera à une valeur de quelque 10 % supérieure à celle d’aujourd’hui, ce qui signifie une augmentation de température de l’ordre de quelques dizaines de degrés, susceptible de vaporiser les océans. On voit mal alors comment la vie sur Terre pourrait subsister.

51Cet âge critique met des bornes indépassables à la vie sur Terre. Il ne nous dispense pas, au contraire, de maintenir les meilleures conditions pour que cette vie continue sans dommage et que notre civilisation atteigne des niveaux de sagesse et de savoir lui permettant d’envisager la pacifique colonisation « d’autres mondes ».

52Ce savoir passe aussi par une compréhension des humeurs de notre Soleil, qui peuvent mettre en danger le moindre voyage interplanétaire. Ces humeurs étant dictées par ses champs magnétiques changeants, il est de toute première importance de les observer pour comprendre le fonctionnement d’une dynamo plus de cent fois plus grande et près de dix mille fois plus intense que celle de la Terre.

53Les physiciens solaires peuvent compter sur une multitude de missions spatiales, dont la mission Picard du CNES et Solar Dynamics Observatory de la NASA qui observera le Soleil 24 heures sur 24 toutes les 10 secondes ! Vers 2016-2017, d’autres missions commenceront à explorer notre étoile in situ (selon le mode des missions planétaires) : la mission Solar Orbiter de l’Agence spatiale européenne ira visiter la banlieue coronale et sortira de l’écliptique pour sonder les pôles du Soleil. La mission Solar Probe Plus de la NASA, plus kamikaze, se rapprochera à moins de 7 millions de km (10 fois le rayon solaire) de la surface du Soleil pour déchiffrer les mystères du chauffage et de la turbulence de la couronne.

54Sans doute en saurons-nous alors beaucoup plus sur la machine Soleil, une machine où se produisent des processus physiques très variés, allant des réactions thermonucléaires de fusion dans le cœur à la reconnexion magnétique dans la couronne. Une machine où les échelles spatiales vont du rayon du Soleil au km et où les échelles temporelles peuvent aller de la seconde (au cours d’une éruption) à la dizaine d’années (l’échelle d’un cycle). Un système complexe dont la compréhension est nécessaire pour les progrès de l’astrophysique et de la physique des relations Soleil-Terre.

Bibliographie

Références bibliographiques

Ouvrages généraux d’astronomie qui contiennent des chapitres sur le soleil

Grand Atlas de l’Astronomie, 1993, sous la direction de J. Audouze et G. Israël, Encyclopaedia Universalis.

Le Grand Livre du Ciel, 2005, P. de la Cotardière et R. Ferlet, Paris, Bordas.

• M. Marcelin, 2004, L’astronomie, Paris, Hachette.

Sur le Soleil

• P. Lantos, 1997, Le Soleil en face, Paris, Masson.

• K. Lang, 1997, Le Soleil et ses relations avec la Terre, Berlin, Springer Verlag.

• J. Lilensten & J. Bornarel, 2001, Sous les feux du Soleil, Paris, EDP Sciences.

• S. Vauclair, 2002, La chanson du Soleil, Paris, Albin Michel.

• C. Ngô, J. -P. Verdet, J.-C. Vial, Soleil, 2004, Paris, Fayard-Cité des sciences et de l’industrie.

Et aussi

• J.-C. Vial, 2004, 3 cours sur « Le Soleil, étoile de la Terre », mars-avril 2004, Les carrefours du savoir, Le collège de la Cité des Sciences (cours disponibles sur : http://www.cite-sciences.fr/francais/ala_cite/college/03-04/carrefours/cours/03-04-soleil/03-vial/index.htm).

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Granulation et tache solaire. Cette image a été obtenue par l’instrument SOT sur le satellite japonais Hinode à la longueur d’onde 430 nm (bande dite « G » dans le bleu). Ce rayonnement est issu de la photosphère. La zone couverte est de 120 000 sur 100 000 km. On distingue la granulation qui couvre l’essentiel de la surface et la tache constituée de deux zones bien distinctes : l’ombre (région sombre centrale plus grande que la Terre) et la pénombre constituée de fils de matière issue de l’ombre et rejoignant la photosphère. (SOT/Hinode)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11523/img-1.jpg
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Légende Fig. 2 – Couronne et Éjection de Masse Coronale (CME). Chaque image, qui représente l’évolution temporelle d’une CME, est constituée d’un montage de trois images obtenues par la sonde STEREO de la NASA : à droite, l’image centrale, dans l’extrême ultraviolet, visualise la couronne très près du disque solaire (instrument EUVI) ; à sa gauche, l’image suivante obtenue dans la lumière visible, visualise la couronne jusqu’à deux rayons solaires, soit 1 400 000 km, au-dessus du disque (coronographe COR1) ; à gauche encore, l’image très étendue, obtenue elle aussi en lumière visible, visualise la couronne jusqu’à 13 rayons solaires, soit 9 millions de km, au-dessus du bord (coronographe COR2). (Nasa/STEREO)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11523/img-2.jpg
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Légende Fig. 3 – Boucles coronales. Cette image a été obtenue dans l’euv par le satellite TRACE de la NASA. Elle a été traitée de façon à mettre en évidence la structure fine de boucles coronales en-dehors du bord solaire. Les régions sombres correspondent à de la matière plus froide que le milieu coronal ambiant et qui absorbe le rayonnement de la couronne. Noter que les boucles centrales atteignent une altitude de 200 000 km alors que leur épaisseur ne dépasse pas 1 000 km. (TRACE)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11523/img-3.jpg
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Légende Fig. 4 – Filament dans la raie Hα. Cette image a été obtenue le 22 août 2003 par le Swedish Solar Telescope (Îles Canaries) dans une raie de l’Hydrogène située dans la partie rouge du spectre (656.3 nm). Le filament lui-même constitué de fils très allongés est situé dans la partie basse de l’image. Sa matière est plus froide que la chromosphère environnante et absorbe son rayonnement. Noter une tache solaire en haut à gauche de l’image. (SST)
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Légende Fig. 5 – Variations de l’irradiance totale ou Total Solar Irradiance (TSI) (5a en haut), de l’irradiance UV (raie Lα de l’Hydrogène) (5b au milieu) et de l’irradiance XUV (en dessous de 0.7 nm) (5c en bas) entre les années 2002 et 2009. La période de temps entre les deux lignes pointillées correspond à un fort passage de taches sur la surface. (Dr Tom Woods)
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Légende Fig. 6 – Variations de température et densité dans la thermosphère terrestre suite à une éruption solaire. Le groupe d’images du haut représente la répartition de température à 350 km d’altitude dans la thermosphère de la Terre, en fonction du temps indiqué en Temps Universel (UT). Noter l’échelle de variation entre 0 et 100 degrés K. Le groupe d’images du bas représente la répartition de densité à 110 km d’altitude dans la thermosphère en fonction du temps. Noter l’échelle de variation entre 103 et 105 électrons par cm3. La densité varie quasi instantanément avec la production de l’éruption (l’éruption, très intense commence à 17 h 17 et connaît son maximum à 17 h 40) alors que la température ne commence à augmenter qu’une dizaine de minutes plus tard. (Courtesy Gang Lu, NCAR/HAO)
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Auteur

Directeur de recherche à l’Institut d’Astrophysique spatiale (CNRS-université Paris-Sud) à Orsay. Ses travaux portent sur l’étude spectroscopique UV de l’atmosphère solaire à partir de données issues de missions spatiales auxquelles il a contribué. Ses intérêts se tournent aujourd’hui vers les relations Soleil-Terre. Il est co-auteur de diverses encyclopédies et en 2004 de l’ouvrage « Soleil » avec C. Ngo et J.-P. Verdet

© CNRS Éditions, 2010

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