(S-2) L'apparence du soleil

Comment observer le soleil

La méthode la plus sûre pour observer le soleil est sans doute due initialement à Christopher Scheiner, un des trois observateurs qui revendiquent la découverte des taches solaires (les deux autres étant Galilée et Fabricius). Il projetait l'image du soleil, agrandie grâce à son télescope, sur un écran plat et blanc. C'est toujours la méthode de choix pour les observateurs. C'est d'ailleurs celle du plus grand télescope solaire du monde, au "Sacramento Peak" ("Sac Peak") au Nouveau-Mexique, qui projette une vaste image du soleil sur une table, dans une fraîche salle du sous sol. Le tube est solidement relié au sol, et le suivi du soleil est assuré par un miroir mobile situé à son sommet.

Pour observer le soleil, par exemple au cours d'une éclipse, ne le regardez pas directement, mais projetez avec un télescope son image sur une surface plane (qui peut lui être attachée par un dispositif adéquat) ou même à l'aide d'un morceau de carton percé d'un trou d'épingle. Autre solution : un filtre solaire, spécial pour télescope, ou aussi un film noir et blanc totalement surexposé (ou les parties noires d'un vieux film radiographique ) ou un masque à souder. Dans tous les cas, l'éclat du soleil doit apparaître confortablement affaibli.

En de rares occasions, le soleil, proche de l'horizon, est entouré d'une brume épaisse qui l'obscurcit mais ne le fait pas apparaître distinctement. Dans ces cas, les plus grandes taches solaires peuvent être aperçues à l'œil nu, et ont en fait été décrites bien avant Galilée, par des observateurs chinois ou autres. Mais la luminosité du soleil doit être atténuée, il doit ressembler à une orange sur l'horizon.

Quelle est la distance du soleil ?

Suite à l'observation des mouvements des diverses planètes, les astronomes en déduisent facilement pour chacune la valeur de T d'où ils tirent a et peuvent donc calculer en AU la distance moyenne des planètes au soleil. Nous obtenons ainsi une très bonne approximation des dimensions relatives des orbites planétaires. Mais pour connaître leurs distances réelles en kilomètre ou en miles, il faut mesurer au moins une de ces distances.

Sur une carte dont l'échelle est inconnue, il suffit simplement de connaître la valeur d'une seule distance pour évaluer toutes les autres. C'est la même chose ici : Il suffit de connaître la distance de la terre à n'importe quelle autre planète. Quand, par exemple, des radio - signaux ont été réfléchis pour la première fois sur la planète Vénus par le radiotélescope géant de Arecibo, Porto Rico (une construction plane étayée par une vallée en forme de cuvette), le délai entre l'émission et la réception a permis une plus grande exactitude que précédemment pour l'évaluation de l'Unité Astronomique. Une exactitude encore plus grande a été obtenue grâce aux radio - signaux de Voyager 2, lorsque qu'il a rejoint Uranus et Neptune (donnant une plus longue distance de base), ou par les landers de Viking sur Mars (donnant une position plus précisément définie).

Les couches du soleil

Ce qu'il nous apparaît être la "surface" du soleil est une couche relativement fine (environ 100 kilomètres soit 1/7000 du rayon du soleil) dénommée photosphère. Les couches sous- jacentes ne peuvent pas être observées, mais, il est normal qu'elles deviennent progressivement de plus en plus denses en profondeur comme pour l'atmosphère de la terre, du fait de la pression des couches les unes sur les autres et aussi de plus en plus chaudes, puisque la chaleur du soleil naît dans noyau et se diffuse vers l'extérieur.

De la même façon, les couches de l'atmosphère solaire sont de plus en plus raréfiées au-dessus de la photosphère, si bien qu'elles deviennent transparentes à la lumière sous jacente. Jusqu'au 20ème siècle, ces couches ne pouvaient être observées que lors d'une éclipse totale de soleil, lorsque la lune cache son disque.

En observant une éclipse de soleil, on perçoit la couche juste au-dessus de la photosphère -- la chromosphère , rougeâtre ("chromos"=couleur, d'environ 5000 kilomètres d'épaisseur. Encore plus au-dessus, se situe la corona (couronne )aux flammes rougeoyantes s'estompant avec la distance, bien que des longues poses photographiques avec des films sensibles les détectent sur plusieurs rayons solaires.

Les projections de la couronne situées plus haut qu'aux latitudes moyennes du soleil se réunissent parfois en voûtes : cela fait donc penser que ces structures sont en rapport avec les champs magnétiques. Impression renforcée par "les " plumes polaires" en face des pôles nord et sud, diffuses comme de la limaille de fer aux extrémités d'un aimant, ce qui démontre que le soleil présente deux pôles magnétiques comme la terre,.

La chaleur de la couronne

    Cette haute température est imputable au rayonnement de leurs atomes. Dans un gaz chaud raréfié, l'émission de lumière ne suit plus un modèle simple dépendant de la température, comme c' est le cas pour le fer chauffé au rouge ou le filament d'une ampoule ( tous les deux de structure solide). Au contraire, (voir la section S-4), elle n'est composée que d'une sélection de couleurs ("lignes spectrales") correspondant à celle des atomes qui l'émettent. L'examen de l'émission d'atomes (ou plutôt ions) analogues au fer déshabillé de 13 de ses électrons conclut à une température d'environ 1,000,000°C (degrés Celsius) pour la couronne et de 30,000°C pour la chromosphère.

    La haute température de la couronne peut également être analysée en fonction de son émission de rayons X et UV extrêmes. L'enregistrement (obligatoirement au-dessus de l'atmosphère) de ces émissions est effectivement devenu la méthode élective d'observation de la couronne (voir la section S-6). Pour voir ce genre d'images, en fausses couleurs, selon la température des différentes régions, cliquez Ici. Elle montre que la chaleur n'est pas également distribuée.

    La couronne se chauffe de façon encore mystérieuse. Ce ne peut être la simple transmission de la chaleur de la photosphère située juste en dessous, puisque un simple rayonnement thermique ne produit jamais une température plus élevée que la sienne. Essayez de concentrer la lumière du soleil avec des loupes ou des miroirs : en supposant pouvoir conserver l'échantillon résultant de l'évaporation, vous ne pourrez jamais l'obtenir plus chaud que le soleil. Quand l'échantillon s'échauffe, il rayonne, et plus il approche de la température du soleil, plus il perd de chaleur, autant qu'il n'en gagne !

    Dans certaines théories initiales, très vite réfutées, l'apport d'énergie viendrait de l'extérieur à la faveur des chutes régulières des météorites, considérablement accélérées par la gravité du soleil. Aujourd'hui, on pense qu'il s'agit d'une réaction du plasma aux champs magnétiques locaux, mais nous ne savons pas vraiment comment. On avance que des ions très rapides se regrouperaient en une sous- population, en gardant leur énergie, par manque de collisions. La gravité solaire maintient les composants les plus ralentis juste au dessus de la photosphère, et les ions, très chauds, occupent les couches supérieures, ce qui échauffe considérablement la couronne.

    Avec d'autres théories, les ondes du plasma issues de la photosphère atteignent la couronne mais sont incapables de progresser dans le gaz raréfié et y dissipent leur énergie. Le gaz recevant cette énergie est lui aussi raréfié et se réchauffe jusqu'à une haute température. (Pour plus de renseignements au sujet de la couronne, voyez Ici.)

Le Vent Solaire

    La gravité du soleil est encore beaucoup plus forte, mais une atmosphère à un million de degré ne peut quand même y être entièrement retenue. Par conséquent, la couronne rejette régulièrement vers l'espace un jet de plasma chaud, appelé vent solaire La couronne ne risque cependant pas de disparaître puisqu'elle est constamment complétée par le niveau sous jacent. Eugene Parker avait prédit le vent solaire dès 1958. Il a été progressivement confirmé par les instruments scientifiques installés à bord de la seconde fusée lunaire soviétique en 1959, de Explorater 10( NASA) en 1961 et de Mariner2 en 1962. les flammes (streamers)de la couronne correspondent à la naissance du vent solaire.

    Aux environs de l'orbite de la terre, la densité moyenne du vent solaire est d'environ 6 ions/cm³, à comparer avec les 2.5 10¹⁹ molecules/cm³ de notre atmosphère au niveau de la mer. il est plus raréfié que le meilleur des vides obtenus en laboratoire. Ce vent solaire, originaire des basses et moyennes latitudes du soleil, arrive sur la terre à une vitesse moyenne de 400 km/sec; au-dessus des pôles du soleil cette vitesse est presque double, comme l'a montré la sonde Ulysses. Au delà de l'orbite de la terre, le vent solaire continue bien au delà de l'orbite de Pluton, sans ralentir (mais avec une densité décroissante, parce que ses particules s'écartent les unes des autres). Les scientifiques espèrent maintenir le contact avec Voyager 2, maintenant très éloigné du soleil, lorsqu'il franchirat au cours du 21ème siècle sa limite externe ("heliopause"), ou du moins "le front terminal," la discontinuité qui la précéde.

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