Effet du Rayonnement Solaire sur le Globe Terrestre |
Aziz El Rhalami
Faculté des Sciences de Rabat, e-mail arhalami@hotmail.com
Notre soleil
est une étoile parmi des milliers d’autres qui se trouvent
dans notre galaxie : Voie Lactée. Cette dernière elle
aussi compte parmi des milliers d’autres constituant ensemble
notre Univers. Le Soleil « le cœur du Système Solaire
», par ces effets gravitationnels de son imposante masse, domine
le notre système planétaire dont la Terre fait partie.
L’énergie libérée par le soleil fournit soit
d’une manière direct ou indirect toute l'énergie
nécessaire à la vie sur Terre.
Le Soleil de plus constitue une ressource pour l'étude des phénomènes
stellaires; notre étoile est plus favorisée d’être
étudiée avec autant de détails. A titre d’exemple;
Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil, est située
à 4,249 années lumière, soit environ 4.1013 km;
pour observer les caractéristiques de sa surface de manière
comparable à ce que l'on peut voir couramment à la surface
du Soleil, il faudrait utiliser en théorie un télescope
de 30 km de diamètre au minimum. L’étude du Soleil
a commencé suite à la découverte des taches solaires
à l’œil nue par les astronomes chinois dès
200 av. J.-C. En 1611. Galilée profita de la mise au point de
la lunette astronomique pour les observer avec plus de précision.
Sa découverte marqua le début d'une nouvelle approche
dans l'étude du Soleil.
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En 1814, une autre étape a été franchie avec l'utilisation
du spectroscope par le physicien allemand Joseph von Fraunhofer. Bien
que le spectre du Soleil ait été observé dès
1666 par le physicien, mathématicien et astronome anglais sir
Isaac Newton, Fraunhofer, avec ses travaux précis et détaillés,
posa les fondements des premières tentatives d'explication théorique
de l'atmosphère solaire. En fait, une partie des rayonnements
de la surface visible du Soleil, la photosphère, est absorbée
par des gaz légèrement plus froids, situés juste
au-dessus de cette surface.
Cependant, l'absorption n'affecte que certaines longueurs d'onde. En
1859, le physicien allemand Gustav Kirchhoff démontra que l'absence
de certaines longueurs d'onde dans le spectre de Fraunhofer était
due à l'absorption des rayonnements correspondants par des atomes
de matière ordinaire, identiques à ceux que l'on trouve
sur Terre. Ainsi, il devenait possible d'obtenir des informations détaillées
sur les objets célestes en étudiant la lumière
émise par ces objets « la naissance de l'Astrophysique
».
Parmi les instruments dont l'invention influença considérablement
la physique solaire, on peut
citer le spectrohéliographe, spectrographe à haute résolution
conçu pour l'étude du spectre solaire (mis au point en
1891 par George Hale), le coronographe, lunette astronomique spéciale
inventée en 1931 par l'astronome français Bernard Lyot,
qui permet d'étudier la couronne solaire en réalisant
dans l'instrument une éclipse solaire artificielle, le magnéto
graphe, inventé en 1948 par l'astronome américain Harold
Babcock et son fils Horace, et qui sert à mesurer l'intensité,
la direction et la répartition du champ magnétique à
la surface du Soleil. Le développement des fusées et des
satellites a ensuite permis aux scientifiques d'observer le rayonnement
émis par le Soleil dans des longueurs d'onde absorbées
par l'atmosphère terrestre.
Parmi les instruments conçus pour être utilisés
dans l'espace, on trouve le télescope à rayon gamma qui
par le principe de fonctionnement les astronomes peuvent reconstituer
des images des objets source de rayonnement
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Avant de parler des effets de rayonnement sur le globe terrestre nous allons tous d’abord donner la structure et la composition du Soleil,
Structure interne du Soleil
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Provenant des profondeurs, l’énergie total émise par le Soleil est sous forme de rayonnement remarquablement constante. Comme la plupart des autres étoiles, le Soleil est principalement constitué d'hydrogène 71%, d'hélium 27%, et d'autres éléments, plus lourds 2 %. Au centre du Soleil, la température atteint environ 16 millions de degrés Celsius, la densité étant alors égale à 150 fois celle de l'eau. Ces conditions favorisent l'interaction des noyaux des différents atomes d'hydrogène, qui subissent une fusion nucléaire. Le résultat de ce processus, lorsqu'il se répète, est la fusion de quatre noyaux d'hydrogène en un noyau d'hélium, avec émission d'énergie sous forme de rayonnement gamma. Chaque seconde, l'énergie générée par la réaction en chaîne, qui provoque la fusion d'une énorme quantité de noyaux, équivaut à celle libérée par l'explosion de 100 milliards de bombes à hydrogène d'une mégatonne. La combustion nucléaire de l'hydrogène au cœur du noyau solaire se produit jusqu'à une distance d'environ un quart du rayon du Soleil.
Spectre du Soleil
Le rayonnement émis par le Soleil est photographié
par un spectrographe puis analysé. Les raies noires sont les
raies d'absorption; elles sont dues à l'absorption des rayonnements
par les éléments présents dans l'atmosphère
du Soleil. L'étude de ces raies permet aux scientifiques d'identifier
les éléments constitutifs du Soleil. Par exemple, les
raies dans le jaune indiquent la présence de sodium. L'énergie
libérée par la réaction nucléaire s'évacue
en rayonnant jusqu'à la surface du Soleil. Cependant, à
proximité de la surface, dans la zone de convection, dont la
profondeur est de l'ordre d'un tiers du rayon solaire, l'énergie
est transmise par l'intermédiaire de fortes turbulences gazeuses.
La zone de convection est limitée par la photosphère (épaisse
d'environ 200 km seulement, et ainsi appelée parce que c'est
d'elle que provient la quasi-totalité du rayonnement visible)
: on peut, en observant directement la photosphère et la portion
d'atmosphère située au-dessus d'elle, se rendre compte
de la turbulence qui caractérise la zone de convection.
La photosphère a une apparence irrégulière et tachetée : c'est la granulation solaire, provoquée par la turbulence de la partie supérieure de la zone de convection, située juste en dessous de la photosphère. Chaque granule a une largeur d'environ 2 000 km. Bien que la granulation soit permanente, certaines granules ont une durée de vie limitée à 10 min. Il existe également des formations de convection de plus grande envergure, causées par la turbulence dans les profondeurs de la zone de convection : ce sont les super granules, dont la largeur est de 30 000 km en moyenne, leur durée de vie pouvant atteindre quelques dizaines d'heures.
Taches solaires
En 1908, George Hale découvrit que les taches solaires sont le siège de champs magnétiques intenses. Dans une tache solaire, l'intensité du champ magnétique atteint en général la valeur considérable de 0,25 T. En guise de comparaison, l'intensité du champ magnétique terrestre est inférieure à 0,0001 T. Les taches solaires ont tendance à former des paires dont les champs magnétiques ont des directions opposées. La périodicité du nombre des taches solaires est connue au moins depuis le début du XVIIIe siècle. Au cours du cycle solaire, dont la durée est de onze ans, le nombre de taches solaire augmente, puis diminue. Cependant, le schéma magnétique associé au cycle solaire est beaucoup plus complexe, et il n'a été mis en évidence qu'après la découverte du champ magnétique solaire.
Au début du cycle de onze ans, l'orientation du champ magnétique de la tache solaire dans chaque hémisphère s'inverse. Par conséquent, le cycle complet de l'activité solaire, incluant la polarité du champ magnétique, dure approximativement vingt-deux ans. Les taches ont tendance à être situées aux mêmes latitudes dans les deux hémisphères. Cette latitude varie pendant le cycle, d'environ 45° à environ 5°. Chaque tache solaire a une existence limitée à quelques mois. Le cycle de vingt-deux ans est ainsi le reflet de processus profonds et durables. Même s'ils ne sont pas compris dans leur totalité, les phénomènes liés au cycle solaire semblent être le résultat des interactions entre le champ magnétique et la zone de convection. Ces interactions sont en outre affectées par la rotation du Soleil, qui n'est pas identique sous toutes les latitudes : le Soleil effectue une rotation tous les 27 jours dans la région de l'équateur, contre 31 jours près des pôles.
Champ magnétique
Le champ magnétique solaire est essentiellement localisé en dehors des taches. L'omniprésence du champ magnétique solaire ajoute à la complexité, à la diversité et à la beauté de l'atmosphère extérieure du Soleil. Par exemple, la forte turbulence de la zone de convection concentre une part importante du champ magnétique vers le dessus de la photosphère. Le rayonnement issu de la couche immédiatement supérieure à la photosphère, appelée chromosphère (environ 10 000 km d'épaisseur), illustre bien ce processus. Visible pendant les éclipses totales de Soleil, où elle apparaît comme une fine et magnifique couche de couleur rose vif entourant le disque solaire éclipsé par la Lune, la chromosphère est le siège d'importants jets de matière, les spicules, qui sont projetés à des altitudes comprises entre 6 000 et 10 000 km en quelques minutes.
Les régions proches des taches solaires sont appelées régions actives, et les zones qui les entourent, où l'émission de la chromosphère est uniformément répartie, sont dénommées « plages ». Les régions actives sont le siège d'éruptions solaires, violentes explosions provoquées par la libération très rapide d'énergie stockée sous forme magnétique (le mécanisme exact demeure néanmoins inconnu). Les éruptions solaires s'accompagnent entre autres de modifications du champ magnétique, et surtout de la libération de particules très énergétiques, qui, en atteignant la Terre, peuvent perturber les liaisons radio et provoquer des aurores polaires.
La couronne
La couronne est la région la plus externe de l'atmosphère
solaire. Elle s'étend sur une distance de plusieurs rayons solaires,
comme on peut le voir à l'occasion d'une éclipse totale
de Soleil, ou plus simplement grâce à un coronographe.
Elle est constituée de grands jets de gaz chauds, formant une
structure radiale suivant la localisation des régions actives.
C'est un milieu en perpétuelle évolution, qui répercute
les variations du champ magnétique de la photosphère.
La densité de la couronne solaire La couronne solaire, ou halo
solaire, qui entoure le Soleil, forme l'atmosphère solaire ;
elle est constituée de gaz dont la température dépasse
un million de degrés Celsius. La couleur bleue indique les régions
de densité élevée, la couleur jaune, les régions
de faible densité.
Dans les années 1940, on a découvert que la couronne est
beaucoup plus chaude que la photosphère. La photosphère,
d'où provient la lumière visible du Soleil, a une température
proche de 6 000 K. La chromosphère, qui s'étend sur des
milliers de kilomètres au-delà de la photosphère,
a une température de près de 30 000 K. Mais la couronne,
située juste au-dessus de la chromosphère et qui s'étend
beaucoup plus loin dans l'espace, a une température de plus de
1000000 K. Pour maintenir ce niveau de température, une injection
directe d'énergie dans la couronne est nécessaire.
Découvertes lors des éclipses totales, les protubérances
solaires sont des poches de plasma dense et froid qui apparaissent comme
des extensions de la chromosphère dans la couronne chaude et
diluée. Il existe trois principaux types de protubérances
qui se distinguent par leurs formes et leurs durées de vie :
les protubérances quiescentes, actives et éruptives.
L'une des questions classiques en astrophysique est de découvrir
le mécanisme qui assure la transmission de cette énergie
vers la couronne. Or la réponse n'est pas trouvée, même
si de nombreuses hypothèses ont été avancées.
Les observations effectuées depuis l'espace ont indiqué
que la couronne était composée de boucles magnétiques,
mais la façon dont ces boucles sont portées à très
haute température demeure inconnue.
Au cours d'une éclipse totale, on peut également observer des protubérances solaires. Il s'agit de structures fines, en forme d'arche, apparaissant à la surface de la chromosphère et y formant des filaments sombres. Elles se produisent au voisinage des taches et des régions actives, et peuvent s'étendre jusqu'à 200 000 km d'altitude. Leur durée de vie maximale correspond environ à dix rotations solaires (soit 300 jours), mais dans le cas de protubérances dites éruptives (elles provoquent l'éjection de matière solaire dans l'espace), elle n'est que de quelques minutes ou de quelques heures.
Vent solaire
Sur une distance de un à deux rayons de soleil en partant de sa surface, le champ magnétique est suffisamment fort pour piéger les matières chaudes et gazeuses de la couronne formées en larges boucles. Plus loin du Soleil, le champ magnétique devient plus faible, et les gaz de la couronne peuvent littéralement pousser le champ magnétique vers l'espace. Lorsque c'est le cas, la matière s'écoule le long des lignes du champ magnétique, voyageant dans l'espace sur de longues distances. On appelle vent solaire cet écoulement permanent de matière (en fait, un flux de particules chargées, principalement constitué de protons et d'électrons). Le vent solaire vient généralement de régions appelées trous coronaux. Il provoque des perturbations du champ magnétique terrestre.
ÉVOLUTION
L'histoire passée et future du Soleil est bâtie sur des
modèles théoriques de la structure stellaire. Pendant
les cinquante premiers millions d'années de son existence, le
Soleil s'est contracté jusqu'à atteindre approximativement
sa taille actuelle. L'énergie gravitationnelle libérée
par ce mouvement d'effondrement sur lui-même a chauffé
l'intérieur de l'astre et, lorsque le noyau s'est révélé
suffisamment chaud, la contraction a cessé pour laisser place
à la fusion nucléaire d'hydrogène en hélium,
qui se déroule au cœur du Soleil.
Le Soleil est aujourd'hui vieux d'environ 4,6 milliards d'années.
Il recèle assez d'hydrogène dans son noyau pour que la
réaction nucléaire dure encore 4,6 milliards d'années.
Lorsque le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène,
il changera de structure. Sa surface externe s'étendra au-delà
de l'orbite actuelle de la Terre ou davantage : il se transformera en
une géante rouge, légèrement plus froide en surface
qu'actuellement, mais 10 000 fois plus brillante en raison de sa taille
gigantesque. Le Soleil demeurera une géante rouge, brûlant
l'hélium dans son noyau, pendant un demi-milliard d'années
seulement : sa masse n'est pas suffisante pour qu'il puisse traverser
les cycles successifs d'une combustion nucléaire ou d'une explosion
cataclysmique, comme cela se produit pour certaines étoiles.
Après le stade de géante rouge, le noyau résiduel
du Soleil s'effondrera pour former une naine blanche, petite étoile
de la taille de la Terre environ : il se refroidira alors lentement
pendant plusieurs milliards d'années.
References
La plupart des informations citées dans
cet article sont prises de l’encyclopédie Encarta 2002