Projetés par le magnétisme

Roa Zubia, Guillermo

Elhuyar Zientzia

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Iñigo Arregi est physicien de l’Institut IAC des Canaries. Il travaille avec le satellite Hinode de l'agence spatiale japonaise JAXA, enquêtant sur la surface du Soleil. Ed. Joten Okamoto ©

« Du point de vue astrophysique, le soleil est une étoile normale, mais la plus proche de nous nous intéresse beaucoup », affirme l'astronome Iñigo Arregi, de Tokyo. En fait, Arregi est un physicien théoricien de l'Institut IAC des Îles Canaries et étudie également le Soleil avec la sonde Hinode de l'Agence Spatiale Japonaise JAXA. "Je collabore à la planification et au suivi des observations quotidiennes de Hinode. Chaque jour, les données recueillies dans les heures précédentes sont examinées à la recherche de quelque chose qui pourrait être intéressant."

La spécialité de Hinode est de regarder de près la surface du Soleil, et Arregi connaît parfaitement son aspect. Cependant, ce n'est qu'une apparence. On observe la surface, mais elle n'existe pas vraiment. "Le soleil est une boule de gaz donc il n'a pas de surface définie. La surface visible en vue ou par télescopes optiques est définie par la dernière couche émettant une lumière blanche. C'est pourquoi nous l'appelons photosphère".

La couleur de la surface supposée est importante, car la couleur des étoiles dépend de la température, comme celle des morceaux de fer chauffés au feu. À partir d'une température sont placés en rouge, et de là ils sont chauffés pour attraper orange, jaune et d'autres couleurs. Les plus chaudes sont les étoiles bleues. Le soleil est jaune-blanc parce que la surface est à 6000 ºC. Sur une échelle qui classe les étoiles en fonction de la température, le Soleil est une étoile type G2 : une étoile très commune, bien que les galaxies les plus abondantes ne soient pas de ce type.

En plus de la couleur, il y a quelque chose à voir sur cette prétendue surface. Grâce à la sonde Hinode, Arregi est un témoin quotidien. "À tout moment, il est rempli de millions de granules cellulaires, d'environ 1000 kilomètres de long et ne durent que quelques minutes. Il y a aussi des structures plus grandes, supergranulaires, d'environ 30.000 km de longueur et plusieurs heures de durée ». Tout cela est un paysage sculpté par le champ magnétique du Soleil.

Les granules de la surface du soleil montrent l'influence du magnétisme de l'étoile. Ed. Euskal Henriques/Real Académie Suédoise de la Science ©

« Le magnétisme est la caractéristique qui donne au Soleil une personnalité spéciale », affirme Arregi. Le Soleil, en définitive, est un grand dynamo qui crée un énorme champ magnétique. "La zone traverse toute l'étoile et son environnement. Sur la surface, le magnétisme s'explique par les taches qui apparaissent ici et là". Et ces taches sont comme des portes pour le champ magnétique.

Dans un voyage de l'intérieur du soleil dehors, en dépit de laisser cette image derrière, les caprices du magnétisme ne disparaissent pas. À l'envers. La zone commande dans tout ce qui se passe dehors, qui est le plus grand mystère du Soleil pour les scientifiques actuels.

Le grand mystère du Soleil

Bien que la surface du soleil soit à 6000 °C, la température de la couronne est beaucoup plus élevée. Millions de degrés. En outre, quelque chose se produit dans la couronne, qui propulse les particules chargées vers l'espace. Tout ce qui échappe au soleil est chauffé et accéléré. Mais comment ? C'est l'une des grandes questions sur le soleil.

Le voyage des particules chargées commence dans la photosphère visible à l'œil nu. Certaines d'entre elles, très peu, arrivent sur Terre, mais cette petite quantité a une grande influence. Il interagit violemment avec la magnétosphère terrestre ; les particules de grande énergie changent de forme la magnétosphère. Mais où et comment ces particules ont-elles obtenu de l'énergie ?

Ed. Guillermo Roa/Fondation Elhuyar

La réponse à la question Non est connue. Il est au début du voyage. Comme il est monté au-dessus de la surface du soleil, la densité de gaz diminue rapidement. "Le magnétisme domine la physique qui y arrive. Cette zone de la basse atmosphère est appelée chromosphère. Cette région a une largeur verticale de 2.000 km, ce qui en fait une zone très fine qui sépare la surface de la couronne supérieure », explique Arregi. Dans la chromosphère, les particules sont chauffées jusqu'à une température de 10.000 °C, mais ce n'est que le début de l'effet.

De là commence la couronne du soleil, partie visible des éclipses totales du soleil. « Les structures de la couronne sont en quelque sorte liées au champ magnétique qui sort des taches de la surface, mais la connexion entre la surface inférieure et la couronne supérieure n'est pas encore comprise avec une précision suffisante », explique Arregi.

Parce que les particules sont chauffées et accélèrent principalement dans la couronne, il est évident que les particules absorbent l'énergie quelque part. Et voici le mystère, comment cela se passe.

Tornades dans le Soleil

Vue proche d'une tache solaire le 22 août 2003. Ed. Luc Rouppe Van der Voort/Académie royale des sciences de la Suède ©

En juillet, ils ont publié une explication possible dans la revue Nature. Les astronomes de l'Université d'Oslo ont découvert que la réponse pourrait être en courants magnétiques sous forme de tornades. "Cette même année, nous avons découvert qu'il y a des tornades dans le soleil", dit Arregi. "Ces tornades sont des tourbillons des lignes de champ magnétique". Ces tourbillons, ainsi que les particules, transportent de l'énergie dans l'espace. Le groupe d'Oslo, à travers l'observatoire SDO, a étudié stratigraphiquement la trajectoire ascendante des particules.

Les astronomes ont détecté des tornades magnétiques, ce qui ne signifie pas que ce processus unique se produise dans toute la couronne. Car une seule explication n'est pas suffisante. Si nous considérons chaque processus séparément, nous le comprenons assez bien. Au niveau qualitatif, au moins, ils répondent à de nombreuses questions. Au niveau quantitatif, cependant, il faut déterminer si l'énergie qu'ils peuvent apporter au réchauffement et à l'accélération des particules est suffisante ».

Il y a un grand effort pour recueillir plus de données de la couronne du soleil et pour fournir des données à des chercheurs. Il y a beaucoup de missions. « Il est difficile de donner un nombre concret », dit Arregi. Pour donner une idée, nous avons à ce moment environ dix missions à étudier le Soleil depuis l'espace. Bien que certains soient vieux, même après avoir bien dépassé leur vie initiale, ils sont toujours utiles et leurs données sont importantes, comme la mission SOHO. D'autres plus récents, comme le satellite Hinode de l'agence JAXA, les deux satellites STEREO de la NASA, qui permettent de visualiser l'atmosphère du Soleil de manière stéréoscopique, ou la mission SDO envoyée il y a deux ans par la NASA pour mesurer la couronne solaire et ses différentes températures. Au cours de la dernière décennie, plusieurs missions ont également été conçues pour étudier le vent solaire sur place: WIND et ACE, par exemple".

Pour l'avenir, les efforts se concentrent sur deux aspects généraux. D'une part, observer et comprendre plus en détail la dynamique chromosphère couronne à travers les missions IRIS et SOLAR-C de la NASA. D'autre part, des missions seront lancées pour mieux connaître la genèse et la nature du vent solaire. « Dans cinq ans, l'Agence européenne lancera Solar Orbiter pour étudier le vent solaire et ses points de génération dans les pôles du Soleil. Pour cela, il approchera une distance de 60 rayons solaires du Soleil. Avec la mission Solar Probe Plus de la NASA, ils envisagent de se rapprocher du Soleil. Dans ce cas, l'observatoire atteindra 8 rayons solaires (environ 6 millions de km) sur la surface du soleil, afin de mesurer directement leurs conditions physiques ».

Un géant
Le soleil est géant. Le Soleil a un diamètre de 1.400.000 kilomètres, 3,6 fois la distance entre la Terre et la Lune. Il entrerait 109 Terres, l'une à côté de l'autre. Ce diamètre n'est pas exclusif à l'équateur. La sphère est presque parfaite. La rotation rend les pôles 10 kilomètres plus plats, c'est une déformation très petite, comme si une orange avait une déformation maigre.
Et en masse, il est aussi géant. Près de 99% de la masse du système solaire est solaire. Toutes les planètes, astéroïdes, comètes et astres qui les entourent, unis par toutes les particules disponibles, représentent seulement 1% du système. Le soleil a une masse 1.047 fois plus grande que Jupiter. C'est précisément pour cela qu'il émet de la lumière ; pour que la fusion soit assez grande pour émettre de la lumière, elle doit être au moins 80 plus grande que Jupiter. Par rapport aux autres planètes, la différence est encore plus grande. Par exemple, sa masse est 333.000 fois plus grande que la Terre.
Ed. Guillermo Roa/Fondation Elhuyar
Il est très grand et, cependant, perd de la masse en permanence, même si il ingère des comètes, astéroïdes et autres astres. Le soleil éjecte des millions de tonnes de matériaux par seconde, avec la lumière et le rayonnement - l'origine de la lumière et du rayonnement est aussi la désintégration de la masse-.
En fait, tout ce que vous perdez permet à la vie d'exister sur Terre et menace à la fois. C'est un équilibre astronomique ; sans le Soleil il n'y aurait pas de vie, même sans la protection de la Terre.
Cet équilibre ne sera pas pour toujours, mais durera longtemps. La fusion du soleil a besoin d'hydrogène et a encore beaucoup, environ 75%. Presque tout le reste est l'hélium, produit de fusion. L'hydrogène n'est pas épuisé en milliards d'années, mais comme il est consommé, le soleil change. L'hélium est plus dense que l'hydrogène, il est donc comprimé au fil du temps. Et par compression il est chauffé. Par conséquent, le soleil est de plus en plus léger, plus bas et plus chaud, mais le changement se produit très lentement et il faut des millions d'années pour le rendre évident.
Du soleil aux yeux de l'homme
L'intérieur du Soleil est lumineux. Là se produisent de fortes réactions nucléaires. Six protons sont fusionnés au niveau des atomes, dont quatre forment un atome d'hélium et les deux autres sont relâchés, avec des neutrinos, de la lumière et de la chaleur. Au niveau de l'étoile, le cœur du Soleil est une explosion continue. Ainsi, le noyau se trouve à 13,6 millions de degrés. Mais la lumière produite dans la fusion ne dépasse pas plus d'un centimètre, car elle est absorbée par les atomes voisins. Ces atomes, en fusionnant, émettent plus de lumière dans n'importe quelle autre direction, ce qui se produit maintes et maintes fois pendant que la lumière est au noyau du Soleil. A son départ, la lumière doit traverser deux zones intérieures au soleil pour atteindre la surface: la couche de rayonnement et la couche de convection. Il atteint finalement la surface froide du soleil, à environ -6.000 ºC.
C'est un long chemin, d'une part, mesurant la distance: La croûte se trouve à 695.000 kilomètres du centre solaire. D'autre part, il est très long dans le temps: depuis la fusion des protons jusqu'à ce que l'être humain voit cette lumière passent au moins 17 000 ans, mais certains experts croient qu'ils peuvent être des millions d'années. Les 8 dernières minutes de cette longue période sont le voyage de la surface du Soleil à la Terre.
Vie du Soleil
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Dans un grand nuage stable d'atomes d'hydrogène, un événement s'est produit, comme l'onde expansive d'une supernova, qui a provoqué l'accumulation d'hydrogène. La gravité a comprimé et chauffé l'hydrogène jusqu'à 3 millions de degrés. Il a commencé la fusion de l'hydrogène et le soleil a continué. Une étoile est née.
1-7 mille ans
L'hydrogène est fusionné dans le noyau du soleil et l'hélium est formé. Comme l'hélium est formé, l'étoile est comprimée parce qu'elle est plus dense que l'hydrogène. En outre, la fusion elle-même provoque la propagation de l'étoile, mais la gravité exerce une force contraire. La taille ne diminue pas beaucoup, car le rayonnement de la fusion équilibre la plupart de la force de gravité, mais le soleil se réchauffe.
8-9 mille ans
L'hydrogène du noyau commencera à s'épuiser, mais la compression chauffera les couches adjacentes au noyau, où l'hydrogène continuera à prédominer. Par conséquent, la fusion entrera et le Soleil s'étendra très rapidement, car dans les couches extérieures la gravité ne compense pas la force expansive de la fusion.
Ed. Guillermo Roa/Fondation Elhuyar
10 milliards d'années
Le soleil devient un géant rouge. Le géant parce qu'il va au-delà de l'orbite de Mars. Rouge, parce que l'ouverture a beaucoup refroidi l'étoile.
11 milliards d'années
Le Soleil perdra beaucoup de matière jusqu'à devenir un nain blanc. La matière perdue sera en forme de nébuleuse autour du Soleil.
12-14 mille ans
Nain blanc. La dernière trace qui a laissé la mort du Soleil. La nébule résultante s'étendra progressivement jusqu'à sa disparition.
Presque jusqu'à toucher le soleil
La sonde Solar Probe Plus approchera beaucoup du Soleil. Il recueillera de première main les données de la couronne solaire pour pouvoir étudier ce qui se passe : réchauffement et accélération du vent solaire. Pour cela, il s'approchera beaucoup du Soleil, jusqu'à 6 millions de kilomètres de sa surface. Il est situé à l'intérieur de la couronne, qui atteint les 15 millions de kilomètres. La sonde sera proche du contact avec le soleil.
Le sujet a été traité par la science-fiction. Dans le conte Ring Around the Sun, de l'écrivain Isaac Asimov, deux pilotes voyagent de Vénus à la Terre en s'approchant beaucoup du Soleil. C'est une façon de rendre le voyage plus court. Pour passer près du soleil, le vaisseau spatial dispose d'un puissant système de refroidissement qui se détériore pendant le voyage. Il ne peut pas être éteint. Les personnages passent près du Soleil sur le point de se congeler.
Ce récit humoristique, cependant, analyse seulement l'un des deux problèmes d'approche du Soleil: la température. L'autre problème est le rayonnement. Le soleil ne doit pas expulser la matière et le rayonnement. Et Solar Probe Plus sera inclus dans la zone de captage d'énergie.
Le défi technologique est donc de protéger l'emballage. D'une part, c'est le défi des matériaux, avec un bouclier discoïdal de 3 mètres de diamètre, réalisé en mousse de carbone. D'autre part, ils ont le défi de la navigation; à tout moment, le bouclier doit être orienté vers le soleil. Une erreur d'orientation provoquera la combustion de Solar Probe Plus.
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