Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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12 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers tachocline modes p cisaillement de surface c 2/c 2 CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 0,03 0,02 0,01 0,00 -0,01 Les mesures sismiques confirment également des hypothèses générales sur l’évolution des étoiles. En effet les équations qui régissent cette évolution (équilibre hydrostatique, transfert d’énergie par rayonnement ou convection, conservation de la masse, évolution temporelle des abondances (2) …) circulation méridienne cœur cisaillement ? champ (fossile) interne ? 0,0 0,2 Figure 1. À gauche, différence radiale du carré de la vitesse du son (c) extraite des modes acoustiques détectés par les instruments GOLF et MDI, et celle obtenue avec un modèle sismique du Soleil (en vert) ou avec un modèle classique basé sur les abondances solaires déterminées par les raies d’absorption dans la photosphère (en orange, deux valeurs de composition sont ici montrées). À droite, différence obtenue pour la densité du plasma () qui varie entre 150 g/cm 3 au cœur et 10 -7 g/cm 3 dans l’atmosphère solaire. ΩSoleil zone convective champ toroïdal zone radiative ondes internes 0,4 0,6 0,8 1,0 rayon/rayon solaire rotation différentielle Figure 2. Vision dynamique de l’intérieur solaire montrant les deux zones classiques : en rouge la région radiative et en jaune la région où le transport d’énergie est dominé par la convection. Se surimposent des circulations méridiennes, des ondes acoustiques (modes p) et des ondes internes, ainsi que des champs magnétiques avec des composantes poloïdales et toroïdales. A. S. Brun/CEA/0,12 0,10 0,08 0,06 0,04 0,02 0,00 -0,02 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 rayon/rayon solaire permettent de calculer le profil actuel de la vitesse du son dans le Soleil et de le comparer à ce qui est extrait de la mesure des nombreux modes acoustiques (figure 1). En introduisant les résultats des mesures sismiques réelles dans ces modèles numériques, les chercheurs prédisent le flux de neutrinos émis par les réactions nucléaires (3). Or des installations de détection des neutrinos solaires mesurent ce flux au Japon, au Canada, en Italie et en Russie. L’accord remarquable entre l’héliosismologie et la détection des neutrinos, après 30 ans de recherche, souligne la complémentarité de ces deux disciplines. Les processus régissant les grandes étapes de l’évolution des étoiles de masse comparable au Soleil semblent donc aujourd’hui bien compris. Dépasser le cadre classique De nombreuses questions restent cependant sans réponse. Par exemple, des mesures récentes de la composition solaire conduisent à des désaccords très importants entre le modèle classique du Soleil et celui déduit des observations sismiques (figure 1). Des expériences en laboratoire devraient permettre de tester le rôle d’un deuxième ingrédient fondamental de l’évolution stellaire : le transport d’énergie par les photons. D’autre part, les phénomènes comme les taches, protubérances, courants, ou éruptions solaires ne sont pas décrits dans le cadre conceptuel classique de l’évolution des étoiles. L’origine de cette activité solaire reste mystérieuse, et il est impossible de prédire exactement la durée et l’amplitude des cycles d’activité. Les équations classiques de l’évolution stellaire négligent en effet des faits essentiels : les étoiles tournent, éjectent de la matière et sont en général actives (voir Du Soleil aux étoiles, p.16). Cette « impasse » est (2) Les proportions relatives des différents éléments. (3) Il s’agit des réactions proton-proton (ditespp) et du cycle CNO (carbone-azote-oxygène). (4) D’après l’astronome américain George Ellery Hale (1868-1938).
SoHO (ESA-NASA) d’ailleurs justifiée car la rotation ou le champ magnétique interne n’ont qu’un faible impact sur la structure interne… que veulent précisément décrire ces équations. Pour dépasser ce cadre conceptuel et aller vers une vision complète et unifiée du Soleil, il faudra là encore exploiter les mesures de SoHO, qui observe toutes les manifestations de la dynamique solaire, qu’elles soient internes ou externes (figure 2). En utilisant les raies d’absorption du fer et de l’hélium dans l’atmosphère solaire, le satellite explore des températures très différentes allant de quelques dizaines de milliers de degrés à plusieurs millions de degrés entre la photosphère et la couronne (figure 3). La longévité de ce satellite permet de suivre l’évolution de tous les indicateurs au cours du cycle d’activité solaire. D’une durée d’environ onze ans, ce cycle dit de Hale (4) est connu depuis Galilée. Il est caractérisé par la migration des taches solaires d’une latitude de 60° vers l’équateur. Lorsque le champ magnétique dipolaire s’inverse, le nombre de taches s’amenuise ou disparaît, puis un deuxième cycle s’amorce. Le retour aux polarités initiales demande environ 22 ans. Un astre bien agité Les astrophysiciens du CEA veulent aujourd’hui comprendre la ou les sources internes d’activité du Soleil, pour mieux en apprécier la variabilité. En effet un Soleil très actif éjecte des particules qui Figure 3. Le satellite SoHO a observé le Soleil à plusieurs hauteurs de l’atmosphère (en haut à 60 000 - 80 000 K et, en bas, à 2 000 000 K) entre la photosphère (la surface visible de l’astre) et la couronne. Ceci permet de suivre l’évolution de son magnétisme entre deux minima (1996-2006). Clairement, les variations du champ magnétique prennent de plus en plus d’importance avec l’éloignement de la photosphère. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 13



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