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Mise à jour le 18 Décembre 2019

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CONFÉRENCE
« L'ACTIVITÉ SOLAIRE ET LES RELATIONS SOLEIL-TERRE »

Par Karine Bocchialini (professeure à l'université Paris-Sud,
chercheure à l'Institut d'Astrophysique Spatiale (Orsay)

Organisée par l'IAP   98 bis Bd Arago, Paris 14ème

Le Mardi 3 Décembre 2019 à 19H30

 

Photos : JPM pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos

Vidéos des conférences proposées par l’IAP sur Canal U

 

BREF COMPTE RENDU

 

Pour des raisons de santé, je n’ai pas pu assister à cette conférence.

Merci à Christian Larcher pour ses notes et à Joel Desbordes pour ses photos.

 

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Karine Bocchialini est Enseignante-Chercheuse à l’Université Paris-Sud, (IAS) d’Orsay

 

Spécialité :

Physique solaire. Activité solaire. Relations soleil-Terre. Observations spatiales.

Enseignante en physique du L1 au M2.

 

Elle a rédigé la thèse suivante :

Chromosphère solaire calme : étude statistique de profils d'émission, modelés d'atmosphère et propriétés dynamiques

 

 

 

 

 

 

La fiche d’identité du Soleil

 

-          Rayon 700 000 km, 110 fois le rayon de la Terre

-          Masse 1.9 1030 kg

-          Masse volumique moyenne 1400 kg/m3,  au centre 150 000 kg/m3

-          Densité et température des différentes zones (Cf. slide)

-          Accélération de la pesanteur g = 274 m/s2  (28 g Terre)

-          Luminosité 3.9 1023 KW

-          Composition 74% d’hydrogène et 24 % d’He

-          Spectre : pic d’émission dans le vert à 470 nm

-          Perte de masse par seconde : 1 milliard de kg/sec

-          Structure découpée en 3 zones : le cœur, la zone radiative, la zone convective

-          Un photon met 170 000 ans à traverser la zone radiative

-          La zone convective se manifeste par la granulation solaire. Analogie avec de  l’eau bouillante dans une casserole.

 

 

 

 

Une étoile qui rayonne

 

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-          Chaque granulation a une dimension de l’ordre de 1000 km

-          Durée de vie entre 10 et 15 minutes

-          Vitesse de déplacement 2 m/s soit 7 200 km/h

-          Un photon met environ 2 millions d’années pour aller du centre à la périphérie. L’observation se fait dans l’ordre dans le γ, UV et IR

-          Spectre du Soleil = rayonnement d’un corps noir (Cf. slide)

-          Définition d’un corps noir : un four dont la lumière s’échappe par un trou. Pour le Soleil le trou c’est sa surface.

-          Description d’un plasma  

-          Rayonnement de la lumière blanche entre 500 et 700 nm température 6 300 K

-          Luminosité 3.9 1023 KW

-          F total = 6.4 104 KW/m2

-          Slide température en fonction de la distance au centre jusqu’à la couronne

-          Température 15 MK au centre 6000 K à la surface

 

La puissance rayonnée du Soleil, s’appelle l’irradiance solaire (en anglais TSI : total solar irradiance).

Elle est de l’ordre de 1360 W/m2 au niveau de l’atmosphère terrestre.

Elle varie très peu en fonction du cycle solaire de 11 ans.

 

 

 

Le Soleil : une étoile magnétique

 

-          Cycle solaire périodique de 11 ans (Slides des phénomènes entre les périodes maxi et mini). Le phénomène reste mal expliqué.

-          Le Soleil : rotation différentielle selon la latitude. La rotation est plus rapide près de l’équateur que des pôles. Des lignes de champs nord sud au départ (analogue au méridien terrestre) se déforment au niveau de l’équateur qui tourne plus rapidement.

-          Les lignes de champ finissent par former des boucles. L’illustration est matérialisée par la conférencière au moyen d’un élastique maintenu horizontalement qu’elle   tourne sur lui-même. Des boucles torsadées apparaissent.

-          Description des trous coronaux. Il y a éjection de matière (1 milliard de tonnes par seconde) à partir de ces trous situés près des pôles. La vitesse d’éjection est de 10 à 103 km/s, l’énergie environ 1025 joules.

 

 

 

 

 

Le Soleil : une atmosphère dynamique

 

-          Toute une série de films d’illustration à retrouver sur Internet. Ces objets qui s’envolent constituent les filaments noirs que l’on voit sur le Soleil.

-          SoHO (ESA–Nasa 1995) objectif : étudier la structure interne du Soleil, où et comment le vent solaire est accéléré, ce qui provoque l’échauffement de la couronne.

 

 

 

Vent solaire

 

 

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-          Le phénomène est facile à observer dans la queue des comètes

-          C’est Parker qui prédit, en 1958, le vent solaire dont il estimait la vitesse à 400 km/h

-          Plus tard on mesura bien environ 400 km/h à l’équateur mais presque le double aux pôles.

-          Le vent solaire rapide provient des trous coronaux il résulte d’éjections violentes de masses coronales qui sont déformées par le champ magnétique qui rétroagit avec lui.

-          Sonde ULYSSES pour étudier les régions polaires du soleil durant un cycle solaire et particulièrement le vent solaire. But : étudier la météorologie spatiale.

 

 

 

-           Mission STEREO (NASA), lancée le 25 octobre 2006 pour effectuer une observation tridimensionnelle du Soleil à l’aide de deux satellites jumeaux. Objectifs : étudier le déclenchement, l’accélération et la propagation des masses coronales ainsi que la structure du vent solaire. 

-          Parker Solar Probe (NASA). Cette sonde est partie le 12 août 2018 ; elle passera à proximité du Soleil (0.3 UA) dans la couronne solaire, protégée par un bouclier thermique. Elle doit déterminer l’origine du vent solaire et ce qui provoque son accélération. 

-          Solar Orbiter (ESA) Lancement prévu en février 2020 avec pour objectif le vent solaire et le champ magnétique solaire. Il aura une périodicité de deux semaines de co-rotation avec le Soleil.

 

 

 

Relations Soleil-Terre

 

-          La Terre est impactée par les émissions coronales du Soleil

-          Conséquences :

o   Sur les satellites qui gravitent, sur les hommes dans l’espace (ISS),

o   Disjonctions des lignes électriques sur Terre (panne générale d’électricité au Québec en 1989) ; Courants induits dans les pipelines.

o   Le phénomène des aurores polaires.

 

 

 

 

 

 

 

CONCLUSION :

 

De par sa proximité, le Soleil permet

·         Une grande richesse d’observations

·         Une grande quantité d’observations.

 

Mais on manque d’observations :

·         In-situ dans la couronne (on espère beaucoup de la sonde PSP)

·         Au-dessus des pôles (on espère en Solar Orbiter)

·         Sur le champ magnétique vectoriel dans la couronne : instrumentation ? modèle ?

·         Sur la propagation des bulles de plasma dans le milieu interplanétaire

·         Etc…

 

 

 

Merci encore à mes deux collègues.

 

JPM

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN :

 

On pourra consulter les archives « Soleil » sur mon site.

 

 

 

 

Bon ciel à tous !

 

 

Jean Pierre Martin. Commission de Cosmologie de la SAF.

www.planetastronomy.com

 

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