Le Soleil

Le Soleil nous réchauffe, nous éclaire et pourtant, aujourd'hui encore il n'a pas terminé de nous livrer tous ses secrets.
La puissance du Soleil est générée par des réactions nucléaires qui ont lieu en son coeur où règne une température de près de 15 millions de degrés. L'énergie qui nous parvient et est diffusée dans l'espace en provient. Mais pour ce faire, elle doit d'abord traverser les différentes couches qui constituent le Soleil. L'énergie est transmise sous différentes formes dont la principale est un rayonnement électromagnétique. Les photons émis sont très rapidement absorbés par la matière environnante avant d'être à nouveau réémis. Ainsi l'énergie mettra plusieurs millions d'années à atteindre l'espace.

Entre 0,3 et 0,8 fois le rayon total se trouve la zone radiative. Il y règne une température diminuant de 8 à 1,3 millions de degrés pour une pression autour de 6 millions d'atmosphères. Cette zone est trop dense pour permettre la circulation de la matière. C'est la raison de son nom : l'énergie ne se déplace que par radiation.
Suit la zone convective (allant jusqu'à la surface). La densité a suffisamment diminué pour permettre les mouvements de matière. L matière s'associe en cellules. En profondeur la température plus importante fait monter les cellules les plus chaudes qui vont transmettre leur énergie thermique aux couches supérieures avant de redescendre une fois refroidies. En surface, ces cellules sont appelées granules (d'un diamètre moyen de 1200 km et séparées d'environ 1500 km). On peut les examiner grâce à l'effet Doppler puisqu'elle sont sont en mouvement.

observation de granules en surface

La zone convective est un plasma partiellement ionisé, dont les mouvements créent des courants electriques entraînant ainsi la formation de champs magnétiques. Le champ est généré à l'interface entre les zones radiative et convective. Il est transporté jusqu'à la surface par les mouvements convectifs et il émerge au niveau des tâches solaires, avec des valeurs importantes de l'ordre de 1000 a 2000 Gauss. Un champ plus faible est produit par les mouvements de convection de la matière ionisée en surface. Ces mouvements étant moins consequents, les champs locaux sont de l'ordre de la dizaine de Gauss. Bien que nettement plus faibles, ces champs sont présents sur toute la surface solaire à l'opposé des champs très intenses mais présents uniquement dans les tâches solaires. Leur énergie magnétique est donc non négligeable.