1.2.1 Masse, diamètre, ...
1.2.3 Âge du Soleil
Chapitre 1
Considérons à présent le spectre électromagnétique du Soleil,
c'est-à-dire l'émission solaire absolue en fonction de la
longueur d'onde. Il faut tout d'abord distinguer deux quantités. La
première est le flux d'énergie
à la surface solaire, c'est-à-dire,
l'énergie émise par unité d'aire, de temps et de longueur d'onde.
Le flux d'énergie est relié à l'irradiance spectrale
par la relation :
.
La seconde quantité est l'intensité
,
correspondant à l'énergie émise par unité d'aire, de temps, de
longueur d'onde et d'angle solide. L'intensité dépend de la distance
angulaire
mesurée à
partir de la normale à la
surface solaire. L'intégrale de
sur
toutes les directions donne le flux d'énergie
. Par
conséquent, afin d'obtenir
, aussi égal à
, on peut soit mesurer
directement
,
soit utiliser un système d'imagerie pour mesurer l'intensité
centrale
et la fonction d'assombrissement centre-bord,
(avec
),
sachant que pour cette dernière une mesure relative est suffisante.
On a en effet :
Le spectre solaire incluant l'ultraviolet, le visible et l'infrarouge est représenté sur la première figure.
Le Soleil rayonne de manière comparable dans le domaine visible
(46 % entre 0,39
et 0,77
) et dans le domaine infrarouge (46 %
au-delà de 0,77
).
Pour ces deux régions spectrales, les
mesures se font soit à partir d'instruments embarqués sur des avions,
soit d'un observatoire situé sur de
hautes montagnes. La correction de l'extinction atmosphérique se fait
par des mesures à diverses distances zénithales (c'est-à-dire
à différentes élévations du Soleil sur l'horizon) et par une
extrapolation à une masse d'air nulle.
La partie rouge du spectre visible
suit approximativement le spectre d'un corps
noir d'une température effective d'environ 5780 K.
Cependant des raies en absorption
apparaissent, telles la raie H
à
=656,3 nm. Sur le
côté bleu du spectre visible, ce sont les raies en absorption
qui dominent.
En 1961, D. Labs et H. Neckel ont mesuré le spectre solaire au moyen
de la fonction d'assombrissement centre-bord et de l'intensité absolue
au centre du disque. Cette dernière permet aussi de calibrer un
spectre solaire de meilleure résolution. La dispersion de leurs mesures
est de l'ordre de 0,2 % et les erreurs systématiques sont estimées
inférieures à 0,5 %.
La partie infrarouge du spectre est relativement ``plate'', même si à haute résolution, elle révèlerait un grand nombre de raies. La principale difficulté pour les mesures dans l'infrarouge est l'absorption par la vapeur d'eau (voir la deuxième figure). Les spectres sont cependant déterminés avec une résolution voisine de 1 %.
Le spectre du Soleil calme passe de l'infrarouge au domaine radio
sans heurt
avec une pente de -2 dans une représentation logarithmique
(voir la troisième figure). Cette pente
n'est cependant pas constante partout, puisque entre les longueurs
d'onde voisines de 1 cm à celles voisines de 1 m,
il y a une rupture dans la température de brillance qui passe de
K à
environ
K.
Au contraire du spectre du Soleil calme, il existe
des périodes de forte activité sur le Soleil qui peuvent faire dévier
le spectre thermique de plusieurs ordres de grandeur. L'émission
dans le domaine radio fut détectée pour la première fois par G.C.
Southworth et par J.S. Hey dans les années 40. Le flux absolu est mesuré
avec une précision d'environ 10 %. Puisque pour ce domaine
de fréquence, de larges fenêtres d'observation sont disponibles
(voir la deuxième figure),
des antennes basées au sol peuvent être utilisées.
Dans le spectre ultraviolet, les raies en absorption sont majoritaires
jusqu'à 210 nm, bien que seules quelques raies
puissent être identifiables dans un spectre de basse résolution. La
décroissance rapide de l'énergie dans le spectre pour des longueurs
d'onde inférieures à 210 nm est due à l'ionisation de l'atome
d'aluminium neutre. Au-dessous de 150 nm, ce sont les raies en émission
qui dominent le spectre. La plus proéminente est la raie Lyman
de l'hydrogène, d'une largeur d'environ 0,1 nm centrée sur 121,57 nm.
Son irradiance moyenne est d'environ 6
mW/m
ce qui est à peu
près autant que toute la partie du spectre en-dessous de 150 nm.
L'irradiance dans l'ultraviolet est hautement variable : par exemple,
des variations de 25 % due à
la période de rotation sont observées
à 120 nm. Ces variations sont partiellement de réelles
variations temporelles et partiellement une manifestation de
la non-uniformité de la distribution des sources dans l'atmosphère
solaire, ces dernières se trouvant sur la partie visible du disque
lorsque le Soleil tourne.
L'absorption de l'atmosphère (voir la deuxième figure),
en grande partie due au dioxygène
(O
),
rend nécessaire les mesures par satellites ou par
lancement de fusées. Cependant, des erreurs de 10 % peuvent encore
être présentes dans les mesures.
Ces erreurs sont peu importantes pour la
luminosité totale car l'ultraviolet a une faible contribution dans
le spectre
total : 1,5 % pour les longueurs d'onde comprises entre 300 nm et 330 nm ;
1 % pour celles comprises entre 210 et 300 nm ; 0,01 % pour celles
de la bande 150-210 nm.
En-dessous de 120 nm, se situe l' extrême ultraviolet. L'irradiance
dans ces longueurs d'onde est extrêmement variable et le spectre
est caractérisé par un grand nombre de raies en émission en
provenance d'atomes et d'ions à différents taux d'ionisation,
jusqu'à par exemple le Fe XVI. Une large gamme de températures peut
alors être étudiée, de 8000 K à
4. K. Les raies de
l'extrême ultraviolet sont très importantes pour l'étude de la
zone de transition entre la chromosphère et la couronne.
Cette dernière est aussi une source de rayon X mous
(de 0,1 nm à 10 nm).
Les plus larges variations, de l'ordre de plusieurs ordre de grandeur,
dans l'émission de ces raies surviennent lors
d'éruptions. Durant ces dernières, des rayons X durs
(en-dessous de 1 Å) et des rayonnements
sont observés.
Vigouroux Anne