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2.1 Convection

La convection est un phénomène clé dans la compréhension de la structure et de l'évolution stellaire pour des raisons évidentes et directes liées aux fortes contraintes qu'elle impose à la stratification thermique et pour des raisons indirectes et moins évidentes telles que le mélange chimique, le transport de moment angulaire, l'action de la dynamo magnétique, l'activité de surface et les vents stellaires. Tous ces phénomènes prennent naissance dans la dynamique de la zone de convection et à travers eux, la convection influence non seulement l'évolution des étoiles, mais aussi leur interaction avec le milieu interstellaire.

Au début du vingtième siècle, la convection est supposée être le phénomène de base qui transporte l'énergie de l'intérieur à la surface de l'étoile. C'est ainsi que R. Emden décrit, en 1907, l'intérieur des étoiles, dans un livre considéré comme le premier texte de base sur ce sujet. Or en 1906, K. Schwarzschild trouve que les phénomènes radiatifs peuvent être, pour de hautes températures, un mécanisme de transport de l'énergie tout aussi efficace. Il développe le concept d'équilibre radiatif et l'applique aux couches atmosphériques du Soleil. Il introduit de plus un critère général permettant de décider si une couche dans une étoile est dans un état convectif ou radiatif. Il suggère enfin que sous l'atmophère solaire, la convection se substitue aux couches radiatives, son principal argument devant être l'observation des granules solaires (Schwarzschild 1961).
En 1926, Eddington écrit le second livre de base sur l'intérieur stellaire dans lequel il applique le phénomène d'équilibre radiatif à toutes les étoiles et du centre à la surface. Il n'y est pas question de convection. Ce n'est qu'au début des années 30 que le débat transport d'énergie radiatif versus transport d'énergie convectif est considéré en détail. En 1930, Unsöld, puis en 1932, Siedentopf, trouvent que la granulation peut être traitée en terme de mouvements convectifs causés par une instabilité provenant de l'ionisation de l'hydrogène.
La théorie de la longueur de mélange est la seule à cette époque qui puisse dire si le transport de l'énergie par convection est un mécanisme efficace ou non. Introduite par Prandlt à partir de 1915 pour des expériences de laboratoire, Biermann l'utilisa pour étudier le probl`eme de la convection stellaire en 1932. Mais il faut alors connaitre la longueur de mélange. Unsöld et Biermann, par analogie avec les expériences de laboratoire, supposent que la profondeur de la zone convective est liée à la taille des phénomènes observés en surface. Ils estiment donc la longueur de mélange à quelques centaines de kilomètres ce qui correspond en effet à la taille de l'ordre de 1000 km des granules observés à la surface. Mais au fur et à mesure que la thérie se développe, il est constaté que cette profondeur a été largement sous-estimée et que par conséquent, il y a une grande différence entre les expériences de laboratoire et la zone convective du Soleil ! Cette différence est exprimée en terme de variation de densité avec la profondeur dans le Soleil alors qu'en laboratoire, la densité est pratiquement constante sur toute l'épaisseur de la couche convective. Richardson et Schwarzschild (1950) prennent alors en compte cette variation de la densité avec la profondeur pour estimer la taille des granules en surface : ils trouvent un diamètre de 150 km. La nécessité de faire des observations de la surface du Soleil à partir d'un ballon, afin d'avoir une résolution meilleure que les 700 km de l'époque devient dès lors évidente. L'expérience est menée en 1957 : la résolution est de 300 km, la taille des granules déduite des observations est de 700 km et une première estimation de leur temps de vie est faite et mène à la valeur de 8 mn (Schwarzschild 1959).

Au fur et à mesure des années, les observations s'affinent et la théorie se développe. En 1962, Leighton, Noyes et Simon (Leighton et al. 1962) observent que la photosphère entière est animée d'oscillations à 5 mn. Leur dopplergrammes (diagramme des vitesses verticales) montrent de plus l'existence de structures à grande échelle, la supergranulation.
Dans les années 80, la plupart des astronomes solaires pensent que la granulation est le fait d'une convection pénétrante plutôt que celui de la turbulence. Les caractéristiques des granules sont supposées bien mesurées (taille, durée de vie) bien que les processus physiques gouvernant leur pénétration dans la photosphère ne soient pas encore bien compris. En 1985, l'observation à l'aide du polarimètre SOUP embarqué à bord de la navette spatiale américaine, produit un film de 40 mn exempt de perturbation atmosphérique et de guidage.

Aujourd'hui des images d'excellente qualité sont obtenues au télescope du Pic du Midi et à celui de l'Observatorio del Roque de los Muchachos à la Palma (Iles Canaries). Des modèles numériques à trois dimensions, utilisant les équations hydrodynamiques et les propriétés thermodynamiques du plasma solaire, simulent d'une façon quantitativement correcte les phénomènes observés sur le Soleil (voir Nordlund et Stein 1995, pour une discussion générale de ces modèles).

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