Pourquoi le soleil vibre ?

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Pourquoi le soleil vibre ?

Message par Line le Mar 20 Déc - 20:16

J'ai regardé une vidéo sur ce sujet, il parlait de gaz à la surface du soleil qui bouillonne et c'est ce qui provoque les vibrations.
Il n'a pas approfondit, j'aimerais comprendre le mécanisme, ces gaz, je suppose rentrent en interférence avec quelque chose; 

Les vibrations sont-elles issues d'ondes électromagnétiques.
La Terre de même vibre, alors ces vibrations sont-elles propres à la Terre, ou est-ce par interférence avec le soleil ?
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Re: Pourquoi le soleil vibre ?

Message par Admin le Mar 20 Déc - 22:08

Les étoiles sont animées en permanence de mouvements périodiques, observés pour la première fois sur le Soleil il y a une vingtaine d'années. Ces vibrations sont en général très faibles et très difficiles à observer. La sismologie stellaire permet d'étudier un peu mieux ces mouvements périodiques, cette science est récente et c'est avec des outils tels que le satellite Corot que l'on a pu commencer à l'appliquer. Les  modes de vibration des étoiles, ondes  stationnaires parcourant la sphère gazeuse, ont des structures géométriques bien connues. Les  vibrations stellaires se traduisent en surface par des variations de rayon et  de température qui entraînent des variations de la quantité de lumière émise par l'étoile et des mouvements périodiques de son enveloppe.
Les  oscillations de la photosphère solaire ont été découvertes grâce aux fluctuations de la matière et aux  déplacements  des  raies  spectrales  qui  leur  sont associés (effet Doppler).

Deux méthodes ont été utilisées  :
- Noyes, Leighton et Simon (1962) ont effectué la soustraction de deux spectrohéliogrammes du Soleil entier, obtenus dans les ailes bleue et rouge d'une même raie spectrale.
- Evans et Michard (1962) ont mesuré des déplacements de raies sur des spectres d'une petite région du Soleil.
La  seconde méthode avait l'avantage de mettre en évidence la propagation verticale des oscillations dans l'atmosphère  du Soleil, par l'observation  simultanée de raies formées à des hauteurs différentes. C'est à l'Observatoire de Sacramento Peak en Arizona, que furent réalisées les premières observations et mesures des déplacements de raies spectrales dans le spectre du soleil.

Identification des oscillations :
En quelques années, les conditions de propagation ont pu être précisées grâce aux spectres de Fourier dans le temps et dans l'espace. Il  est  apparu que les oscillations, d'une période voisine de 5 minutes étaient dues à des ondes de type acoustique modifiées par la gravité, se traduisant par des fluctuations de vitesse et de pression  (modes p). Il en résulte des fluctuations de brillance en même temps que des fluctuations de vitesse. Ce n'est qu'après de longues séquences d'observations, la séparation des "modes" et la comparaison avec les modèles théoriques de la structure interne du  Soleil, que la nature globale des oscillations a été mise en évidence par Deubner en  1975. L'accord entre observations et modèle théorique, déjà fort convaincant en 1975, a été considérablement amélioré depuis. Ce sont les irrégularités de la surface  du Soleil, associées à des mouvements de matière qui sont à l'origine des oscillations observées dans le spectre.

Depuis plus de 20 ans, les scientifiques cherchent à observer le Soleil en continu : instruments au sol et dans l'espace (satellite SOHO) sont à  l'écoute des vibrations du Soleil. On a maintenant détecté des millions de modes avec des fréquences entre 2 et 5 milliHertz (périodes proches  de  5  minutes) Les amplitudes de ces modes sont très faibles, de quelques millionièmes en photométrie et de quelques dizaines de centimètres par seconde en spectroscopie.

Tout corps qui n'est pas dans une position d'équilibre oscille autour de sa position : c'est le cas d'une corde suspendue ou de l'air passant dans un tuyau et produisant un son. Dans le cas du Soleil, ces ondes sont générées dans les trois dimensions. Il existe donc une oscillation fondamentale verticale associée à des harmoniques verticales (des multiples sous sous-multiples de l'onde fondamentale) et des oscillations non verticales. Les différentes parties de la surface du Soleil peuvent donc osciller en harmonie, en phase, ou être déphasées et plus ou moins s'annuler. Cela se manifeste par des mouvements ascendants et descendants de la surface du Soleil et des lignes dites nodales où l'amplitude verticale des oscillations est nulle. Ailleurs, les harmoniques se combinent pour devenir aussi complexes que la surface de la mer sous l'effet de la houle et du vent et requièrent une analyse de Fourier pour mettre en évidence toutes les oscillations verticales et non verticales se superposant.

Que la surface du Soleil vibre n'est donc pas en soi une découverte fondamentale car ce phénomène se produit avec tous les corps et on l'a déjà observé sur quelques étoiles. Ce qui est plus étrange dans le cas du Soleil c'est la très faible amplitude de ces oscillations. En 1960 les premiers mouvements d'oscillations été détectés à l'intérieur et au-dessus de la granulation solaire, présentaient une périodicité pratiquement fixe de 5 minutes et une vitesse d'environ 0.5 km/s. On en déduit que les couches situées au-dessus de la zone de convection se soulevaient et s'abaissaient par rapport à la position moyenne de la photosphère et de la basse chromosphère. L'excursion type est de l'ordre de 50 à 100 km. Ce mouvement semble être organisé sur quelques milliers de kilomètres et couvre des régions pouvant s'étendre sur 50000 km. Globalement les deux-tiers de la surface solaire subissent ce type d'oscillation à un moment donné. En 1984, on découvrit que l'étoile la plus proche, Rigil Kentaurus (anc.Alpha du Centaure), subissait également des oscillations de 5 minutes. Il apparaît aujourd'hui que cette fréquence constitue un extrême dans une période d'oscillation qui atteint au maximum 160 minutes. Ces vibrations peuvent être acoustiques (ondes de pression), à la manière du mode vibratoire d'un tuyau d'orgue dont le gaz qu'il renferme est compressé ou gravitationnelles, comme les oscillations de la surface de la mer dont la masse pesante offre une certaine résistance et qui, alternativement, monte et descend par rapport au niveau moyen. Ces variations d'amplitude atteignent 8 km.

Jusqu'à présent les mesures sont contradictoires car les conditions dans lesquelles les mesures doivent être prises sont très contraignantes mais elles indiquent que le diamètre du Soleil oscille régulièrement en suivant plusieurs cycles. Le premier cycle dure au minimum 5 minutes (avec des modes verticaux et des modes non verticaux et au maximum 60 minutes et est lié essentiellement à des ondes de pression mais il existe aussi des oscillations de gravité, le second cycle dure 160 minutes. Les amplitudes sont très faibles, de l'ordre de 0.5 à 2 m/s. Leur interprétation n'est pas évidente mais ces ondes sont caractéristiques de la structure profonde des zones convectives, les observations indiquent que leur base se situe à moins de 300000 km du centre du Soleil soit bien plus bas que la région où le transport de l'énergie par rayonnement passe au profit du transport convectif. Les données du satellite SOHO viennent préciser ces mécanismes. L'imageur Doppler MDI par exemple permet d'effectuer des mesures holographiques pour analyser des taches solaires sur la face cachée du Soleil en traversant littéralement le coeur de notre étoile. Ces données peuvent être complétées par l'expérience tout à fait étonnante d'Anisotropie du Vent Solaire (SWAN) également embarquée à bord de SOHO qui permet de visualiser en lumière ultraviolette les "empreintes" que provoquent les taches solaires de la face cachée dans le milieu interplanétaire. Complétées par les données de GONG et une fois mises en corrélation ces données permettent d'analyser la propagation des ondes acoustiques à l'intérieur du Soleil.

Il faut en effet chercher l'origine de ces vibrations dans la structure interne du Soleil. Si nous comparons l'astre à un résonateur pour des ondes acoustiques, on peut le comparer par analogie avec un tambour. En effet, nous savons que le Soleil vibre avec une amplitude très faible, les ondes se réfléchissant entre la surface et les niveaux plus profonds. Ces deux régions limites jouent un rôle similaire aux parois d'un tambour ou d'un tuyau d'orgue, entre lesquelles un système d'ondes stationnaires s'établissent. Le son se propage ainsi plus ou moins bien en fonction de la densité du milieu et de sa température, la période des oscillations solaires étant étroitement liée à la température et la densité du plasma. L'analyse de la propagation radiale des oscillations et leur durée d'amortissement permettent d'élaborer des modèles de la structure interne du Soleil et de les comparer aux observations. Les astrophysiciens expliquent ces phénomènes d'oscillations comme étant une manifestation de la turbulence des électrons issus de l'activité nucléaire. Accélérés par le champ magnétique, les électrons peuvent acquérir des vitesses voisines de la moitié de celle de la lumière ! En percutant les couches successives de l'atmosphère solaire ils provoquent des vibrations du plasma, des ondes de choc et des phénomènes acoustiques responsables des "sursauts" radioélectriques qui peuvent durer plusieurs heures. Certaines ondes acoustiques proviennent de la granulation visible au niveau de la photosphère, ces petits tubes de convection d'environ 1000 km de diamètre. Selon Phil Scherrer de l'Université de Stanford et responsable de l'instrument MDI, les ondes sonores analysées ont une période d'environ 5 minutes ce qui est grosso-modo la fréquence d'une granule de cette dimension.

A mesure que les modèles mathématiques de résonance d'ondes acoustiques et de vibrations gravitationnelles seront affinés, les astrophysiciens seront en mesure de prévoir avec plus de précision les oscillations solaires et d'en déduire la structure interne de notre étoile et son activité de surface. Rappelons qu'une méthode similaire s'applique à l'étude du champ magnétique terrestre. En l'espace de 20 ans, la sismologie solaire a déjà découvert qu'il existait un lien entre la composition chimique du Soleil, les mouvements profonds de son atmosphère et sa température. Si certaines prédictions sont corroborées à plus de 99% avec les observations, la sismologie solaire ne parvient pas encore à rejoindre le modèle Standard.

Deux raisons expliquent ces difficultés : l'incertitude sur l'abondance de l'hélium et des éléments lourds et le fait qu'il soit impossible de déterminer la vitesse de rotation interne du Soleil.
Nous savons par exemple que la rotation interne du Soleil est très différente de ce que prévoit le modèle Standard. Celui-ci stipule en effet que la rotation du Soleil devrait augmenter avec la profondeur. Or les données du satellite SOHO modifient la redistribution du moment angulaire à l’intérieur du Soleil. En particulier, il apparaît que le champ magnétique joue un rôle stabilisateur dans la rotation solaire, jusqu'ici sous-estimé. Mais à ce jour la région du cœur du Soleil, sous 0.15 rayons solaires reste encore inexplorée et on ignore si sa rotation s'accélère conformément au modèle Standard.
Quant à l'abondance des éléments, c'est encore plus délicat. Nos modèles pêchent actuellement par approximation. Si par exemple l'abondance de l'hélium est surestimée d'un facteur 2, le flux de neutrinos[19] est conforme aux calculs mais la période des oscillations est trop élevée. Si l'abondance est surestimée d'un facteur 4, les périodes d'oscillations sont conformes mais le flux de neutrinos est cette fois trop élevé. Si l'on souhaite conserver la faible abondance des éléments lourds (0.2%), le flux de neutrinos est trop faible et le modèle hélioséismique s'écroule. Enfin, si la vitesse de rotation interne du Soleil est 30 fois supérieur à sa vitesse superficielle, on retrouve les valeurs du flux de neutrinos mais cette fois la pression et la température interne sont trop faibles. Décidément, il est encore difficile de comprendre la physique solaire.

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L'HELIOSISMOLOGIE

Message par Admin le Mar 20 Déc - 22:43

Informations issues d'une note interne (International Research of the Interior of the Sun), disparue du web, hélas.



Introduction
A la manière d'une gigantesque cloche, le soleil vibre. La découverte fortuite au début des années soixante de ces oscillations présentes un peu partout à la surface du soleil, a donné naissance à une nouvelle discipline scientifique : l'héliosismologie. L'engouement pour ce nouveau chapitre de la physique du soleil s'est ensuite développé à une vitesse fulgurante et a contribué à vérifier certains aspects du modèle théorique du soleil, établi dans les années quarante. L'analyse des fréquences d'oscillations de l'étoile soleil va être un moyen d'appréhender les caractéristiques physiques de l'intérieur du soleil qui restait jusqu'alors inaccessible à l'observation directe.
Une équipe d'astrophysiciens de l'université de Nice a mis au point en 1984 un instrument destiné a observer les oscillations : le réseau IRIS (International Research of the Interior of the Sun).
On étudiera dans une première partie, la nature et les caractéristiques des ondes présentes à l'intérieur du soleil et on s'intéressera dans un deuxième temps au principe de fonctionnement de l'instrument.

  1. Les vibrations solaires
    1. Nature et origine des ondesLe soleil est une boule de gaz en équilibre hydrostatique. Une perturbation de cet équilibre peut amener le soleil à réagir à l'encontre de cette perturbation donnant ainsi naissance à des ondes qui vont se propager dans tout le volume solaire.Les forces de rappel sont de deux natures : compressibilité et gravité.  Elles conditionnent respectivement deux types d'oscillations : ondes acoustiques et ondes de gravité. Ces deux genres diffèrent notamment par leur domaine d'existence dans l'étoile.La compressibilité agit comme une force de rappel partout dans l'étoile car la pression du gaz est isotrope et tout ébranlement de fluide entraîne une réaction en sens inverse de l'environnement. On a ainsi la propagation d'un gradient de pression, c'est à dire d'une onde acoustique.Les oscillations de surface résultent de l'effet combiné d'environ dix millions de ces ondes qui ont une géométrie spécifique et qui se propagent chacune selon un chemin particulier unique.2. les modes propres.Cette perturbation est solution d'une équation différentielle avec conditions aux limites. On peut démontrer qu'une telle équation possède un spectre discret de valeurs propres. On a alors des modes propres d'oscillations qui se distinguent par leur fréquence.Si dans un système mécanique simple comme une corde de guitare les fonctions propres et les fréquences sont simples, il n'en va pas de même pour une étoile dont les équations hydrodynamiques ont une forme compliquée.Le paramètre essentiel de ces ondes acoustiques est leur fréquence de coupure qui représente la plus basse fréquence permise pour la propagation d'une onde de pression. Ce paramètre variant en fonction du rayon implique qu'il existe des zones de l'étoile interdites à une onde de pression de fréquence donnée.L'existence de ces zones entraîne un filtrage des fréquences de propagation avec établissement d'un régime d'ondes stationnaires. Chaque zone est spécifique à un mode de par sa localisation dans l'étoile : on a une stratification des modes en fonction de leur fréquence. Les ondes de pression sont présentes partout dans l'étoile mais l'information qu'elles véhiculent est surtout précise dans la zone comprise entre 0.3R et R (où R est le rayon solaire).Les ondes de gravité, quant à elles sont piégées en dessous de la zone convective c'est à dire en dessous de 0.71R. Ainsi leur détection est particulièrement difficile et constitue un nouvel enjeu pour l'héliosismologie. En effet, l'information que pourraient fournir ces modes de gravité compléterait celle fournie par les modes de pression.3. Ordres de grandeur.Ces oscillations ont une période de cinq minutes environ ce qui correspond à une fréquence de 3.10-3 Hz. Ces fréquences d'oscillations solaires sont 100 000 fois plus petites que les sons audibles. La surface solaire oscille seulement de quelques mètres ce qui est infime en comparaison du rayon solaire (700 000 km), c'est à dire un rapport d'à peu près 4 pour 1000000, ce qui rend bien compte de l'extrême difficulté de la mesure.L'ordre de grandeur de la vitesse de déplacement de la surface du soleil est de 10 cm.s-1.Une des grandeurs mesurables est la vitesse radiale de déplacement de la surface du soleil.4. Accès à la vitesse radiale de ces oscillations.Quand un spectre contenant des raies est disponible, il est beaucoup plus facile de mesurer la vitesse d'une source lumineuse par rapport à l'observateur que sa distance. La longueur d'onde reçue est en effet modifiée par effet Doppler : lorsque cet observateur se déplace dans la direction de la source, il rencontre les maxima de l'onde plus fréquemment que s'il était resté au repos. La fréquence observée est supérieure dans ce cas à celle émise par la source, que l'on connaît par des mesures de laboratoire. La variation relative de la fréquence reçue est proportionnelle au rapport des vitesses de l'observateur et de l'onde. L'effet Doppler permet, dans le cas du soleil, de mesurer avec une très grande précision la vitesse de la matière photosphérique dans la direction de l'observateur.Le moyen de mesure de la vitesse radiale se fait d'une manière purement optique. En effet, les mouvements oscillatoires au niveau de la surface solaire se traduisent par un déplacement des raies d'absorption dans le spectre solaire, vers le rouge pour les parties qui s'éloignent et vers le bleu pour les parties qui s'approchent, par rapport à un observateur sur terre par exemple.
  2. L'instrument IRIS.

1. Principe de fonctionnement de l'instrument.
La mesure est fondée sur le phénomène de résonance optique. On choisit de mesurer le déplacement de la raie D1 du sodium de longueur d'onde l 1=5896 Angström. Cette raie a été choisie car elle est assez lumineuse et n'est pas trop perturbée à la traversée de l'atmosphère alors que par exemple la raie D2 du sodium de longueur d'onde l 2=5890 Angström est polluée par des raies de vapeur d'eau atmosphériques.
La lumière solaire incidente passe tout d'abord à travers deux filtres :
- un filtre interférentiel d'une bande passante de 20 Angström autour de la raie D1,
- un filtre de Lyot de profil sinusoïdal et de bande passante 4 Angström centré sur D1.
L'effet combiné de ces deux filtres ne va laisser passer que la raie D1 du sodium en éliminant notamment D2 qui dégraderait complètement la photométrie de l'expérience. L'emploi d'un seul filtre est possible mais cette solution n'est pas retenue car elle est coûteuse et difficilement réalisable.
La lumière est ensuite polarisée rectilignement.
Le coeur du spectrophotomètre est une cellule à résonance optique. Cette cellule est constituée d'une cuve de verre contenant un gaz de sodium obtenu par chauffage de quelques gouttes de sodium liquide grâce à un four électrique.
La physique d'un tel système est bien connu : on s'attend à ce que certaines radiations soient absorbées par le gaz de sodium. Le retour de ces atomes à leur état de moindre énergie s'accompagne d'une rémission lumineuse de même longueur d'onde.
Les atomes de sodium de la cuve subissent l'influence d'un aimant permanent qui place alors le système en situation d'effet Zeeman (cf. document 5). Le résultat est la séparation des niveaux d'énergie d'une orbite électronique en deux sous niveaux dont les longueurs d'onde (au sens de E=hu) sont disposées symétriquement autour de D1.
La lumière de résonance observée à 90° de la direction d'incidence se compose alors des photons issus des deux sous niveaux polarisés circulairement respectivement gauche et droite
et séparés d'une quantité de 0.2 Angström fixée par la valeur du champ magnétique (5000 Gauss = 0.5 Tesla). Afin d'accéder séparément aux deux polarisations circulaires, on utilise un modulateur photoélastique qui laisse passer alternativement les polarisations gauches et droites, ce qui permet la mesure distincte des deux intensités.
La lumière passe ensuite à travers un photomultiplicateur dont la fonction est la conversion des photons en électrons et d'amplifier le courant qui en résulte. Ce courant est ensuite converti en tension. Enfin, ce signal analogique est converti numériquement puis stocké dans deux mémoires : une pour l'intensité Ib (mesurée à gauche de la raie), une pour l'intensité Ir (mesurée à droite de la raie).
Grâce à ces deux intensités, une mesure différentielle va permettre une détermination, en première approximation, de la vitesse radiale du soleil par rapport à la terre.
2. Mesure de la vitesse radiale du soleil par rapport à la terre:
Nous avons superposé sur un même schéma la raie D1 du Sodium dans sa position moyenne et cette même raie lorsqu'elle est déplacée par effet Doppler d'une distance Dl . Le calcul ci-dessous montre la relation entre la vitesse et les intensités Ir et Ib mesurées.

Mesure de la vitesse radiale de la surface solaire par rapport à l'observateur terrestre:


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On fait une approximation linéaire des flancs de la raie par deux droites de pentes p et -p.
Soit I1 l'intensité en % au point de mesure s - et I2 au point de mesure s +.
Pour la raie théorique Ith(s -) = Ith(s +) = I0 car la raie est symétrique autour de l0.
 
On a I1 - I0 = -pDl I2 - I1 = 2pDl
I2 - I0 = pDl I2 + I1 = 2I0

donc:  [Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]


or d'après la formule de l'effet Doppler [Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]


Effet Doppler : cas d'un observateur fixe et d'une source en mouvement.

  • La surface du soleil de déplace à la vitesse V < c.
  • On considère l'onde lumineuse émise par le soleil (en B), de période T.
  • Le premier pic est émis à l'instant t = 0.

[Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]
à l'instant to= T, le deuxième pic est émis, la distance entre l'observateur et la source est alors : [Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]
- Soit t1 le temps mis par le premier pic pour atteindre l'observateur, et t2 le temps mis par le deuxième pic.

On a : [Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]

soit : [Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]

D'où :[Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]

Or , [Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]

On obtient donc la formule de l'effet Doppler : [Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image]

3. résultats.
Pour la journée du 6 août 1996 à l'observatoire de Kumbel.
A première vue, cette courbe ne présente pas d'oscillations.
En effet la vitesse, mesurée par l'appareil est la mesure brute de la vitesse radiale du soleil par rapport à la terre. Elle reflète donc divers type de phénomènes, dont les plus importants sont :

  • la vitesse de rotation de la terre autour du soleil.
  • La vitesse de rotation de la terre sur elle-même qui représente l'essentiel de la variation diurne du signal. Elle est de l'ordre de 100 mètres par seconde.
  • Un offset constant correspondant à l'effet relativiste de " redshift gravitationnel ", qui rend compte du décalage Doppler vers le rouge subi par les photons s'éloignant du soleil.

Les variations Doppler correspondant aux oscillations solaires se superposent à tous ces effets, et sont plusieurs ordres de grandeur plus faible.
Si on observe de plus près le graphe de la vitesse, on aperçoit les oscillations du soleil. (graphe 2)
On isole ainsi la vitesse des oscillations du soleil en retranchant toutes les vitesses mentionnées qui sont connues avec une précision suffisante.
Ensuite, on pratique une transformation de Fourier du signal pour effectuer l'analyse fréquentielle des données en vue de l'exploitation des mesures.

Conclusion
Les six stations du réseau IRIS réparties un peu partout dans le monde (CF document 7) permettent d'avoir des données tout au long de l'année pratiquement en continu. Le raccordement des données provenant des diverses stations a permis de couvrir une durée comparable au cycle solaire.
L'exploitation de ces mesures de sismologie solaire permet d'avoir accès à plusieurs paramètres concernant la zone de propagation des modes de pressions. Elle a permis notamment de mesurer la vitesse de rotation du c'ur du soleil et aussi réduire l'incertitude concernant la profondeur de la zone convective de 100 000 kilomètres à 100 kilomètres.
Les mesures effectuées par le réseau IRIS sont complétées depuis 1996 par celles fournies par l'instrument GOLF du satellite SOHO qui est un appareil de mesure semblable à IRIS.
Le nouveau défit des héliosismologues est maintenant l'observation des modes de gravités qui permettraient d'avoir de nouvelles informations sur les zones profondes du soleil.

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Service d'Astrophysique (SAp) du CEA-Irfu : sismologie stellaire du satellite français CoRoT

Message par Admin le Mar 20 Déc - 22:55

La mesure des paramètres essentiels des étoiles comme leurs masses et leurs rayons est en général très difficile à réaliser avec précision. Des évaluations sont possibles à partir de la mesure de la luminosité et de la distance des astres mais les incertitudes associées sont importantes.
Grâce à des instruments récents datant de ces deux dernières années, en particulier les satellites CoRoT (Convection, Rotations et Transits planétaires, du CNES)8 et Kepler de la NASA, les astrophysiciens exploitent les mesures d'oscillations à la surface des étoiles, des petites vibrations périodiques qui se traduisent par de très faibles variations de luminosité. Leurs fréquences permettent non seulement de sonder l'intérieur des astres mais aussi de mesurer, en connaissant la température effective, leur masse et leur rayon, de façon totalement indépendante des autres méthodes connues jusque là (Chaplin, W.J., Kjeldsen, H., Christensen-Dalsgaard, J. et al. 2011, Science); c’est ce qu’on appelle la sismologie des étoiles ou sismologie stellaire.

Le satellite CoRoT

Le Service d'Astrophysique (SAp) du CEA-Irfu participe  actuellement à l’exploitation des données de sismologie stellaire du satellite français CoRoT ainsi que celles provenant de la mission spatiale Kepler.
Pour ses recherches en sismologie stellaire, le SAp bénéficie également de son expérience à partir de l’instrument GOLF, embarqué sur le satellite SOHO (1995) de l’Agence spatiale européenne.  GOLF  utilise  un  spectromètre  à  résonance  pour  exploiter  les  ondes  internes pénétrant jusqu’au cœur du Soleil. De fait, l’expérience acquise dans l’étude du Soleil bénéficie largement à l’étude des étoiles par sismologie stellaire. Les télescopes spatiaux permettent d’observer les mêmes étoiles pendant plusieurs mois, voire plusieurs années, et d’enregistrer ainsi une multitude d'informations sur leur comportement.
Lancé en décembre 2006, CoRoT (Convection, Rotation et Transits planétaires) utilise la technique de la photométrie stellaire relative de haute précision. Ce télescope spatial ne fait donc pas d’imagerie ; sa fonction est d'enregistrer les variations lumineuses des objets célestes qu’il cible, des étoiles et surtout des exoplanètes, ces planètes qui orbitent autour d’une étoile mais en dehors du système solaire. Les techniques développées en sismologie pour le Soleil et d’autres
étoiles sont également utilisées par le satellite Kepler de la NASA, lancé en 2009. L’objectif principal du satellite Kepler est de détecter la présence de planètes telluriques, telles que notre Terre, autour d’autres étoiles. Pour cela, il mesure en permanence, avec une grande précision, la luminosité des étoiles dans l'espoir de découvrir des diminutions périodiques, traces d'une "mini-éclipse" lorsqu'une planète passe devant son étoile. Cette surveillance permanente des variations de luminosité est exactement l'objectif que poursuivent aussi les spécialistes de la sismologie stellaire pour étudier les vibrations des étoiles. Les astrophysiciens du CEA/Irfu exploitent les données issues de Kepler via un consortium scientifique pour la sismologie stellaire (KASC, pour Kepler Asteroseismic Science Consortium), l’un des plus grands consortiums en astronomie, qui regroupe aujourd’hui près de 440 chercheurs du monde entier, avec une grande majorité européenne.

Vue d'artiste du satellite CoRoT en regardant le changement d'activité d'une étoile (Crédits: G. Pérez, IAC (SMM))
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En effet, la sismologie stellaire est l'étude des vibrations dans les étoiles. Au SAp, les chercheurs s’intéressent plus particulièrement aux astres qui sont analogues au Soleil et qui sont dans  notre  voisinage.  C'est  le  seul  moyen  que  les  astrophysiciens  ont  aujourd'hui  à  leur disposition pour percer les couches externes des étoiles et pouvoir sonder leur intérieur. Les informations obtenues permettent de contraindre les modèles numériques de la structure d'une étoile et de son évolution. Le satellite Kepler est donc devenu aussi un observatoire privilégié des étoiles.

La sismologie stellaire, une spécialité européenne

Lorsqu’il étudie le cœur des étoiles, l'astrophysicien rencontre un problème similaire à celui des  géophysiciens  quand  ils  veulent  étudier  l'intérieur  de  notre  planète.  Les  sismologues «terrestres » utilisent les ondes sismiques qui traversent la Terre comme source d'informations sur sa structure interne. Ces ondes sismiques sont de même nature que les ondes sonores : elles se propagent en compressant puis décompressant tour à tour le milieu dans lequel elles évoluent. On parle  d'ondes  de  pression,  d'ondes  acoustiques  ou  encore  d'ondes  sonores.  Les  ondes acoustiques stellaires sont aussi dénommées « ondes P ». Cependant, il n'y a pas de croûte solide à la surface des étoiles capable de craquer suite aux déformations engendrées par les séismes : la photosphère des étoiles, « de type solaire », oscille localement sous l'action des ondes qui s'y réfléchissent. Ce sont ces oscillations de la photosphère qui sont  détectées. Il y a un autre type d’ondes qui se propagent dans les couches les plus profondes de ces étoiles : les ondes de gravité. Elles sont similaires aux vagues sur la surface des océans et elles pénètrent plus profondément à l’intérieur des étoiles, pratiquement jusqu’au cœur.
Cette technique de sismologie est devenue une véritable spécialité européenne, grâce entre autres aux progrès réalisés à l‘aide de l’instrument GOLF à bord du satellite européen SOHO et également grâce à l’utilisation du satellite français CoRoT en orbite depuis fin 2006.
Jusqu'au lancement de CoRoT, le nombre d’étoiles « de type solaire » analysées  à l’aide de leurs oscillations était d’une dizaine. Aujourd’hui on les compte par dizaines de milliers.

Sonder les palpitations des étoiles

Grace à l’excellente qualité des données à disposition, le Service d’Astrophysique (SAp) du CEA/Irfu s’intéresse aux études de la rotation des étoiles (interne et de surface), à leur champ magnétique et aux cycles d’activité associés.
Les astrophysiciens ont observé l’année dernière, pour la première fois, le cycle d'activité magnétique dans une étoile en utilisant la technique de sismologie stellaire (García, R.A., Mathur, S., Salabert, D. et al. 2010, Science). L'étude de HD49933 par le satellite  CoRoT a ainsi révélé un cycle d'activité magnétique, identique à celui observé dans le Soleil mais beaucoup plus court.  Ce résultat ouvre la voie de l'étude, via la sismologie stellaire, de nombreuses étoiles afin de mieux comprendre   les  mécanismes  responsables  des  cycles  d'activité,  celui  du  Soleil  inclus.  Ces travaux sont publiés dans la revue  Science datée du 27 août 2010.
Avec l’utilisation de la sismologie stellaire, l'étude d'un échantillon de 500 étoiles « de type solaire » observée pendant 1 mois par le satellite américain Kepler, a permis d’obtenir une mesure indirecte précise de leurs masses et de leurs rayons (Chaplin, W.J., Kjeldsen, H., Christensen- Dalsgaard, J. et al. 2011, Science). Cette analyse des ondes sonores qui se propagent à l'intérieur des étoiles a atteint une précision suffisante pour fournir ces paramètres essentiels qui jusqu'ici n'étaient connus qu'avec une grande approximation. Ces résultats ont été publiés dans la revue Science  du 8 avril 2011.

Vue d'artiste de l'évolution d'une étoile « de type solaire » jusqu'à la phase de géante rouge.

(Crédits : T. Kallinger, Université de British Columbia et Université de Vienne)
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Les observations effectuées par Kepler arrivent jusqu’au centre d’analyse des données sismiques KASOC au Danemark mais celles-ci ne sont pas complètement exploitables pour la sismiologie stellaire. De ce fait, ces données sont alors envoyées au Service d’Astrophysique (SAp) du CEA/Irfu qui corrige certains effets instrumentaux en utilisant les mêmes procédures d’étalonnage développées pour  l’instrument GOLF sur SOHO (García, R.A., Hekker, S., Stello, D. et al. 2011, MNRAS). Les données ainsi traitées sont alors à nouveau envoyées vers le KASOC et redistribuées à tous les chercheurs du monde. Les méthodes employées ont été publiées dans la revue  MNRAS, 2011, in press.
De plus, une équipe internationale incluant l’équipe de sismologie au SAp a réussi à sonder, pour la première fois, le cœur de plusieurs centaines d’étoiles géantes rouges (Bedding, T.R., Mosser, B., Huber, D. et al. 2011 Nature).
Les géantes rouges représentent le stade avancé de l’évolution d’une étoile. C'est le stade qu'atteindra le Soleil dans environ 6 milliards d'années. Dans un premier temps, lorsque l’hydrogène, qui constitue le combustible principal de l’astre, est totalement brulé au centre, les réactions nucléaires se déplacent vers les couches les plus externes. L’étoile se gonfle alors et devient géante et rouge car les régions les plus externes se refroidissent en se dilatant. Au même moment, les régions centrales sans source d’énergie se contractent. Dans un deuxième temps, lorsque le cœur de l’étoile devient suffisamment dense, c’est l’hélium qui peut entrer en fusion au centre.
L’accès  aux  couches  les  plus  profondes  de  géantes  rouges  a  été  possible  avec    la détection  des  ondes  dites  mixtes,  un  mélange  d’ondes  acoustiques  et  d’ondes  de  gravité (Beck, P.G., Bedding, T.R., Mosser, B. et al. 2011, Science) Ces ondes mixtes ont une amplitude suffisante à la surface de l’étoile pour êtres mesurées et permettre néanmoins de sonder le cœur des étoiles.
Dans le large échantillon étudié ici, les astrophysiciens ont pu distinguer où se situaient les réactions de fusion nucléaire selon les cas : soit au cœur même de l’étoile, soit dans des couches plus externes. C’est une découverte majeure pour la compréhension des étoiles, car jusqu’ici rien ne permettait aux astronomes d’isoler ces stades qui correspondent à une étape différente de la vie d’une étoile. Les résultats sont publiés dans la revue (Bedding, T.R., Mosser, B., Huber, D. et al. 2011 Nature du 31 mars 2011.


Vue d'artiste d'une étoile géante rouge dans laquelle des modes de gravité se propagent dans les régions les plus profondes et jusqu'au cœur.

(Crédits : R.A. García (SAp) et G. Pérez (IAC, SMM))
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Le futur est prometteur. La prochaine étape, pour 2011, consistera à caractériser les périodes de rotation de ces étoiles pulsantes « de type solaire ». En effet, les chercheurs du Service   Astrophysique   (SAp)   du   CEA/Irfu   dirigent   la   réalisation  d’un   premier   catalogue rassemblant les étoiles qui tournent vite en surface, avec des périodes de moins de 10 jours pour les étoiles « de type solaire » (3 a 4 fois plus vite que le Soleil) et avec des périodes de moins de 30 à 50 jours pour des étoiles géantes rouges. Pour ces dernières,  la théorie prédit des taux de rotation externes plus lents que pour le Soleil.
De plus, grâce a la qualité des données du satellite Kepler, il a été possible de déterminer la rotation différentielle en profondeur (les cœurs de ces étoiles tourneraient plus de 2 fois plus vite que la surface) dans plusieurs étoiles géantes rouges. Ce résultat constitue un point tournant dans l’étude des intérieurs stellaires et les cœurs car les chercheurs vont pouvoir imposer de nouvelles « contraintes » aux modélisations de transport de moments cinétiques et de mélange qui ont lieu dans ces étoiles. Dès la fin de l’année 2011, le SAp espère achever la recherche des modes de gravité purs sur des étoiles analogues au Soleil. Cette recherche sous la direction du Service d’Astrophysique (SAp) du CEA/Irfu, devra permettre de mieux comprendre les processus physiques régnant dans les intérieurs et les cœurs  des étoiles légèrement plus âgés que le Soleil.

Sources de ce document :
Service d'Astrophysique (SAp)
L'institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu)
Direction des Sciences de la Matière (DSM)
Commissariat à l'Energie Atomique (CEA)
Centre d'études de Saclay
Orme des Merisiers, Bat 709
91191 Gif sur Yvette

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Re: Pourquoi le soleil vibre ?

Message par Pierre le Mar 20 Déc - 23:18

Line :  Pourquoi le Soleil vibre, eh bien Adriana (qui semble péter la grande forme !!!) nous a donné des explications plus que détaillées.

Mais as-tu déjà simplement regardé une bougie qui brûle ?  Il arrive quelquefois, mais pas toujours, que la flamme varie très rapidement de hauteur, elle vibre dans le sens vertical (à cause du tirage). 

C'est évidemment très désagréable quand on n'a que ça pour lire la nuit...   Je n'ai jamais trouvé d'étude sur la question, mais je sais qu'on a bossé le sujet au début du siècle dernier parceque ça se produisait aussi dans les immenses chaudières des usines. Ca a même causé des accidents graves. 

Concernant l'activité solaire en général, on a même trouvé des influences jusque sur les cours de la Bourse... si... si...  Je vais tâcher de retrouver ça.
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GRAND MERCI Adriana

Message par Line le Mer 21 Déc - 11:09

J'en suis au satellite CoRoT,
Ta réponse extrêmement claire et argumentée m'a permis de mieux appréhender cette question qui me turlupine depuis bien longtemps.
Bien sûr, je passe sur les belle équations, nulle en math, mais je me souviens qu'un savant à dit : "qu'il faut regarder les équations comme de belles images"

Je constate une grande avancée dans le domaine de l'Héliosismologie, et surtout une technologie  de plus en plus élaborée pour ces recherches.
Notre soleil, je le sens a bien des secrets en ses profondeurs.

Un jour, j'ai lu quelque part (je n'avais pas encore Internet) que le centre du soleil tournait plus vite que sa surface.

Dommage que l'homme  vive si peu de temps sur la Terre, combien de découvertes nous ne connaîtrons jamais...mais c'est une autre histoire.
Merci infiniment, un sujet qui m'intéresse beaucoup.
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Merci Pierre pour ta réponse

Message par Line le Mer 21 Déc - 11:12

Pierre a écrit:

Concernant l'activité solaire en général, on a même trouvé des influences jusque sur les cours de la Bourse... si... si...  Je vais tâcher de retrouver ça.
Figure toi que j'en ai entendu parler et je crois que ce n'est pas très vieux.
Moi non plus je ne me souviens plus où j'avais eu cette information.
Merci Pierre
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Re: Pourquoi le soleil vibre ?

Message par Admin le Mer 21 Déc - 20:14

Line a écrit:Un jour, j'ai lu quelque part (je n'avais pas encore Internet) que le centre du soleil tournait plus vite que sa surface.

Pour répondre à cette question j'ai posté un article à part concernant quelques informations sur la structure solaire telle que on la connaît maintenant. En effet les récentes observations menées dans le cadre du programme SoHo on conduit à une révision assez importante de notre connaissance du Soleil.
L'article en question est rédigé sur la base des informations publiées par Sylvaine Turck-Chièze du Service d'Astrophysique du CEA-DAPNIA.

Lien vers l'article :

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Re: Pourquoi le soleil vibre ?

Message par Pierre le Mer 21 Déc - 22:53

Line a écrit:
Pierre a écrit:

Concernant l'activité solaire en général, on a même trouvé des influences jusque sur les cours de la Bourse... si... si...  Je vais tâcher de retrouver ça.
Figure toi que j'en ai entendu parler et je crois que ce n'est pas très vieux.
Moi non plus je ne me souviens plus où j'avais eu cette information.
Merci Pierre
Ci dessous un lien vers un forum ou un certains nombres d'agités du bocal échangent joyeusement des arguments assez documentés sur cette question :

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