La Physique Solaire à l'Ecole

Page principale
Introduction
Leçons
Exercices
Bibliographie
Sites en français
Sites en anglais
Glossaire
Avertissement
Actualité
Questions


La rotation du Soleil




La première partie concerne surtout l'école primaire et le collège et la deuxième partie concerne le lycée et l'université, bien que certaines des activités proposées pour le collège puissent être effectuées également au lycée.

Niveau : Ecole primaire et collège



Mots-clés : Rotation, structures magnétiques, taches solaires
Processus physiques à connaître :
Processus physiques illustrés : Rotation autour d'un axe, notions de gaz / fluide, phénomène périodique
Notions mathématiques à connaître :
Notions mathématiques illustrées : Géométrie (sphère, latitude / longitude), période
Niveau (classe) concerné : école primaire et collège
Liens avec d'autres thèmes traités ici : Le cycle solaire, la structure interne du Soleil (voir l'héliosismologie), spectroscopie
Contextes possibles pour cette étude : Le Soleil, le système solaire, le système Terre-Soleil (géométrie, etc.), l'histoire de l'astronomie

Résumé

Observations à faire en classe

La rotation du Soleil est nettement visible d'un jour à l'autre. Sa période est en effet de 26 jours environ à l'équateur. Il est également possible d'observer ce que l'on appelle la rotation différentielle, c'est-à-dire que, contrairement à la Terre (qui présente une rotation solide, c'est-à-dire que tous les points font un tour dans le même intervalle de temps), l'équateur du Soleil tourne plus rapidement que les pôles d'environ 30%.

Observations possibles (voir aussi l'avertissement concernant l'observation du Soleil en classe ) :

À l'aide d'un petit instrument, former une image par projection sur une feuille de papier sur laquelle on aura dessiné une grille dans un cercle ayant le même diamètre que l'image du Soleil sur le plan de projection. Cette observation devrait être conduite une fois par jour, tous les jours pendant au moins une semaine (5-6 jours), soit par un petit groupe d'élèves autonomes (s'ils sont assez âgés) soit sous la conduite de leur professeur. Durant chaque observation : dessiner sur la grille les taches solaires observées ce jour là.

Ensuite, comparer les différents dessins obtenus (un par jour). On voit que les taches se sont déplacées par rapport à la grille. On peut également observer, si le Soleil comporte suffisament de taches à ce moment-là, que les taches situées à l'équateur tourne un peu plus vite que celles situées à plus hautes latitudes (voir plus loin).

Remarque : des liens sur des sites décrivant des exemples d'observations du Soleil en classe ou des conseils sont disponible sur notre liste de sites Web .

Approfondissements possibles

ATTENTION au problème de l'orientation des images et heure des observationspour une mesure fine de la rotation différentielle.

Remarque : L'image formée à l'aide d'un sténopé (voir notre page avertisssement ) ne permet pas de visualiser les taches solaires (ce principe implique un compromis à faire entre taille de l'image et la résolution spatiale : or l'image est soit trop petite pour voir les taches soit trop floue). Ce procédé est cependant utile pour regarder une éclipse partielle de Soleil.

Autres possibilités s'il est impossible d'observer le Soleil directement :

Quelques mots d'histoire

L'existence des taches est connue depuis plus de 2000 ans des Chinois, mais il a fallu attendre le début du XVIIème siècle en Occident pour qu'elles soient "redécouvertes" (en 1610) par divers observateurs (Galilée, Scheiner, Harriot) de manière à peu près simultanée et étudiées plus en détail. Les observations de Galilée ont été les plus connues car c'était déjà un personnage renommé à cette époque (il était titulaire de la chaire de mathématique de Padoue). Par ailleurs, la lunette utilisée n'était pas nouvelle, mais ils furent les premiers à avoir l'idée de la pointer vers le ciel et à faire des observations systématiques. Ils ont ainsi pu observer des taches sombres qui semblaient se tourner à la surface du Soleil ! Davantage d'informations sur Galilée peuvent par exemple être trouvées sur ce site de l'Université de Rice (en anglais).

Une photographie de la lunette de Galilée (provient du site d'A. Van Helden (Projet Galileo), en anglais).

Auparavant, on pensait que, au-delà de l'orbite de la Lune, tout était parfait, tandis que les objets présents sous l'orbite de la Lune était imparfaits (c'est-à-dire non sphérique par exemple). Par exemple on pensait que les comètes, imparfaites, étaient situées à l'intérieur de l'orbite lunaire, ce qui n'est pas le cas. Observer des taches sur le Soleil était donc difficile à admettre, et l'idée qu'il s'agirait simplement de petits nuages ou corps a alors été proposée. Mais Galilée a montré, à partir de leur mouvement, que les taches solaires devaient être situées soit à la surface du Soleil, soit si près qu'il était impossible de mesurer leur altitude. Ces observations ont donc bouleversée beaucoup de croyances ! Au cours du XVIIème siècle et par la suite, de très nombreuses observations ont été effectuées. On sait maintenant que ces taches font effectivement partie intrinsèque du Soleil, leur origine se trouvant à l'intérieur du Soleil.

Quelques dessins du XVIIème siècle

Un dessin de Galilée :

Un dessin de taches solaires de T. Harriot, tiré du site d'A. Van Helden (Projet Galileo) (en anglais), qui contient d'autres dessins.

Un dessin de taches solaires observées sur plusieurs jours, de C. Scheiner (les taches ont été dessinées sur le méme disque), tiré du site d'A. Van Helden (Projet Galileo) (en anglais), qui contient d'autres dessins.

Comment les astronomes mesurent-ils la rotation du Soleil ?

Il existe trois principales méthodes, très différentes et complémentaires:


Discussion : Pourquoi ça tourne ?

La structure du Soleil :

Ce que l'on a vu durant ces observations, c'est que des structures, semblant être à la surface du Soleil, tournent. En réalité, c'est bien l'ensemble du Soleil qui tourne, comme l'ont montré des observations plus récentes de manière très directe.

Le Soleil est une boule de gaz, pour l'essentiel de l'hydrogène, l'atome le plus simple (qui constitue l'essentiel de la masse de l'Univers). Le Soleil contient 92.1% d'atomes d'hydrogène, et 7.8% d'atomes d'hélium, le reste (0.1%) étant constitué par les autres éléments chimiques en petites quantités (voir le thème structure interne du Soleil - en construction, ainsi que la page au coeur du Soleil de l'Observatoire de Meudon).

Effectivement, même si le Soleil apparaît sous la forme d'un disque, il s'agit bien d'une sphère. En particulier, si on regarde en détail la façon dont les taches se déplacent, on voit qu'elles semblent aller plus vite quand elles sont près du centre du disque, alors que vers les bords elles semblent aller plus lentement et se déforment, comme vues de profil : il y a des effets de projections.

Activité :

Ceci peut-être illustré à l'aide d'un globe terrestre. On peut faire observer un continent, par exemple l'Afrique, quand il est au centre et quand il est sur le bord : on voit qu'il est déformé. Il est également possible de replacer cette étude dans le contexte de la géographie terrestre avec l'introduction de la latitude et de la longitude qui a pu être faite précédemment en cours de géographie. Le même système de coordonnées latitude / longitude que pour la Terre est utilisé par les astronomes pour repérer la position d'une structure à la surface du Soleil.

Le Soleil étant fluide (c'est un gaz), des distorsions sont possibles quand il tourne. La rotation "différentielle" (ce qui veut dire que la rotation n'est pas la même selon l'endroit où l'on se trouve sur le Soleil) est d'assez grande amplitude : elle est visible en quelques jours, et les pôles tournent environ 30% moins vite que l'équateur (une différence moyenne de 4 degrés entre l'équateur et la latitude 30 degrés est visible en 4 jours). L'origine de cette rotation différentielle n'est pas encore bien connue (voir le niveau lycée / Universités pour plus de détails).

Activité :

On peut simuler la rotation différentielle d'une sphère en fabriquant une boule à l'aide de disques (en bois, en carton) percés d'un trou et reliés par une tige (serrer au niveau des poles) : on peut les faire tourner indépendament les uns des autres. On remarque également qu'il y a du frottement : la rotation des différentes couches n'est pas complètement indépendante. On peut aussi voir que deux points proches situés sur deux disques voisins peuvent s'éloigner l'un de l'autre. Comparer avec un globe terrestre que l'on fait tourner.

Y a-t-il d'autres astres qui tournent sur eux-même ?

Question aux enfants : : Connaissent-ils d'autres astres qui tournent sur eux-même ?

Réponses possibles : les planètes (dont la Terre), la Lune, les galaxies, les autres étoiles que le Soleil

Activité :

Illustration du cas Terre-Lune. Les enfants peuvent mettre en scène ce système et en même temps avoir une première idée de la question du système de référence. Une activité préalable doit être effectuée : même si la Lune présente des phases et donc change d'aspect, ils peuvent observer que c'est toujours le même côté de la Lune qui est tourné vers la Terre. Ensuite, un enfant (A) peut jouer la Terre, un enfant (B) peut jouer le rôle de la Lune. L'enfant (A) tourne sur lui-même. L'enfant (B) tourne autour de (A) en le regardant tout le temps, c'est-à dire qu'il fait toujours face à (A). L'enfant (A) aura peut-être du mal à dire si (B) tourne sur lui-même (car en même temps (B) tourne autour de lui, et il voit les deux mouvements ensemble). Mais les autres enfants, qui sont assis autour, verront bien que (B) tourne sur lui-même : de temps en temps ils verront son visage, d'autre fois son dos etc. Un lien est possible avec un travail sur les phases de la Lune etc. et la différence entre rotation (autour d'un axe) et révolution (autour d'un point quelconque ou d'un autre astre).

Ceci permet également d'insister sur la différence entre "tourner autour d'un axe" (ou sur soi-même) : c'est la rotation, et "tourner autour de quelque chose" : c'est la révolution.

Remarque : Tous les corps du système solaire tournent sur eux-même. Les autres étoiles que le Soleil tournent aussi sur elles-mêmes. Ceci est liée à la formation du système solaire.

La notion de période

L'étude du Soleil permet d'introduire la notion de période. Il faut faire attention car dans le cas du Soleil, les taches ont une durée de vie limitée et quand le Soleil a fait un tour complet, ce ne sont pas les mêmes taches que l'on observe. On peut illustrer avec une recherche des périodes de rotation des autres astres qu'ils connaissent (les élèves peuvent faire la recherche des valeurs de périodes dans des livres ou sur le Web).

Activité :

On peut illustrer facilememt un phénomène périodique en utilisant un métronome et montrer (en le réglant lentement) qu'au bout d'un temps égal à une période on retrouve la même position du métronome. On peut aussi utiliser une roue de vélo à laquelle on aura fixé un chiffon de couleur : on repère chacun de ses passages à un endroit donné (en bas par exemple), en faisant tourner la roue librement.

La rotation synodique et la rotation sidérale (Niveau collège ou plus)

Quand le Soleil tourne sur lui-même (d'environ 13 degrés en une journée), la terre (sur laquelle est placée l'observateur) tourne également autour du Soleil : elle se déplace d'un peu moins de un degré en 24 heures. Le point de vue a donc changé entre deux observations successives de la position des taches. Pour obtenir la vraie valeur de la rotation solaire (que l'on appelle la rotation sidérale, c'est-à-dire par rapport aux étoiles prise comme repère fixe), il faut corriger la rotation observée (c'est la rotation synodique) de cette valeur, c'est-à-dire rajouter un peu moins de 1 degré/jour (la valeur exacte dépend de la position de la Terre sur son orbite).
DESSIN

Ceci peut être relié à l'étude de la révolution de la Terre autour du Soleil.

Compte-rendu d'activité déjà réalisées sur ce thème disponibles sur le Web


Un compte-rendu d'activités réalisées dans une classe de collège sur le thème de la rotation des taches solaires peut être consultée.




Niveau : Lycée et Université


Consulter également les activités précédentes.


Mots-clés : Rotation, structures magnétiques, taches solaires
Processus physiques à connaître :
Processus physiques illustrés : Rotation autour d'un axe, notions de gaz / fluide, phénomène périodique
Notions mathématiques à connaître :
Notions mathématiques illustrées : Géométrie (sphère, latitude / longitude), période
Niveau (classe) concerné : lycée
Liens avec d'autres thèmes traités ici : Le cycle solaire, la structure interne du Soleil (voir l'héliosismologie), spectroscopie
Contextes possibles pour cette étude : Le Soleil, le système solaire, le système Terre-Soleil (géométrie, etc.), l'histoire de l'astronomie

Résumé

La rotation de la surface solaire en dehors des régions actives

On observe une différence de période entre les différents types de structures magnétiques observées à la surface du Soleil (les taches jeunes tournent par exemple plus rapidement que les plus vieilles, etc.). On observe également que les structures magnétiques (les taches, mais également les filaments, les plages, voir le thème le champ magnétique solaire - en construction, ainsi que le site de physique solaire de l'Observatoire de Meudon) tournent plus vite que le reste du gaz (la vitesse de celui-ci peut être observée par effet Doppler, voir le thème spectroscopie - en construction et le site de l'université d'été du CLEA).

Ces différences ne sont encore bien comprises mais il est en tout cas important d'utiliser différentes approches d'un même phénomène pour en retirer des informations complémentaires.

La rotation à l'intérieur du Soleil

Il est également possible, depuis une quinzaine d'années, de mesurer la rotation du gaz à l'intérieur du Soleil (que l'on ne peut pas voir directement) au moyen de l'héliosismologie (voir ce thème - en construction - ainsi que les liens vers des sites d'introduction à l'héliosismologie). Cette méthode permet de déduire des informations sur l'intérieur du Soleil (température, pression, densité, mais également les champs de vitesse) à l'aide des oscillations observées à la surface dues à des ondes acoustiques. Selon le milieu que ces ondes ont traversé, les fréquences des modes correspondants vont être légèrement différentes. Il est alors possible de reconstituer la structure interne du Soleil à partir de la détermination de la fréquence des différents modes.

En ce qui concerne la rotation, les résultats actuels sont les suivants : dans la zone convective (entre 0.7 fois le rayon solaire et la surface), la rotation pour une latitude donnée est presque constante, avec une variation en latitude proche de celle de la surface. Ensuite, dans une couche assez fine, on observe des gradients de vitesse important. Dans l'essentiel de la zone radiative (entre 0.4 et 0.7 rayon solaire environ) la rotation est à peu près constante (bien que dans cette zone les résultats demandent à être affinés).

Exemple de résultats obtenus récemment :

Ces deux figures ont été obtenues par l'équipe de l'instrument MDI de la sonde solaire SOHO

La rotation est représentée en fonction de la distance au centre du Soleil, pour différentes latitudes (équateur, 30 et 60 degrés).
La rotation à l'intérieur du Soleil est représentée à l'aide de couleurs : une rotation rapide est en rouge, et une rotation faible est en bleu.

Le champ magnétique, la dynamo et la rotation

Les taches solaires sont les premières manifestations observées du champ magnétique solaire : elles ont été décourvertes par les Chinois il y a plus de 2000 ans. Elles ont ensuite été "redécouverte" au début du XVIIème siècle par plusieurs personnes (Galilée, Scheiner, Harriot). Par la suite, d'autres structures magnétiques ont été observées : les facules (régions brillantes situées autour des taches), les protubérances (découvertes lors d'une éclipse de Soleil), les éruptions, les points brillants situés un peu partout sur le Soleil calme (c'est-à-dire en dehors des régions les plus actives, qui contiennent en général des taches).

Les structures observées sur le disque solaire présentent de grandes variations au cours du temps : elles varient sur des échelles de temps très courtes (de la minute à la journée), et leur nombre varie également (sur des échelles de temps de l'ordre de l'année, avec un cycle de 11ans). Le mécanisme généralement invoqué pour expliquer l'existence de ce champ magnétique variable à grande échelle est un processus de dynamo, dans lequel le champ magnétique est créé à partir du mouvement de la matière ionisée. La rotation différentielle joue un rôle important dans l'évolution de ce champ magnétique. Au début du cycle (période de minimum d'activité), le champ magnétique est essentiellement sous la forme d'un champ magnétique "poloïdal", c'est-à-dire avec des lignes de champ allant d'un pole à l'autre (situation analogue à celle d'un aimant en barre). Sous l'influence de la rotation différentielle (et en particulier du fait que la rotation change avec la profondeur, voir les résultats de l'héliosismologie présentés précédemment), ces lignes de champ sont déformées et on obtient un champ à composante "toroïdale", avec une composante est-ouest (c'est ce que l'on observe pour les taches solaires). Ensuite un autre processus permet de retrouver un champ poloïdal. Pour plus de détails, consulter le thème cycle solaire sur ce site.

Remarque : Consulter également certains chapitres des thèses suivantes : N. Meunier (chapitre 1, 2 et 7), A. Vigouroux (chapitre 1 et 2).

La rotation différentielle et le transport de moment cinétique

Définition

Soit vecr le rayon vecteur définissant la position d'un point P de masse m et de vitesse vecv, avec m vecv sa quantité de mouvement. Le moment cinétique de P par rapport au point de référence est le produit vectoriel : vecr vectoriel m vecv

Les modèles

On s'aperçoit que, par conservation du moment cinétique, s'il n'y avait pas de transport de ce moment cinétique dans le Soleil, on devrait observer que l'équateur tourne plus lentement (en surface) que les pôles, car la matière se trouve plus loin de l'axe de rotation.



Retour à la page principale
Retour à la liste des propositions de cours

Nadège Meunier

1999-12-16