InLa rotation interne du Soleil
To Credit : NASA
Le soleil tourne sur lui-même. Il est facile de s'en rendre compte en observant par exemple le mouvement des tâches solaires à la surface du disque solaire jour après jour.
La surface du soleil ne tourne pas à la même vitesse partout. Il faut plus de trente jours aux pôles pour effectuer une révolution, alors que l'équateur ne met que vingt cinq jours environ.
Mais comment savoir de quelle façon tourne l'intérieur du soleil ?
Ceci est possible grâce à l'heliosismologie qui utilise les oscillations des ondes acoustiques qui se propagent à l'intérieur du soleil et qui nous fournit de précieuses informations sur sa structure et son profil de rotation internes.
Grâce à l'analyse des données de GOLF/Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) et de MDI/SOHO, des informations très surprenantes ont ainsi été obtenues sur la rotation des couches profondes du soleil.
Ainsi, on a pu déduire que le soleil tournait en rotation corps solide jusqu'à un rayon d'environ 0.2 rayon solaire. Dans les régions plus profondes, les incertitudes sont encore très grandes.
Cette figure représente la rotation à l'intérieur du Soleil. Elle est basée sur des données obtenues avec l'instrument LOWL. Les couleurs indiquent la période de rotation en jours, comme donné dans l'échelle à droite.
On peut voir que le taux de rotation varie en latitude comme c'est le cas à la surface dans une région qui s'étend jusqu'à la ligne pointillée. A l'intérieur de cette ligne la rotation varie par contre très peu.
Cette ligne pointillée indique la frontière (ou la base) de l'enveloppe convective de l'étoile, région où l'énergie est transportée par les mouvements du gaz. La zone convective tourne de la même façon que la surface.
La transition à une rotation solide à la base de l'enveloppe convective est très abrupte.
Cette figure indique égqlement clairement que nous ne savons presque rien de la rotation dans les régions les plus centrales de l'étoile, c'est à dire dans son coeur. De futures observations et des méthodes d'analyse plus raffinées devraient nous donner accès à cette région dans le futur.Credit : Jørgen Christensen-Dalsgaard and collaborators, University of Aarhus
Taux de rotation en fonction de la profondeur et pour trois latitudes (0, 30 et 60 degrés) déduit des données de l'instrument MDI/SOHO. La région de transition entre les régimes de rotation de l'enveloppe convective et de la zone radiative sous-jacente est très mince. Cette zone de fort cisaillement pourrait être le siège de la dynamo à l'origine du cycle solaire.
Figure de Kosovichev et al. (1997)
Upper panel: Rotation profile directly derived with GOLF and MDI, combined with LOWL splittings for > 3.
Lower panel: Rotation profile obtained after correction of the splittings to account for the differential rotation in the convective zone. The vertical error bars result from propagating splitting measurement errors through the inversion process, while the horizontal error bars give the FWHMs of the corresponding averaging kernels, which is an estimate of the resolution achieved at each depth.
Figure and text from Couvidat et al. (2001)
This image, taken using the Michelson Doppler Imager (MDI) instrument on board the NASA/ESA Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) spacecraft, shows differences in the speed of rotation of material in the Sun. This image is made from continuous observations over a period of twelve months beginning in May 1996. The false colors represent speed; red material is rotating the fastest, dark blue, the slowest. The left side of the figure is rotation speed at the surface of the Sun; red material at the equator is moving approximately three thousand miles per hour faster than the blue material at the poles. The cutaway on the right reveals rotation speed inside the Sun. The large dark red band is a massive fast flow of hot, electrically charged gas called plasma beneath the solar equator. This plasma stream is approximately 300 thousand miles wide and 130 thousand miles deep. This material moves about four percent faster than the surrounding material. Additionally, the newly discovered, but much more subtle, plasma streams can be seen in the cutaway at the poles. They are the light blue areas embedded in the slower moving dark blue regions. Although much smaller than the equatorial stream, they are still immense by terrestrial standards. Each stream is about 17,000 miles across, large enough to engulf two Earths. This material moves about ten percent faster than its surroundings. (Photo Credit: Stanford University) See also the SOHO/SOI-MDI results pages.
