A noter que par l'intermédiaire des positons e+, le Soleil produit de l'antimatière

      Cea-10-P Taches solaires 2000 observée sept 2000 par MDI du Satellite SOHO     

Vision statique et dynamique de l'intérieur Solaire 

Grâce aux nouvelles techniques d'observations astronomiques, notre vision de l'intérieur du Soleil est en pleineévolution. D'un statut d'astre chaud, stable et fidèle, le Soleil est devenu un véritable laboratoire de physique présentant des conditions de température et de densité inaccessibles sur Terre. La compréhension des étoiles amène le développement de nouveaux champs d'investigation auprès des réacteurs nucléaires et des lasers de puissance.... sont aujourd'hui en discussion la connexion entre les différentes échelles temporelles et de nouveaux questionnements sur le rôle de la rotation et du champ magnétique ainsi que leurs implications dans l'interaction du Soleil avec la Terre

L’apport décisif de l'héliosismologie à la connaissance de l'astre L'étude des "tremblements de Soleil" a joué un rôle majeur en donnant une nouvelle consistance aux modèles de l'astre du jour. Il y a souvent un grand pas entre Voir, Comprendre  le  fonctionnement d' un objet céleste et pouvoir le décrire avec suffisamment  de précision pour que lui-même devienne alors un laboratoire pour notre connaissance en physique fondamentale !

Soleil, une référence en astrophysique L'astrophysicien cherche les processus dominants puis en ajoute d'autres, secondaires, jusqu'à reproduire ses observations. Il doit être capable de ne pas s'égarer à travers tous les possibles. Aujourd'hui, l'ensemble du spectre électromagnétique est accessible grâce à la mise sur orbite d'outils spatiaux, cela permet de mettre en évidence les éjections de particules, les vents, les rayons X et ultraviolets. Lancé en 1995, le satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), collaboration internationale entre l'Agence spatiale européenne (ESA) et la National Aeronautics and Space Administration (NASA), est entièrement dédié à l'observation du Soleil. Sa supériorité est de réunir à son bord douze instruments qui regardent le Soleil à des longueurs d'onde différentes. Cinq instruments sont consacrés à l'étude de l'atmosphère solaire, testant ainsi la couronne, chromosphère et photosphère situées à des températures différentes et présentant donc des aspects de plasmas différents, Toute la lumière sur le Soleil, Quatre autres sont destinés à l'étude du vent solaire. Trois instruments de sismologie solaire permettent de sonder l'intérieur de l'étoile, occasion unique d'en bâtir enfin une vision complète. Les équipes du CEA ont participé activement à la conception, à la réalisation de l'instrument de sismologie solaire GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies; voir Les mesures sismiques solaires,, ainsi qu'à son interprétation. Ceci donne du Soleil des images bien étonnantes et révèle la richesse de nos visions solaires  

Étoile passée au crible de la sismologie La résolution des équations de structure Soleil nucléaire introduit une physique riche et complexe qui décrit les conditions thermo­dynamiques de l'étoile que l'on souhaite modéliser. Depuis 1960 une rapide revue 'ensemble stellaires a été faite, et les étoiles ont pris vie avec des chemins évolutifs fort différents, ces vingt dernières années, grâce au développement de l'héliosismologie, cette technique, emprunte aux géophysiciens, caractérise la richesse de son information. En effet, le Soleil est un gaz, assimilable à une sphère, et la propagation des ondes est ainsi relativement facile à décrire. D'autre part, le phénomène d'excitation des modes produit par le Soleil est permanent Les mesures sismiques solaires). Deux types d'ondes : 

Les ondes acoustiques sont engendrées par les fluctuations de pression induites par la granulation de surface. 

Les ondes de gravité proviennent principalement de l'inter­face entre la convection et la radiation et sont régies par la gravité. Seuls les modes acoustiques ont fourni une information exploitable actuellement du Soleil en un grand nombre de pixels, 1 024 x 1 024 pour l'instrument MDI (Michelson Doppler Imager) embarqué à bord de SOHO, qui mesure les ondes plus superficielles, ou détecte les modes pénétrant jusqu'au cœur. L'ensemble des modes acoustiques existants accessibles à l'observation. Ceci permet de reconstruire les propriétés plasma solaire de la surface jusqu'à une fraction du cœur nucléaire, en s'appuyant sur deux quantités: vitesse du son et la décomposition des modes composantes liées à la rotation et au champ magnétique des couches traversées. Armés de tels outils de confrontation, il devient possible de résoudre les équations de structure et passer ainsi d'une vision purement théorique à une vision numérique, quantitative et vérifiable. Cette stimulation intellectuelle entre théoriciens, numériciens et observateurs a permis de répondre à des questions concrètes comme: -quels sont les véritables flux de neutrinos émis par le Soleil ?  -Quelle est température centrale ?... -Quel est l'âge des étoiles plus anciennes ? 

                Domaine Fréquentiel de deux types de Modes : Gravité & Acoustique         

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2 modes de Fréquences : Acoustique pour >0.5mHz, gravifique de 50mHz à 0.5mHzsont surimposés sur les observations de GOLF

Le bruit de fond instrumental et solaires associés à la Granulation GR en Régions Active RA et à la Super Granulation SGR,

La vitesse du Son dans le Milieu se Déduit de la mesure du temps acoustique de la propagation, à condition de disposer

d'un modèle proche pour définir la taille de la cavité traversée. Elle est directement liée aux quantité thermodynamique par 

la relation | C² =g P/r | avec g , P & r ... étant les indices adiabatiques du gaz, pression et densité !

par l'étude de ces modes o, accède à la rotation interne, et les effets de champ magnétiques.

Un laboratoire riche de physique complexe: l'état de la matière La composition du Soleil provient du nuage dans lequel il est né. Le profil radial de vitesse du son reflète l'état thermodynamique de matière et ses brusques changements. Il est possible d'identifier des régions où les éléments importants changent d'état : position où l'hélium devient en parti  ionisé, position où le transport ne se fait plus par radiation mais par convection grâce en particulier au changement d'état d'ionisation de l'oxygène. Dans la partie centrale, le profil, la vitesse du son est aussi très sensible à la réaction principale pp (proton + proton) et donc à sa section efficace d'interaction, ainsi qu'aux autres réactions importantes de fusion. L'extraction de la vitesse du son, aujourd'hui obtenue à quelques 10^-4, offre la possibilité d'observer le plasma solaire in situ. Ainsi, l'héliosismologic permis d'évaluer la quantité d'hélium photosphérique inaccessible à la mesure directe, et donc indirectement celle de l'hydrogène. Le fait que l'hélium représente le quart de la masse à la photosphère a beaucoup surpris. C'est une valeur quasiment primordiale alors que le Soleil est né environ 8 milliards d'années après la formation de notre galaxie. Ce résultat met en évidence la nécessité d'introduire la lente migration gravitationnelle relative à l'hydrogène de l'ensemble des éléments et d'en quantifier l'effet: en 4,6 milliards d'années, la composition relative d'hélium par rapport à l'hydrogène est réduite de 8 à 9 % en fraction, de masse par rapport à la valeur initiale, celle des éléments plus lourds comme le carbone, l'azote et l'oxygène d'environ 10 %. Un détail, en apparence, mais avec un fort impact sur l'âge des plus vieilles étoiles, qui s'en sont trouvées rajeunies de plusieurs milliards d'années. Puis le profil de la vitesse du son a mis en évidence ce brutal mais ténu changement de pente qui est le signe d'une modification de transport d'énergie entre la convection et la radiation, avec un comportement très particulier sur une extension de quelques pour cent en rayon. Dans la région radiative, la prise en compte de la composition détaillée et des sections efficaces d'interaction des photons a permis de mieux évaluer la température centrale et donc les taux de réactions thermonucléaires. Il a fallu plus de dix ans aux différentes équipes travaillant aux États-Unis et en France sur l'interaction photon-matière pour introduire tous les processus et tous les éléments qui contribuent à définir le cheminement des photons du centre du Soleil à la surface, Il n'est possible de sonder le cœur nucléaire que si les scientifiques maîtrisent les régions plus externes. Ceci nécessite un effort dans la qualité d'extraction des fréquences modes et la modélisation théorique,  repose sur l'adéquation représentations théorique-sismique

Des Spectres qui en disent Long Les différents rayonnements se distribuent le long du spectre électromagnétique en fonction de leurs n longueurs d'onde, des plus courtes et des plus énergétiques (rayonnement gamma) aux plus longues (les ondes radio). en passant par la lumière visible, Le spectre de ce dernier domaine, est obtenu en faisant passer la lumière par un prisme qui la décompose en différentes composantes, du rouge au violet. 

Découvert par le physicien autrichien Christian Doppler pour ondes sonore, étendu à l'optique par le français  Hippolyte Fizeau.

       Lire-  longueur d'onde... raies d'absorption : H hydrogène, Na sodium, Ca calcium... sans décalage... vers le rouge... vers le bleu, 

Un arc-en-ciel donne un spectre de la lumière visible émanant du Soleil, par réfraction et réflexion dans et sur des gouttes d'eau. Ce même principe s'applique à l'ensemble des rayonnements électro­magnétiques en utilisant des spectrographes, qui analysent la répartition spectrale de l'énergie de ces rayonne­ments et des spectromètres qui enregistrent les spectres élément par élément à l'aide de détecteurs photo­électriques et mesurent l'intensité des rayonnements en fonction de leur longueur d'onde. En astrophysique, la spectroscopie consiste à étudier les corps à distance à partir des rayonnements qu'ils émettent ou des transformations que font subir à ces derniers d'autres corps situés sur leur trajet. Les spectres font apparaître, entre de larges bandes continues (dont chacune porte le nom de continuum spectral  des raies correspondant chacune à une longueur d'onde particulière et, finalement, à l'énergie d'atome ou de molécule du corps observé. Ces raies spectrales sont de deux types, les raies d'émission et les raies d'absorption. Les raies d'émission, claires, correspondent à des rayonnements émis directement par un corps porté à très haute température. Le spectre d'émission permet donc de déceler la présence d'atomes ou de molécules dans l'objet émetteur. Les raies d'absorption, sombres, correspondent également à une longueur d'onde précise, mais en vertu du processus par lequel l'intensité d'un rayonnement décroît quand il traverse un milieu matériel auquel il transfère tout ou partie de son énergie. C'est ainsi que l'on peut analyser la composition d'une source chaude radiative comme le Soleil à partir de l'absorption par son atmosphère d'une partie des rayonnements électromagnétiques qu'il émet (spectre d'absorption). Ce n'est pas tout... l'analyse du décalage spectral permet d'évaluer le mouvement relatif du corps émetteur, grâce à l'effet Doppler-Fizeau(découvert pour les ondes sonores, cet effet a été étendu à l'optique), selon le même principe qui rend de plus en plus aigu le bruit d'un véhicule qui s'approche d'un observateur et de plus en plus grave celui de l'engin qui s'en éloigne. La variation apparente de fréquence (d'autant plus élevée que la longueur d'onde est plus courte) est ainsi proportionnelle à la vitesse relative entre l'observateur et la source. Pour une source lumineuse, cet effet indique que les raies du spectre de cette source sont décalées vers le bleu (blueshift), autrement dit des longueurs d'onde plus courtes, quand elle s'approche ou vers le rouge (redshift) pour des longueurs d'onde plus longues en s'éloignant. L’effet Doppler est notamment utilisé en astrophysique pour la vitesse radiale des étoiles ou des galaxies car leur mouvement, en perspective, provoque un déplacement des raies émises par rapport à leur valeur nominale ou aux mêmes raies émises par une source terrestre. Enfin, la division de raies spectrales en réponse à un champ magnétique (effet Zeeman) est utilisée pour mesurer la puissance des champs magnétiques d'objets astronomiques, en particulier du Soleil.      

Les caractéristiques du plasma solaire Le gaz est sous forme d'un plasma dans tout l'intérieur solaire, est appelé plasma l'état d'un gaz où les électrons se trouvent dissociés des protons. Ainsi, alors qu'un atome est neutre (autant de protons de charge positive que d'électrons de charge négative!, un plasma est une assemblée de constituants chargés. Un élément peut être totalement ou partiellement ionisé, cet état dépend de la température et de la densité. Plus elles sont élevées, plus le plasma est ionisé. Prenons l'exemple de l'oxygène. À l'état d'atome, il est constitué d'un noyau, comportant 8 protons et 8 neutrons, et des électrons périphériques restés liés au noyau. Au centre du Soleil, où la température et la densité atteignent respectivement 15.10⁶ °K et 150 g/cm3. l'oxygène est complètement ionisé, se présente sous La forme d'un noyau 8 fois chargé positivement et de 8 électrons libres qui se promènent au rythme de l'agitation thermique. L’oxygène est dans cet état de plasma dans toute la région radiative, mais plus la température et la densité vont décroître, moins les électrons vont se détacher de l'influence du noyau, Vers quelques millions de degrés, un électron restera lié au noyau oxygène. puis deux, puis trois jusqu'à ce que l'oxygène apparaisse sous l'aspect atomique à la surface du Soleil. 

Dans un plasma, les mouvements des différents constituants sont liés à l'agitation thermique, mais aussi aux mouvements d'ensemble imposés par la rotation du gaz. La présence de particules chargées positivement et d'autres négativement va créer des courants et des champs magnétiques. 

Un cœur nucléaire en partie maîtrisé  Le Soleil est l'unique plasma disponible à ce jour pour tester l'interaction faible, la production de neutrinos et les spécificités du plasma.  Cette interaction est directement liée au temps de vie du neutron, estimé en l'occurrence aux 8 minutes où le proton se transforme en neutron... a donc un caractère fondamental, Par ailleurs, la réaction pp régie par l'interaction faible, est la principale source de neutrinos émis par le Soleil. Bien comprendre le plasma solaire est aussi crucial pour caractériser les plasmas que les physiciens cherchent à fabriquer dans le futur pour l'énergie de fusion, car les conditions thermodynamiques du plasma sont similaires même si les réactants sont différents... Il est Temps que tous les Hommes Deviennent Responsables !

Mesure des éruptions solaires par SOHO

des centaines de tonnes de plasma solaire sont éjectés symétriquement en fonction du magnétisme

 

Des mesures en laboratoire complexes Pour définir le rythme du protons se transformant  en hélium dans les réactions  Soleil nucléaire, les sections efficaces des différentes chaînes ppI, ppII, ppIII et du cycle CNO doivent être connues. Seules celles gouvernées par interaction forte sont accessibles à l'expérience. L'astrophysicien américain William Alfred Fowler a compilé l'ensemble des résultats obtenus et a reçu le prix Nobel de physique en 1983 pour cet effort considérable. Toutefois, les conditions de laboratoire ne sont pas celles des étoiles. Les expériences sont en général effectuées à énergie plus haute que celle rencontrée dans le plasma solaire, car la barrière coulombienne exclut souvent ce domaine, qui varie de 1,5 keV pour l'interaction pp à des  dizaines de keV pour les réactions du cycle CNO (variation en Z\Z2 où Z est le nombre de protons des réactants). De plus, la plupart des mesures en laboratoire se font entre atomes et non entre ions. Il faut donc extrapoler les mesures en laboratoire → aux basses énergies correspondant aux conditions solaires... corriger les expériences en laboratoire des effets coulombiens rencontrés et... réintroduire les effets coulombiens des ions du plasma solaire. Enfin, il est faut ré-introduire l'effet d'accélération des interactions nucléaires dû aux électrons libres et aux ions spectateurs. C'est à cause de cette complexité que les mesures en laboratoire se sont étalées sur une trentaine d'années, avec encore récemment de très jolis résultats destinés à relever certains challenges précités. Ainsi, la mesure ³He a fait intervenir des ions et représente le cas unique réalisé aux conditions d'énergie stellaire.  ô ⁷Be + p Þ  ⁸B + g ô      D'autre part, la section efficace de réaction très difficile à mesurer, déterminante pour prédire les neutrinos détectés par les expériences Super-Kamiokande et SNO, a été contrôlée par différentes méthodes, en particulier  du CSNSM(Centre de spectrométrie nucléaire et de spectrométrie de masse (CNRS - IN2P3 - Université Paris-sud) d'Orsay.   

 

Transport de l’énergie : Interaction Photon-matière A chaque réaction nucléaire, de l’énergie est évacuée sous forme de photons. Typiquement, la transformation de 4 protons en hélium libère 27 MeV. L’énergie produite va équilibrer l'étoile, en compensant celle émise à la surface. De l'émission dans le cœur nucléaire jusqu'à 0,71 rayon solaire, cette énergie est transmise par les photons: c'est ce qui est appelé le rayonnement radiatif. Les photons sont des messagers, dont le cheminement est erratique et complexe, allant de la simple diffusion, dite diffusion Thomson  diffusion élastique à haute énergie sans modification de la longueur d'onde, sur les électrons libres à des interactions  avec les électrons liés soit en les faisant changer de niveau électronique soit en libérant l’électron. Au cours de ces interactions, les photons lent de l'énergie et se séparent en photons de en plus basse énergie. Ces multiples interactions sont définies par des sections efficaces d’interaction et dépendent de l'état du plasma pour chaque espèce présente. Les sections efficaces diffèrent fortement selon les processus considérés. Certaines sont proportionnelles à Z protons du noyau, d'autres à Z², d'autres enfin à Z⁴  Cela conduit à donner un rôle à chaque espèce. Comparer un ion hydrogène et un ion fer revient à comparer Z⁴ =1 à Z⁴ = 457.000 interaction du type électron lié.

 

 

Section efficace d'interaction des photons avec le plasma stellaire.

Lire- Opacité en cm2/g de ₁|¹⁰⁵                   en fonction ^r/_R de _o|¹...      &   θ en.10⁵K° de ₁₃₀|¹, 

             notamment en zone adiabatique  de    _0,98|¹        &    _0,98|¹

carbone 12, oxygène 16, néon, silicium, fer....Zone super adiabatique

 

Ceci montre immédiatement que pour faire un calcul du transfert d'énergie Ionisation/Convexion,  même si l'hélium et l'hydrogène à eux seuls représentent plus de 99 % des ions présents initialement dans le Soleil, il faut connaître les quelques ‰ restants qui vont jouer un rôle considérable dans ce transfert, limitant ainsi la montée en q° du cœur et donc Automatisant directement la Longévité du Soleil. Aujourd'hui, le fer est partiellement ionisé, il a   plusieurs électrons périphériques dans le plasma solaire Central. En se déplaçant du centre vers l’extérieur, de plus en plus d’espèces telles que le nickel, le sodium, l'oxygène se retrouvent partiellement ionisées et en interaction avec les photons qui voyagent. Vers 0,71 rayon solaire, l’oxygène, élément le plus abondant après hydrogène et hélium, devient partiellement ionisé. Les photons se trouvent bloqués par interactions multiples et l'énergie n'arrive plus à être transportée. La q° décroît, le carbone et l'azote deviennent à leur tour partiellement ionisés. 

La convection prend alors le relais, évacuant plus facilement l'énergie vers la surface, tout en homogénéisant la composition de l'étoile. Les photons continueront bien sûr à évacuer de l'énergie mais avec une efficacité faible. Ensuite c'est le tour de l'hélium puis de l'hydrogène de récupérer leurs électrons, augmentant encore l’opacité. Les photons. en approchant de la surface, rencontrent enfin des espèces neutres, voire moléculaires. 

La section efficace d'interaction photon-matière redevient de nouveau faible et finalement Les photons d'énergie correspondant au spectre visible s'échappent de la photosphère.

Le rôle déterminant de l'héliosismologie L'approche théorique couplée à l'héliosismologie a été précieuse. En extrayant très précisément le profil de la vitesse du son avec GOLF et MDI, jusqu'à 6 % en rayon du centre du Soleil, les astrophysiciens du CEA ont pu caractériser le plasma solaire. En particulier déterminer à 1 % près la section efficace p + p, qui n'était connue que théoriquement. Comment vaincre la barrière coulombienne entre deux protons chargés positivement? Les particules le font naturellement grâce à leur vitesse initiale et à l'effet tunnel. L'énergie d'interaction n'est pas énergie thermique, mais une énergie nettement plus élevée. Cet effet, qui a été compris par l'astrophysicien américain d'origine russe George Anthony Gamow, réduit le nombre de protons concernés par ces réactions nucléaires. Si tel n'était pas le cas, le Soleil brûlerait son combustible en quelques millions d'années ! En effet, tous les protons ne se déplacent pas à la vitesse thermique du gaz Ils se répartissent selon une distribution maxwellienne  de la vitesse dans le gaz,(les protons n'ont pas tous la même vitesse mais des vitesses réparties aléatoirement autour d'une moyenne. La vitesse moyenne est égale à (8/p k_BT/m)^1/2 où m = la masse du proton,T la température du gaz et k_B la constante de Boltzmann qui vaut 1,38,10^-23 joules/degré K.)

 

( C_exp² - C_th² ) / C_th²      de ±0,010 / 0.0 fonction rayon/rayon solaire de 0à1 

différence entre le carré de la vitesse du son extrait des ondes acoustiques observée par GOLF et MDI et le carré des modèles solaires.

pour un modèle purement théorique sans effets macroscopiques (pointillés)

pour un modèle incluant le mélange lié au mélange de la région de transition radiation-convection (trait plein)

pour un modèle sismique ajustant certaines quantités physiques, dans les limites d'incertitudes dans la région radiative. 

 

Cette propriété est déterminante pour compter le nombre d'interactions et définir l'énergie de l'interaction  surtout pour l'interaction forte, qui est si dépendante de cette énergie (ou q°). De plus, les électrons libres jouent le rôle d'accélérateurs de l'interaction. Pendant de nombreuses années, des doutes ont planés sur la justesse de la distribution en vitesse et sur les phénomènes dits "d'écrantage''. Pouvait-elle être perturbée par le plasma ou par la présence d'autres espèces ? Là encore l'héliosismologie a apporté des réponses déterminantes. Si la distribution de vitesse n'est pas totalement maxwellienne, cela a un impact important sur les interactions mises en jeu pour des éléments dont le nombre de protons est supérieur à 3 et la vitesse du son en est directement affectée dans sa partie centrale. Aucune signature de tels phénomènes n'a été identifiée par les mesures sismique.  

Production des neutrinos et l’énigme de neutrinos solaires la production d'énergie par interaction faible entre deux protons s'accompagne de la transformation d'un proton en neutron avec émission de neutrino. Réaction fondamentale dans le processus de fusion, le nombre de neutrinos ainsi engendrés se déduit directement de la luminosité totale et de l'énergie libérée lors de la transformation de 4 protons en hélium. 65 KM/cm2/s neutrinos arrivent sur Terre en permanence. Dès les années soixante, le physicien d'origine italienne Bruno Pontecorvo a immédiatement perçu l'intérêt de détecter ces particules mystérieuses. Leur énergie est faible, inférieure 0,4 MeV, et leur détection ne peut être aujourd'hui que partielle. Dans les détecteurs au gallium, ils représentent 60 % des neutrinos accessibles, d'autres réactions produisent des neutrinos plus énergétiques. Les plus faciles à détecté, car leur énergie peut atteindre 14 MeV, sont les neutrinos émis par la réaction voir Soleil nucléaire. 

Leur flux est 10.000 fois plus faible et leur dépendance en température est très élevée, T²⁴ au centre du Soleil. Leur flux est donc fortement dépendant des conditions centrales du Soleil, car ils sont émis près du centre de l'étoile  Ainsi, une erreur de 2% sur la q° centrale engendre des variations d'un facteur 2 sur le flux de neutrinos associés au ⁸B mesuré par les expériences Super-Kamiokande au Japon et SNO au Canada.  Ces neutrinos sont très intéressants pour mieux comprendre le Soleil et le neutrino lui-même. Pendant près de 40 ans, l'estimation théorique du nombre de neutrinos émis fut supérieure au nombre de neutrinos détectés par différentes installations, et pour certaines d'un facteur 2 à 3.  L’héliosismologie permit aussi d'écarter des hypothèses émises pour réduire significativement la valeur de certains flux, comme un mélange d'espèces dû à une convection centrale ou la présence de WIMPs (particules candidates pour la matière noire) au cœur du Soleil. Chaque processus, introduit dans les modèles théoriques, a pu être testé à quelques % près et, finalement, il est possible de déterminer  le flux de neutrinos émis par chaque réaction et d'en déduire le flux prédit pour chaque installation. Récemment, un nouvel ingrédient du modèle a changé: la composition en oxygène s'est trouvée réduite de 30 % et ceci a un impact réel sur la température centrale, mais le flux de neutrinos étant fixé par la sismologie, celui-ci n'a pas été modifié.

 

figure a-distribution de flux normalisé (0 à 15)... rayon/rayon solaire 0,00 à 0,30...   

ns_B  ns_Be  ns_He  ns_{pp  /}  n12_p  n12₀  n12_N

région d'émission des neutrinos associés aux interactions pp dans le soleil |e^- + ⁷Be... p+⁷Be... ³He+p | 

d'autres neutrinos sont émis par le cycle CNO liés aux éléments  | ¹³N, ¹⁵O et ¹⁷F  | à part ceux de la réaction pp ils sont émis au centre du Soleil !.  

 

figure b- Prédiction SNUChlore37/ année de publication-

Lire- taux chlore37 prédit f(t) ₀|¹⁵... taux mesuré sur 20 anss₁₉₆₈|²⁰⁰⁰

Évolution du flux de neutrinos prédit par le détecteur  Homestake du chimiste américain Raymond Davis

| 1 SNU=10^-36 captures/atome/s | en blanc les prédictions de John Bahcall et en rouge celles du CEA

utilisant les mesures sismiques pour guider les calculs du modèle solaire

la barre d'erreur verte correspond à l'incertitude de chaque série de mesures

Dans l'interaction avec ce détecteur les neutrinos du ⁸B représentent 71% des neutrinos émis par le Soleil

La prédiction initiale qui a convaincu Raymond Davis d'entreprendre cette étude était de 22SNU

Ce bon accord vient de la capacité unique de ce détecteur à l'eau lourde de sommer les trois saveurs de neutrinos. L'installation japonaise Super-Kamiokande à l'eau légère n'a pas cette capacité et le déficit par rapport à la prédiction est clairement visible Neutrinos solaires,énigme résolue. Le Soleil est un véritable laboratoire de physique complexe qui permet aussi de sonder les propriétés du neutrino. 

Des Modèles qui Convergent  Au fur et à mesure des amélioration théoriques des progrès de la Sismique la qualité de Modèles des modèles solaires s'est imposé et la physique introduite aujourd'hui est d'une grande richesse . Au cours des années, les différences entre vitesse du son extraites des modes acoustiques et vitesse du son des modèles solaires se sont réduites le modèle sismique est devenu représentatif du soleil dans ses parties radiatives. ses caractéristiques sont représentées dans le tableau(↑) et les information obtenues pour les 2000 couches peuvent être consultées sur les pages web du service astrophysique du CEA. www.dapnia.cea.fr.Phys/Sap/Documents/soleil/solarmodel.html   En 2001, la précision sur la vitesse du son s'avère suffisante pour déduire un modèle "sismiquement" représentatif les flux de neutrinos émis par le Soleil pour les différentes réactions impliquées. La physique des particules a mis en évidence une propriété particulière des neutrinos: ils se transforment d'une espèce en une autre et possèdent donc une masse (neutrinos solaires, énigme enfin résolue). L'interaction entre ces deux disciplines se concentre aujourd'hui sur le transport des neutrinos dans la matière avec de possibles interactions magnétiques ou sur des processus de résonance de spin qui pourraient être associés à de brusques discontinuités de la densité dans différentes régions du Soleil. Un réseau européen se met en place pour résoudre ces nouvelles questions et aussi les suivantes liées à une autre source de neutrinos: celle des supernovae.En Vérité Toute l'Humanité Doit se Mobiliser sur la Connaissance !

Soleil : Vision microscopique à vision macroscopique Il a fallu moins d'un siècle pour émettre des hypothèses sur le fonctionnement des étoiles, les mettre en équation, calculer l'ensemble des quantités thermo­dynamiques internes et les vérifier très précisément dans le cas particulier du Soleil. Dans cette représentation, l'étoile a une vie interne propre, indépendante de la vie externe agitée et éruptive, montrant des périodes plus calmes et d'autres plus agitées. La modélisation stellaire est bâtie, en ignorant deux ingrédients essentiels : la rotation et le champs magnétique. En effet, comme le Soleil tourne lentement, un tour complet en 28 jours, les déformations d'asphéricité sont minimes. Cependant, ceci ne permet pas d'avoir une vision unifiée du Soleil ni de bien comprendre les étoiles jeunes et les phases d'explosion pour lesquelles la prise en compte de ces processus est indispensable. De plus, la Terre est soumise aux phénomènes de la surface solaire. C'est pourquoi il faut dès maintenant s'attaquer à définir la vision "macroscopique" du Soleil, celle qui évolue sur des temps qui ne se chiffrent plus en milliards d'années mais en heures, en jours ou en années. L'héliosismologie va permettre ce pas conceptuel, en cherchant sous la photosphère l'origine des phénomènes qui sont observés depuis plus de 3 siècles à la surface ou au niveau de la couronne Au XVII^ème siècle, l'abbé Jean Picard, astronome et géodésien français, mesurait chaque jour le nombre des taches présentes à la surface du Soleil. Les scientifiques cherchent pourquoi ces régions sombres ont un champ magnétique plus élevé que leur environnement et pourquoi elles migrent des régions polaires vers l'équateur (simulations magnétohydrodynamiques du Soleil). Mais d'abord, il faut mesurer ces mouvements macroscopiques internes

 

Image MDI/SOHO montrant schématiquement la rotation différentielle du Soleil 

( les vitesses faibles sontbleu, les vitesses rapides sont rouge)

 

La rotation de la région convective Selon que l'onde acoustique se propage dans la direction où le Soleil tourne ou dans la direction opposée la fréquence d'un mode va être modifiée. Au lieu d'une simple valeur, ce mode apparaîtra sous forme d'un multiplet à plusieurs composantes et la distance entre celles-ci portera l'information non seulement de 1a rotation de surface mais aussi de la rotation interne que l'onde traverse Les mesures sismiques solaires: Grâce au nombre élevé de modes observés et au temps passé par les modes dans les régions les moins dense il est possible d'extraire le profil de rotation en latitude dans la région convective.  La rotation différentielle de surface (25 jours à l'équateur et 35 jours aux pôles), clairement identifiable par les taches solaires, se retrouve dans toute la région convective. Cette constatation n'avait pas du tout été prévue théoriquement. Les scientifiques pensaient que la rotation dépendait de la distance au centre et que dans la région convective le flux de matière était laminaire écoulement dans lequel les couches de fluide glissent les unes sur les autres sans échange de particules entre elles .   

Ce nouveau résultat, obtenu par l'expérience américaine MDI, apporte par conséquent de fortes contraintes sur l'interaction entre rotation, convection et turbulence. De plus, l'héliosismologie a mis en évidence une région, nommée tachocline, de brusque changement entre une rotation différentielle convective et une rotation rigide radiative. Cette zone correspond à un cisaillement horizontal qui induit un mélange des éléments. L'introduction de cette instabilité hydrodynamique dans les équations de structure limite la diffusion principalement gravitationnelle, précédemment décrite, et permet de parfaitement reproduire l'abondance d'hélium photosphérique obtenue grâce aux modes acoustiques. Cette région de transition est donc maintenant "visible macroscopique". Elle semble d'ailleurs avoir un comportement périodique, encore non expliqué, d'un intervalle de temps de un an et quelques mois. C'est une transition, cruciale pour comprendre l'effet dynamo dans le Soleil, qui maintient et réorganise le champ magnétique, produisant les phénomènes cycliques et éruptifs observés à la surface du Soleil avec un changement de polarité entre pôles tous les onze ans. L'observation sismique de la rotation interne contribue ainsi d'appréhender le processus dynamique de surface.  l'Humanité Doit se Mobiliser sur la Connaissance et Complexité de sa Critique !

 

taux de Rotation solaire 10^-9 Hz de 300à500....en ^r/_R de 0à1

Vitesse de rotation de la Surface (r)en fonction du rayon du soleil (R)...  Lire latitude vers l'extérieur : 0°, 30°,45°,60°,75°

au dessous de la tachocline= 0.7 rayon solaire, la région radiative tourne de façon rigide et uniforme

 

La rotation de la région radiative La dynamique de la région radiative est plus difficile à extraire car le nombre de modes acoustiques pénétrant cette région est plus faible, de même que le nombre de multiplets. De plus, l'excitation stochastique qui comporte la présence d’une ou plusieurs variables Sachant que les étoiles jeunes tournent beaucoup plus vite   rend sur des durées d'observation limitées, l'extraction de l'information difficile. Toutefois, les observations depuis vingt ans et les comparaisons instrumentales ont permis d'obtenir de façon incontestée le profil de rotation dans la région radiative. Les cinq années cumulées de données de SOHO ont offert la possibilité de n'utiliser que des modes basse fréquence faiblement perturbés par l'excitation stochastique et les effets du cycle solaire. En conclusion : la région radiative tourne de façon rigide et uniforme jusqu'au bord du cœur nucléaire avec une période d'environ 27 jours, c'est-à-dire intermédiaire entre la rotation de l'équateur et des pôles. Toute l'Humanité Doit se Mobiliser sur la Connaissance !

 

Sachant que les Étoiles jeunes tournent beaucoup plus vite que le Soleil actuel, ce profil introduit de fortes contraintes sur la perte de moment angulaire  Moment angulaire: produit de la masse par la vitesse de rotation et par la distance à l'axe de rotation. au cours de la vie du Soleil. Il semble que le principal responsable d'un tel profil soit le champ magnétique. Ceci permet également de fixer une limite supérieure à sa valeur actuelle: pas plus que quelques centaines de mégagauss (MG) au centre de la région radiative. Dans la région nucléaire, les incertitudes de mesure sont du même ordre de grandeur que l'information provenant de la région concernée. Une image complète de la rotation nécessite donc la détection de modes de gravité qui présentent une très grande sensibilité vis­à-vis de cette région. La mesure des composantes de 2 ou 3 d'entre eux permettrait déjà de Valoriser et de répondre à plusieurs questions importantes !

Les modes de gravité Ces ondes, principalement piégées dans la région radiative, sont évanescente dans la région convective. Aussi, leur vitesse au niveau de la photosphère est très faible, rendant difficile leur détection. Les efforts entrepris depuis vingt ans avec les réseaux d'instruments au sol sont infructueux. Le satellite SOHO grâce à sa localisation au point de Lagrange L1, où les conditions en température et radiation sont stables, sa longévité, environ onze ans, et a à bord trois instruments sismique qui observent le Soleil en continu

 

Densité de Puissance Spectrale   

    Lire-↑-0à8 fréquence 10^-6Hz... Haut  215 à 230... bas 215 à 225   

                            l =3                              l = 2                                    

un des candidats au modes de gravité détecté à 90% de Confiance comme un 

(Haut) triplet après 1.200 jours d'observation trait rouge & bleu... 

surimpression position théorique 2mode de gravité l =3&2 correspondant au modèle sismique 

(Bas) quintuplet 2.000 jours trait vert & bleu

 

Aucune détection crédible n'a été répertoriée dans la recherche de pics uniques. Celle de multiplets est prometteuse car elle baisse le seuil de détection et offre la possibilité d'apporter des informations sur la rotation du cœur. Les travaux actuels ont permis d'identifier, avec plus de 90 % de confiance des structures de gravité . Les vitesses mesurées sont  2 mm/s la surface du Soleil. Ce niveau de vitesse revient à identifier, de la Terre, une cerise qui oscillerait à la surface de la Lune. Par conséquent, les conditions d'observation pour une telle recherche sont très importantes. En fait, au point de Lagrange, le principal perturbateur est le Soleil lui- même, car la granulation de surface et l'activité solaire perturbent la mesure. C'est pourquoi les astrophysiciens du CEA ont bon espoir de confirmer ou d'infirmer ces potentielles détections en Soleil calme avant l'arrêt de SOHO prévu en 2007, dès que l'activité solaire va décroître (le maximum était en 2001). Les signatures identifiées actuellement correspondent à des signaux présents pendant 5 ans. S'ils étaient avérés ils révéleraient un cœur central à rotation rapide avec un axe d'inclinaison différent du reste de l'étoile. Ce résultat constituerait une nouvelle page d'histoire solaire car le cœur nucléaire aurait conservé un vestige ­des conditions initiales. C'est à la fois un champ d'investigation passionnant pour les années à venir et également une opportunité pour les ingénieurs et techniciens de construire une nouvelle génération d'instruments encore plus performants pour mesurer la dynamique temporelle du cœur nucléaire

d'une étoile, à travers les simulations numériques sur de gros calculateurs massivement parallèles Cependant, d'autres projets spatiaux se dessinent, en particulier le programme (.ILWS (International Living With a Star) et  Solar-Orbiter, où des collaborations américaines et européennes peuvent se nouer. L'ensemble des processus microscopiques et macroscopiques sera mesurés et mis en équation.

 

La relation entre le Soleil et la Terre Des particules solaires émises lors de fortes éruptions perturbent

 

                                   Activités Solaires                              

Elles perturbent les Télecom, créent des Aurores Boréales... peuvent modifier les climats !

les installations électriques ou les véhicules en orbite. La température moyenne de la Terre environ 16 à 17°C, est directement liée à l'énergie émise par le Soleil, le rôle de ce dernier dans notre climat actuel est encore mal connu. 

Sur les 1.365 W/m² émis L’apport au sol est finalement de 242 W/m2. Des variations  cycliques de la température terrestre ont été constatées dans le passé et sont directement imputées à des effets orbitaux de la Terre autour du Soleil §89-Adoubement Le Soleil rendez-vous avec la Terre Depuis 4,6 KM ans, le Soleil brûle de l'hydrogène, la luminosité solaire a augmenté de 30 % à l'échelle humaine, le changement attendu sur cent ans est négligeables C'est pourquoi les scientifiques parlent de "constante solaire", mesurée systématique. Il a été observé une variation d'énergie ±1 watt/242au cours du cycle de 11 ans. Ce phénomène est en partie dû à une redistribution de l'énergie dans la zone convective, sous forme d'énergie magnétique et d'énergie mécanique, suivis  de mouvements de matière ainsi qu'à la présence de facules près des taches solaires. Plusieurs question commencent à être soulevées. Comment la rotation différentielle évolue- t -elle avec le temps? Comment varie l'énergie magnétique qui s'échappe du Soleil ? A-t-elle varié d'un facteur 2 en 100 ans, comme semblent le suggérer les mesures actuelles? Cela a-t-il un impact sur la Météo à court Terme et le climat à long Terme ? Quelle est la véritable interaction des particules chargées émises lors des éjections de masse coronale avec la magnétosphère terrestre? Ces particules modifient-elles significativement la composition des nuages en haute atmosphère ? : il n'est pas pour le moment possible de répondre. Pourtant, il semble raisonnable de penser que l'évolution climatique récente est imputable aux émissions terrestres... qu'il est donc urgent et important d'Étudier. Certaines observations cruciales viendront des instruments à bord de SOHO et des quatre satellites Cluster qui étudient la magnétosphère terrestre. La stratégie d'observation est aujourd'hui définie et le support théorique et numérique se met en place Les simulations, magnérohydrodynamique du Soleil  pour répondre à ces questions à l'échelle de dix à vingt ans. Le Soleil a un impact important sur la technique et les communications et  de plus en plus sensible qui est développée. SOHO est le premier satellite qui renseigne, chaque jour, sur la "météo solaire': avec le descriptif de la vitesse de ses vents, ses éjections de matière qui peuvent être associées 2 à 3 jours plus tard sur Terre aux mouvements de notre magnétosphère et aux aurores boréales  http://sohowww.estec.esa.nl/ Les astronautes et les pilotes ne sont certainement pas les seuls à s'en préoccuper. 

d'après  Sylvaine Turck-Chièze Direction des sciences de la matière

Mesures Sismiques Solaires

Devenue en quelques décennies discipline à part entière de l'astrophysique, l'héliosismologie permet d'étudier quasiment en direct l'intérieur du Soleil, les ondes acoustiques ne mettant qu'une heure environ pour se propager entre le cœur et une surface désormais observée en permanence. Certes, le rayonnement électromagnétique émis par la surface solaire ne met que 8 minutes pour parvenir à la Terre, mais cela lui aura auparavant demandé plusieurs millions d'années pour traverser les 700.000 km qui séparent le centre du Soleil de la photosphère, en raison de l'extrême opacité du matériau traversé. La lumière reçue, après un si long voyage, a donc perdu toute l'information sur ses origines et sur les couches rencontrées. L'exploration de l'intérieur solaire est pourtant rendue possible par l'existence d'ondes acoustiques qui se propagent de la surface jusqu'au cœur, et ce en une heure environ. La 1^ère observation de ces ondes date de 1962, 

 

La génération des ondes 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 la traversent comme source d'informations sur la structure interne Terre. Les ondes sismiques dites ondes P sont de même nature que les ondes sonores: ce sont des ondes qui se propagent en compressant puis décompressant tour à tour le milieu dans lequel elles évoluent. Les sismologues parlent donc d'ondes de pression, d'ondes acoustiques ou encore d'ondes sonores. Les ondes acoustiques solaires sont aussi dénommées onde P. Cependant, il n'y a pas de croûte solide à la surface du Soleil capable de craquer suite aux déformations engendrées par les séismes. Au contraire, la photosphère solaire oscille localement sous l'action des ondes qui s'y réfléchissent. Ce sont ces oscillations (photosphère qui sont détectées. Elles renseignent sur les ondes se propageant dans le Soleil. L'excitation de ces ondes acoustiques est due à la convection. Dans les 30 % les plus externes en rayon du Soleil, le plasma est violemment agité par des mouvements macroscopiques de matière, ou mouvements convectifs. L'énergie produite par fusion nucléaire au cœur, qui permet au Soleil de briller, est transmise 1°-par rayonnement électromagnétique 2°- la convection en transporte l'essentiel dans cette région qu'il est convenu d'appeler zone convectives. Ces mouvements convectifs créent la granulation de surface qui s'observe nettement aux télescopes, et qui donne cet aspect "peau d'orange" à la photosphère. Ces mouvements sont similaires à ceux qui agitent l'eau bouillante d'une casserole en train de chauffer. Les cellules convectives du Soleil frappent" sa surface et génèrent ainsi des ondes acoustiques qui vont ensuite se propager dans l'intérieur de l'étoile, de la même manière que les gouttes de qui martèlent la peau d'un tambour produisent des sons. A l'inverse des ondes électromagnétiques, ces ondes sonores se propagent de la surface vers le cœur du soleil, et parcourent ce trajet en un peu moins d’une heure (rayon acoustique), renseignant sur le soleil quasiment en "temps réel". Cela vient de ce que la vitesse du son dans le Soleil, est proportionnelle à la racine carrée de la température, varie de 7km/s près surface à 510 km/s dans le cœur:... sur Terre (340m/s dans l’air) 

 

Analogie Musicale Le Soleil est un formidable instrument de musique de même qu'une corde de piano ne produit que des sons ayant certaines fréquences précises (le fondamental et ses harmoniques), seules certaines sont autorisées dans le Soleil, qui agit comme une cavité de résonance. Les ondes ayant les fréquences appropriées constituent les modes d'oscillation qui vibrent plusieurs jours durant, voire plusieurs années sont des ondes stationnaires). Les autres sont appelées à disparaître rapidement. La convection, telle marteau de piano frappe la corde, est source d’excitation de ces modes. Prenons cette fois-ci l’exemple d'un trombone. Le musicien, ajuste grâce à la coulisse la longueur de la colonne d'air dans l’instrument, produit des sons de fréquences différentes. Plus cette longueur est importante, plus le son est grave. Quiconque se représentant le Soleil comme une cavité dans laquelle des ondes sonores évoluent, et dont le volume est un million trois cent mille fois plus important que celui de la Terre, comprend instinctivement que ses ondes acoustiques aient des fréquences très basses. Ainsi, le Soleil produit des ondes sonores décalées de 17 octaves par rapport à la note la centrale du piano de fréquence 440 Hz, c'est-à-dire des ondes de fréquences centrées autour de 3 mHz (période de 5 minutes). Pour reconnaître une pièce musicale, ses interprètes utilisent, quelques minutes . Par analogie, dans le cas du Soleil, comme ses fréquences sont environ 150.000 fois plus graves,  pour commencer à extraire de l'information, il faut en fait "écouter" de l'ordre d'une année "d'écoute" continue. 

 

Caractérisation des modes d'oscillation d'une sphère tridimensionnel et sphérique le Soleil est  bien plus complexe qu'un instrument de musique. Les modes d'oscillation dénommés (n ordre radial) et (l degré du mode). ( n) représente le nombre de nœuds radiaux, c'est-à-dire le nombre de fois où l'amplitude de l'onde s'annule entre la surface et le centre du Soleil. (1) correspond au nombre de lignes nodales à sa surface, c'est-à-dire au nombre de fois où le mode se réfléchit à la surface du Soleil. Dans le cas d'une corde de guitare fixée à ses deux extrémités, ses modes d'oscillation sont entièrement définis par la donnée de (n) correspondant au fondamental et harmoniques. De plus, le Soleil tourne sur lui-même et a donc un axe préférentiel de symétrie qui est son axe de rotation. Pour caractériser complètement les oscillations, cet axe impose d'introduire un nombre supplémentaire l'ordre azimutal m qui représente le nombre des lignes nodales à la surface perpendiculaires à l'équateur .

 

        Exemples de 3Modes d’Oscillation 

avec I=degré nodal=6, et m nombre de de ligne nodale _┴ à l'équateur = 0 ou 3 & 6       

 

propagation des ondes Acoustiques  

les ondes tangentielles restent pès de la surface et se Réfléchissent

Les ondes Radiales atteignent le centre du Soleil

La propagation des ondes acoustiques Les ondes sonores informent sur la structure et la physique du Soleil. À cette fin, plusieurs grandeurs sont utilisées: la fréquence des ondes, leur amplitude, leur taux d'amortissement, c'est-à-dire la quantité d'énergie perdue chaque seconde, qui détermine leur durée de vie. L'information que ces ondes transportent dépend également de leur trajectoire dans le Soleil. Elles sont générées à la surface du Soleil par les mouvements convectifs et se propagent alors vers centre de l'étoile. La température augmente au fur et à mesure que les ondes s'approchent de ce centre et elles sont progressivement réfractées (leur trajectoire s'incurve) jusqu’à être complètement réfléchies. Cette réfraction vient  de ce que la vitesse de déplacement des ondes sonores, dépend de la température du milieu dans lequel elles évoluent. Une fois réfléchies, les ondes reviennent vers la surface qu'elles atteignent à une position différents de leur point de départ, puis elles repartent vers l'intérieur, et ainsi de suite. Elles peuvent effectuer des "tours complets" du Soleil. Cette représentation de leur propagation n'est cependant qu'approximative puisque les ondes considérées sont en réalité sphériques. La création de modes d'oscillation depuis de telles ondes sonores se comprend grossièrement de la manière suivant l'excitation des ondes par les mouvements convectifs étant permanente, une onde qui a "fait un tour du Soleil et revient à son point de départ interagit en Résonance ou en assourdi avec une ondes nouvellement excitée. Cette interférence peut être constructive ou destructive. Soit l'onde incidente renforce l'onde qui vient d'être excitée, soit les deux s'annihilent mutuellement. Seules les oscillations ayant les bonnes fréquences donnent naissance aux interférences constructives et deviennent des modes d'oscillation Ces interférences constructives garantissent une durée de vie "décente" à ces modes, au contraire des autres ondes appelées à vite disparaître. Les modes sont piégés dans une cavité limitée à l'extérieur par la surface solaire et à l'intérieur par une sphère centrée sur le centre du Soleil et de rayon égal à la distance à laquelle 1e mode est réfléchi (point de retournement interne). Si chaque mode est caractérisé par son degré (1) et Son ordre (n) alors plusieurs milliers ont été détectés avec précision à la surface du Soleil. L'intérêt d'un tel nombre est que, chaque mode se propageant selon un "chemin" différent dans le Soleil, plus les chercheurs ont accès à un grand nombre de mode d'oscillation, plus la couverture de l'intérieur solaire est complète. En l'absence de certains modes, il reste des régions solaires qui ne peuvent être atteintes an degré (1) donné, plus un mode a un ordre radial (n) élevé, plus il s'enfonce profondément dans le Sol avant d'être réfléchi (point de retournement interne plus près du cœur). De même, à (n) donné, plus (I) est faible et plus le point de retournement interne est proche du centre solaire.

L'instrument, spatial, GOLF spectromètre à résonance La meilleure façon de connaître les ondes internes pénétrant jusqu'au cœur du Soleil est d' employer un spectromètre à résonance, Il enregistre les variations périodiques de la vitesse Doppler  Des spectres qui en disent long. Dans le cas de GOLF Global Oscillations at Law Frequencies, installé il bord de la sonde spatiale SOHO SOlar and Heliospheric Observatory, ce sont les vitesses de déplacement des raies du sodium formées à environ 500 km au-dessus de la photosphère qui sont exploitées. L'interférence de l'ensemble des modes acoustiques est détectée en surimpression de la vitesse de déplacement du Soleil par rapport à r observateur. Puis, par transformée de Fourier, le spectre de fréquence est obtenu en Vision statique et dynamique de l'intérieur solaire. Après avoir filtré la lumière solaire autour des longueurs d'onde du sodium (589 nm) les détecteurs comptent les photons qui ont résonné avec ceux d'une cellule contenant du sodium gazeux il environ 200°C Ce phénomène atomique permet de définir un "très fin pinceau dans la raie du sodium. En choisissant la polarisation d'entrée et en plaçant cette cellule dans un champ magnétique de 4 kG, une mesure est effectuée sur le flanc gauche de la raie, puis en changeant de polarisation, sur le flanc droit. De la dissymétrie du comptage est extraite la vitesse Doppler entre le Soleil et l'instrument. Une mesure régulière toutes les 10s offre la possibilité d'étudier les fluctuations de cette vitesse et d'en déduire la fréquence de chaque mode, Il convient donc de suivre continûment le Soleil, soit avec des instruments placés en réseau autour de la Terre (réseau français IRIS), soit en satellisant un instrument comme GOLF et en le plaçant au point de Lagrange Ll Après plusieurs années d'observations, la précision sur les fréquences est de quelques 10^-5 et la vitesse du son est extraite à mieux que l0^-3 près, ce qui permet de connaître les processus physiques à quelques %. 

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         Instrument Spatial GOLF par l'Institut d'astrophysique d'Orsay, le Dapnia au CEA             

Institut d'astrophysique des Canaries en Espagne et les Observatoire de Bordeaux et de Nice... 

 

Il étudie la structure interne du Soleil par le Spectre d'oscillations globales dans les fréquences 10^-7 à 10^-2 Hz

 

Un nouvel instrument est en construction au Département d'astrophysique, de physique des particules, de physique nucléaire et de l'instrumentation associée (Dapnia) du CEA, entre les services d'astrophysique (SAp), d'électronique, des détecteurs et d'informatique (SEDI) et d'ingénierie des systèmes [SIS), en collaboration avec les observatoires de Bordeaux et de Nice et l'Institut d'astrophysique des Canaries (IAC) Le but est d'améliorer encore d'un facteur 10 la sensibilité de l'instrument afin de mesurer un grand nombre de modes de gravité et leur variation temporelle. L'objectif est d'atteindre des vitesses superficielles de 0,1 mm/s. d'après Sylvaine Turck-Chièze Direction des sciences de la matière CEA centre de Saclay

Des Ondes à la Structure Internes La méthode la plus employée pour retrouver la structure interne du Soleil, à partir d'un nombre suffisant de modes observés, est appelée problème inverse.  Les physiciens opèrent de la façon suivante: ils disposent par exemple, des fréquences de modes d'oscillation résultat d'observations et également d'un modèle solaire calculé sur ordinateur et suffisamment représentatif du Soleil réel. En utilisant ce modèle solaire, ils prédisent les fréquences des modes d'oscillations observés.  En faisant ensuite un hypothèse sur la relation entre la pression, la densité la température équation d'état, ils déduisent le profil de température du Soleil. L'observation des modes d'oscillation donne également accès au profil de rotation du Soleil. Actuellement, il n'est pas encore possible d retrouver la structure solaire dans ses 7 % les plus interne en rayon (15% de la masse), ainsi que la rotation dans les 20 % les plus internes.  L'utilisation des modes d'oscillation  globaux ne peut fournir qu'une information  moyennée en longitude, et bien souvent également moyennée en latitude. L'héliosismologie locale, contrairement la  globale, est fondée sur l'observation de la propagation locale d'ondes Elle permet d'étudier les taches solaires. 

 

   MDI-Profil de Vitesse du Son sous une tache Solaire      

 Les Vitesses élevées sont Rouges  les lentes sont Bleus

d'après Sébastien Couvidat & Raphael Garcia  Direction des Sciences de la Matière

 

Les simulations Magnétohydrodynamiques du Soleil

Les chercheurs et leurs supercalculateurs Simulent en 3D la machine électromagnétique à l'œuvre au sein du Soleil.

 

                Éruption Solaire                     

Ces Boucles magnétiques dans la Couronne Solaire facilitent les reconnections des lignes de champs et Génèrent les Éruptions

 

Le Soleil a une influence directe sur la Terre par son activité magnétique et son vent de particules chargées. Il perturbe l'environnement spatial autour de notre planète jusqu'à endommager nos satellites, voire, dans le cas d'éruptions solaires extrêmes, nos centrales électriques. Aujourd'hui il est admis que ces phénomènes dynamiques sont reliés à une dynamo turbulente interne à la base de la zone convective solaire.Nous simulons en 3D cette interprétation sur de gros calculateurs du CEA au CCRT Centre de calcul recherche et technologie de Bruyères-le-Châtel (Essonne).

 

Enjeux et défis de la modélisation dynamique du Soleil Le Soleil tourne en 28 jours environ. Les 30% les plus externes sont animés en

 permanence de mouvements convectifs. Ces mouvements sont turbulents et chaotiques  subissent l'influence des forces de Coriolis et de Laplace. Pour comprendre la dynamique turbulente et l'activité magnétique du Soleil et pouvoir l'anticiper et se protéger de ses incidences sur Terre, il est nécessaire de disposer d'un modèle physique de son intérieur et de son atmosphère. Le modèle actuel des couches dynamiques externes repose sur la dynamique des fluides et des plasmas (fluides conducteurs),aussi appelée magnétohydrodynamique (MHD), de tels systèmes d'équations n'ont  pas de solutions mathématiques exactes du problème posé par la turbulence et activité solaire. Il convient de simplifier le système étudié pour pouvoir le traiter analytiquement, ou de développer un programme informatique résolvant le système le mieux possible par approximation numérique. Enfin, il est possible de cumuler ces deux approches pour analyser un à un chaque aspect du problème. Il est certain que l'apparition de calculateurs 10¹⁴ opérations élémentaires par seconde ou Teraflops, encourage le développement de codes performants décrivant la magnétohydrodynamique des étoiles dont le Soleil, et le système Soleil-Terre.

 

Le magnétisme solaire est de nature différente à l'intérieur de notre étoile, où le champ magnétique est entraîné par les mouvements, et dans son atmosphère, où le champ magnétique dicte la dynamique. Pour cette raison, la modélisation de la magnétohydrodynamique du Soleil a été séparée en physique solaire interne et externe.  Il reste cependant encore beaucoup d'efforts à accomplir avant d'arriver à un modèle complet. 

En se limitant à la  convection turbulente, c'est -à -dire interne, du Soleil... La dynamique atmosphérique du Soleil doit en partie son existence et sa variabilité à son couplage fort avec la dynamique interne,  vrai pour le cycle de 22 ans d'activité magnétique et d'émergence des taches solaires (voir plus loin "Propriétés et rôle du champ magnétique") :

1°-par modélisation locale cartésienne à très haute résolution une portion réduite de la convection de surface solaire. 2°-par modélisation globale en géométrie sphérique à résolution plus modeste de l'ensemble de la zone convective (excepté les couches superficielles). La première méthode permet de décrire plus correctement la turbulence solaire et les propriétés microscopiques du plasma, au détriment de l'usage de la bonne géométrie et de la présence d'écoulements moyens globaux. La seconde a l'avantage d'ébaucher un modèle de circulation "générale" dans le Soleil, comme ceux développés pour prédire le climat. C'est cette deuxième approche qui sera décrite ici.

 

La convection thermique C'est le processus de transport d'énergie thermique par le mouvement d'un fluide, Ce qui est chaud monte et ce qui est froid

 descend. Ce mouvement convectif tend à réduire la différence de température entre le fond et la surface. Dans le cas des étoiles, les mouvements convectifs servent à évacuer l'énergie nucléaire produite en leur centre. La localisation des zones de convection dépend fortement de la masse des étoiles, les plus massives ayant une convection centrale. Quand il y a une forte variation de la densité, comme dans les enveloppes convectives de type solaire, l'entropie(1’entropie est la quantité physique qui mesure le degré de désordre d'un système comme, par exemple, la dégradation de l'énergie) du fluide devient la variable naturelle pour caractériser l'efficacité, une convection très efficace est quasi-adiabatique (sans perte de chaleur). 

Dans la nature, le transport de L'énergie thermique peut également se faire par conduction (contact direct entre un corps chaud et un corps froid) ou par rayonnement (énergie transportée par les photons). Dans les étoiles de type solaire, la conduction joue un rôle négligeable par rapport au rayonnement, qui domine du centre jusqu'à 0,71 rayon solaire, et à la convection, qui domine entre 0,71 et presque 1 rayon solaire. 

Simulations numériques globales  de la convection turbulente solaire Le Soleil présente un aspect granuleux qui provient des mouvements

 convectifs turbulents transportant la chaleur vers sa surface. Au gré du développement d'ordinateurs, la résolution utilise les codes hydrodynamiques modernes atteint aujourd’hui un maillage de 4.000Km de coté et 1000 km de profondeur, donc proche de l'échelle spatiale de granulation. Le mouvement convectif (vitesse radiale/verticale) d'une sphère de gaz en rotation est représenté à trois instants successifs. 

 

            Évolution temporelle de la vitesse radiale dans une simulation globale de Convection par Rotation       

Il apparaît clairement que les lignes de flots descendants (en bleu) sont plus étroites que les larges flots montants (en jaune-rouge). Les cellules à plus haute latitude évoluent, se mélangent entre elles et se disloquent par la formation de nouvelles structures. Aux interstices des lignes de flots descendants, des structures cycloniques, qui tournent dans le sens des aiguilles d'une montre dans l'hémisphère Sud et inversement ans l'hémisphère Nord, sont visibles. Ces structures, dénommées panaches, correspondent à des tubes de vorticité intense et traversent toute la zone convective en profondeur. Plus près de l'équateur, il faut noter que les motifs convectifs  et plus alignés avec l'axe de rotation (direction nord-sud), Ces structures sont également étirées et cisaillées par un écoulement horizontal à grande échelle: la rotation différentielle.

 

Effets de la rotation La rotation, de symbole W, est présente partout dans l'Univers (planètes, systèmes planétaires, étoiles, galaxies...!. Son effet sur

 un élément donné (objet solide, fluide...) dépend de la force centrifuge tend à éloigner tout objet du centre et de la force de Coriolis déviant tout objet en mouvement vers sa droite dans l'hémisphère Nord et vers sa gauche dans l'hémisphère Sud. Plus le système tournera vite, plus la force centrifuge dominera, jusqu'à éparpiller complètement l'objet si son amplitude dépasse la ou les forces de cohésion internes . 

Les forces de cohésion internes sont :  pour un objet solide les forces électrostatiques entre atomes et pour une, masse de fluide, comme une étoile, la force de gravité. Le Soleil tourne plutôt lentement. Ses mouvements convectifs sont donc surtout influencés par la force de Coriolis. L’effet le plus frappant de cette force est sans aucun doute la création dans l'atmosphère terrestre de cyclones. Il y a alors balance entre le gradient de pression horizontal et la force de Coriolis: équilibre géostrophique. à partir d'une certaine extension spatiale, appelée rayon de Rossby... sur la Terre les cyclones ont  un rayon d' environ 100 km, au Soleil, ce rayon se situe entre 10.000 et 30.000 km,  Bien sûr, la nature turbulente des mouvements convectifs dans les étoiles altère cet équilibre. Par exemple, la circulation méridienne(Circulation méridienne: écoulement moyen sous forme de cellules dans le plan méridien ) Pour les étoiles tournant plus rapidement, la force centrifuge devient importante et elle tend alors à aplatir l'étoile aux pôles.

Comprendre la rotation différentielle solaire L'observation du Soleil révèle que sa surface tourne avec une vitesse de rotation qui varie en

 latitude, de 25 jours à l'équateur jusqu'à 35 jours aux pôles. C'est particulièrement vrai des panaches convectifs qui sont à l'origine de l'accélération équatoriale observée dans les simulations qui représente la rotation différentielle en profondeur et en latitude accompagnant les mouvements convectifs observés, révèle, d'une part, que toute la bande équatoriale tourne plus rapidement et, d'autre part, que la rotation différentielle ralentit jusqu'à tourner 30 % moins vite aux pôles. Vers 45-70° de latitude, la rotation est constante le long des lignes radiales,  Cette rotation différentielle est largement à l'origine de l'advection des cellules convectives vers la droite à l'équateur et vers la gauche aux latitudes plus élevées) (cf. marqueurs de la figure 1).  Cela démontre que les modèles de convection turbulente tridimensionnels commencent à devenir réalistes pour décrire les mouvements aux grandes échelles observés dans le Soleil. Le profil de rotation est établi par la redistribution continue du moment cinétique( moment cinétique, ou moment de quantité de mouvement, est le produit ( masse) par( vitesse) et par ( distance à l'axe de rotation)) contenu dans la coquille convective en rotation. En particulier, les corrélations des trois composantes de la vitesse (ou tenseur de Reynolds) transportent le moment cinétique depuis les hautes latitudes vers l'équateur, accélérant ainsi cette portion de la zone convective. Une caractéristique importante du profil de rotation solaire est qu'il devient constant dans l'intérieur radiatif, la transition entre la rotation différentielle et la rotation solide se faisant très rapidement dans une zone à très fort cisaillement appelée tachocline. Cette couche limite est cruciale pour comprendre la dynamo solaire et il est prévu d'adjoindre aux simulations de la zone convective une zone stable la modélisant.

 

    Rotation différentielle 10^-9 Hz de 350 à 500       

    en profondeur   ^r/_R  de 0.7à1 et en latitude de 15° à 75°     

lire-(485  /  414  /  340 ) →  équateur

 

Propriétés et rôle du champ magnétique Le diagramme d’émergence des taches solaires, d' une succession de bandes se propageant vers

 l’équateur alternent leurs signes tous les 11 ans, formant ainsi des ailes de papillons. La conséquence directe d’une telle observation est que l’axe du champ magnétique solaire doit forcément s’inverser tous les 11 ans pour accompagner l’alternance des polarités « d'où le cycle des 22 ans ( + / - / + ) ». En outre, dans la haute atmosphère solaire (couronne), des boucles de champ magnétique apparaissent, se développent sans cesse, produisant ainsi des éruptions solaires brillantes mais accompagnées de peu d’éjection de matière. Il existe aussi des configurations de champ magnétique très complexes qui sont généralement reliées aux régions actives rassemblant plusieurs groupes de taches solaires et possédant de façon prédominante (70%) une structure en S ou N, selon l’hémisphère considéré. Dans ce cas, les éruptions sont beaucoup plus violentes et éjectent du plasma dans le milieu interplanétaire : ce sont des éjections de masse coronale. La régularité de l’émergence des taches solaires contraste avec l’imprévisibilité de la dynamique de surface du Soleil. Pourtant, elles sont liées car plus on s’approche du pic d’activité solaire (5 à 7 ans après le précédent retournement), plus la fréquence et l’intensité d'éruptions sont grandes. Ces phénomènes magnétiques apparaissent dans le Soleil car son gaz est conducteur. Présence de particules chargées (électrons, ions) dans le plasma solaire permet l’induction d’un champ magnétique par les mouvements convectifs. Cet effet dynamo est à l’origine du magnétisme observé. Afin de pouvoir comprendre la diversité des formes que revêt le magnétisme solaire, il est nécessaire de distinguer les événements réguliers de ceux qui ne le sont pas. La théorie actuelle suppose que la dynamo solaire est séparée en dynamos petite et grande échelle. Le cycle des 22 ans, l’ordre des polarités des taches solaires dite loi de Hale, amplification des structures magnétiques parallèles à l’équateur sont reliés à la dynamo qui est organisée vraisemblablement dans la tachocline à la base convective. L’activité irrégulière et le champ magnétique désordonné (éruptions, points brillants. . .) sont le résultat de turbulences convectives.

   Diagramme papillon d'émergence des tâches solaires F( T, l ) de 1980 à 2000   

  lire latitude equateur, ± 30°, ±90°... pôle magnétique sud... pôle magnétique nord ...Renversement du Pôle Magnétique

  pôle magnétique nord        pôle magnétique sud    magnétisme 0gauss, ±20 gauss, ±40gauss  

Loi de Hale- Nous voyons la Migration des  Tâches et le renversement de la polarité en 22ans

La reconstruction du champ magnétique coronal à partir d’une simulation tridimensionnelle de la zone convective solaire, révèle des structures en boucles resserrées, telles les boucles magnétiques dans la couronne solaire, ainsi que des lignes de champ s’ouvrant vers l’extérieur, un peu comme avec les trous coronaux solaires. La présence d’un champ magnétique fort, créé par l’effet dynamo, modifie la convection, les courants moyens et la balance d’énergie du système.  Les champs magnétiques produits apparaissent intermittents et leurs composantes fluctuantes dominent par 2 ordres de grandeur les champs moyens globaux. La polarité du champ magnétique poloïdal (allant d’un pôle à l’autre) se renverse dans ces simulations mais sur une période trop courte de 500 jours. En fait, le champ moyen toroïdal (parallèle à l’équateur) du Soleil est proportionnellement plus important que dans les simulations et le renversement se fait tous les 11ans. Les calculs confirment l’idée que de tels champs sont générés dans une zone cisaillée stable comme la tachocline.  Dans l’avenir, il deviendra possible de calculer en temps réel un modèle « météorologique » du Soleil et ainsi maîtriser plus efficacement les risques liés aux interactions Soleil-Terre. 

 

     Reconstruction du champ magnétique Coronal     . 

Simulation tridimensionnelle de Dynamo turbulente de la zone de convection solaire

lignes de camps : en blanc =  fermées... en jaune et violet = ouvertes

Images de fond = composante radiale à 0.95(r) du champ magnétiqye . 

Magnétisme et effet dynamo Les effets du champ magnétique se retrouvent dans la plupart des objets célestes, Par exemple sur Terre, c'est le

 champ dit géomagnétique qui agit sur l'aiguille des boussoles et l'oriente sur l’axe nord-sud, Pour le Soleil le champ magnétique peut être jusqu'à plus de 1000 fois plus intense, prenant tour à tour la forme de taches solaires d'éruptions, de protubérances de points brillants... Le magnétisme de la Terre et du Soleil vient de l'effet dynamo, Cet effet est la propriété qu'a un fluide conducteur en mouvement de pouvoir générer par induction un champ magnétique, S'il n'est pas entretenu, le champ magnétique diffuse et décroît. Seuls certains écoulements ont la capacité d'amplifier et d'entretenir le champ magnétique, ce qui est le cas des turbulences présents dans te Soleil. En effet, la convection turbulente associée à la forte rotation différentielle en profondeur et en latitude dispose des propriétés d'étirement, de cisaillement et d'enroulement nécessaires au développement d'un effet dynamo. À la présence d'un champ magnétique est associée la force de Laplace qui agit sur les mouvements du plasma comportant des particules chargées. L'effet de cette force peut être décomposé en une composante reliée à la tension le long des lignes de champ magnétique et une autre associée à un gradient de pression magnétique perpendiculaire aux lignes de champ magnétique. Comme pour la rotation, il est possible de trouver des états d'équilibre entre gradient de pression et champ magnétique, voire avec la force de Coriolis dans le cas d'un système tournant comme le Soleil. Léquilibre magnétostrophique. mais let degré de turbulence dans les couches externes du Soleil modifie cet équilibre.

d'après Allan Sacha Brun Direction des sciences de la matière

 

La fusion par confinement magnétique...Voir ITER dans Énergie

  

Une fois que l'énergie électromagnétique des faisceaux lasers ultraviolets pénètre à l'intérieur de la cavité, où elle est convertie en rayonnement X caractéristique d'une température de quelques millions de degrés, plusieurs types de plasmas de caractéristiques différentes sont produits. L:ablation de l'or du Hohlraum produit le "plasma de cavité", tandis que celle de la coquille de la cible de DT produit un plasma moins dense, lancé en détente violente. C'est naturellement à l'intérieur même de la capsule en implosion que sont produits les plasmas les plus denses et les plus chauds. L:allumage des réactions thermonucléaires élève finalement la température du plasma de fusion à environ un milliard de degrés. Les régions hachurées correspondent au domaine qui pourra être exploré par la Ligne d'intégration laser, prototype du Laser Mégajoule. Sont également portés sur cette figure l'ordre de grandeur du temps de vie des plasmas de chaque domaine caractéristique [ns = nanoseconde, ps = picoseconde), et deux droites d'égale pression (isobares) permettant de situer le domaine de pression compris entre 10 gigabars [Gbar) et 1 térabar (Tbar). Le trait diagonal rouge représente les caractéristiques des plasmas rencontrés dans le Soleil, depuis sa surface (la photosphère) jusqu'au cœur. à noter que les plasmas de fusion par confinement inertiel sont un peu plus denses que le cœur du Soleil et également plus chauds.  

 

 

Premier organisme capable de réaliser la photosynthèse les cyanobactéries apparurent dans l'océan primordial du Précambrien il y a plus de

 trois milliards d'années. En utilisant l'énergie solaire, elles produisirent de l'oxygène qui s'accumula lentement, entraînant une véritable "révolution dans l'évolution", L'enrichissement en oxygène de l'atmosphère primitive conduisit à la création de la couche d'ozone, qui protège la Terre des rayons solaires ultraviolets provoqua des modifications du climat et de composition de croûte terrestre, Ces changements ont permis une colonisation des continents par de nouvelles formes de vie animale et végétale, Les végétaux, qui fabriquent leur matière organique à partir de substances minérales qu'ils puisent dans le sol ou dans l'eau, sont capables de se développer dans les endroits les plus reculés du globe et même sur des sols pollués.

 

Photosynthèse produit d'oxygène chimie verte enclenchée par l'énergie solaire 

 

             Fermenteur de culture de cyanobactérie            

Étude biophysique sur la photosynthèse. L'intensité de la lumière à laquelle ces organismes sont exposés

augmente au fur et à mesure du cycle de croissance. le liquide est centrifugé pour récupérer les cellules.

les enzymes photosynthétiques intéressantes seront isolées et purifiées grâce à l'utilisation de détergents.

des organismes mutants peuvent également être cultivés

La photosynthèse est le processus biologique mis en œuvre par les plantes, les algues et certaines bactéries pour convertir l'énergie lumineuse en énergie chimique indispensable aux espèces vivantes (encadré E, Le processus de photosynthèse, p. 90), La partie photophysique du processus correspond à l'absorption de l'énergie solaire par les chlorophylles, le colorant vert des feuilles des végétaux, Au sein de la cellule végétale, les chlorophylles sont portées par des protéines membranaires et sont organisées en réseaux collecteurs, les antennes, pour que, d'une part, le plus grand nombre de photons puissent être absorbés et que,  les chlorophylles excitées électroniquement par l'absorption d'un photon transfèrent cette excitation de proche en proche vers une chlorophylle spécialisée P, à qui l'environnement protéique confère des propriétés particulières, Dans Fermenteur de culture de cyanobactéries servant aux études biophysiques sur la photosynthèse. L'intensité de la lumière à laquelle ces organismes sont exposés augmente au fur et à mesure du cycle de croissance. Le liquide est centrifugé pour récupérer les cellules. Les enzymes photosynthétiques intéressantes seront isolées et purifiées grâce à l'utilisation de détergents. Des organismes mutants peuvent également être cultivés. son état excité, cette chlorophylle P doit se débarrasser­ d'un électron. Il se produit donc une réaction  photochimique donnant naissance à deux espèces radicalaires de charges opposées et extrêmement réactives, Ces radicaux sont ensuite utilisés dans des réactions chimiques nécessitant une quantité importante d'énergieÉtudes Préalables des Voyages Spatiaux !

La vie sur Terre est basée sur la chimie du carbone, dont la Source est le gaz carbonique ou dioxyde de carbone (C0²). Pour devenir utilisable dans les réactions biologiques, il doit être "énergisé';, c'est-à-dire emmagasiner des électrons e^- et des protons H⁺ pour compenser les charges négatives. Les électrons à haute valeur énergétique sont ceux originellement cédés par la chlorophylle P. Pour que le système fonctionne, il est indispensable que P récupère chaque électron . Les organismes photo­synthétiques ont résolu ce problème dans l’histoire de l'évolution, il y a plus de trois milliards d’années, en développant l'astuce qui changé le monde ils ont pris les électrons à l'eau. Apparition de l'oxygène : cataclysme écologique Prendre des électrons à l'eau (H²O) a eu pour conséquence de produire du dioxygène (0²) et des protons. Pendant une longue période, après l'apparition de la photosynthèse, la concentration d'0² dans l'atmosphère­ est restée très faible en raison de la forte capacité des minéraux à le piéger. Cet événement dans l’histoire de la Terre est clairement enregistré dans les couches géologiques riches en oxyde de fer (Fe₂0₃) jusqu'à environ - 2,5 KM.ans( http://www.ac-montpellier.fr/ressources/99/99en0328.html). Après saturation des minéraux en oxygène, celui-ci s'est alors répandu dans l'atmosphère avec conséquences­ majeures. Jusqu'à cette période, la quantité oxygène rencontrée par les espèces vivantes était faible. Les quantités issues de la photosynthèse étaient d'un tout autre ordre de grandeur, au point de devenir un poison pour les espèces vivantes Pour celles qui ont survécu, la présence d’O₂ a été mise à profit dans un nouveau processus énergétique: un type de respiration avec O₂ comme accepteur terminal des électrons. Les molécules carbonées riches en énergie produites par la photo­synthèse sont devenues le combustible, et le déchet O₂ le comburant. Ce type de respiration, d'un bon rendement énergétique, a favorisé le développement organismes multicellulaires puis de formes vivantes plus complexes. Sous l'effet du rayonnement ultra­-vioIet (UV) solaire, l'apparition d'02 a eu comme conséquence l'accumulation d'ozone dans les couches supérieures de l'atmosphère, protégeant ainsi les espèces vivantes des effets dommageables des radicaux libres engendrés par le rayonnement UV. Ce filtre naturel anti-UV permit pour la première fois à la vie de sortir "au grand air': Ce sont les espèces photo­synthétiques qui sont  responsables de la création et maintien des conditions nécessaires à la vie sur Terre, telle que nous la connaissons. Pareille réussite tient au peu de besoins : de soleil, d'eau et de gaz carbonique.