La rotation du Soleil fait l’objet de phénomènes différents suivant la structure examinée. Ainsi les taches solaires situées sur la photosphère subissent une rotation différentielle et l’atmosphère semble réagir dans son ensemble comme un corps rigide.

La rotation de sa partie visible (environ 2 km/s) est relativement lente, comparativement à une étoile jeune de même masse mais de diamètre supérieur, et tournant entre 20 et 25 km/s.

Cette lenteur, mise en évidence par Evry Schatzman, s'explique par le freinage continuel des champs magnétiques depuis son origine.

Le champ magnétique lié au vent solaire, tourne avec le Soleil jusqu'à de très grandes distances, en lui faisant perdre, en raison de l'important bras de levier, jusqu'à 95 % de son moment cinétique et seulement 1 % de sa masse.

Les premières mesures de rotation réalisées à partir des taches solaires dès le XVII ième siècle ont été élargies à la rotation des gaz et des champs magnétiques. Il en va de même pour la rotation interne du Soleil.

Ces différents mouvements de matière dans le champ magnétique induisent des phénomènes électromagnétiques que l’on ne peut expliquer qu’en faisant appel aux théories de la MHD (voir note à ce sujet).

En se déplaçant perpendiculairement au champ, le plasma entraîne les lignes de force dans son mouvement en le gelant. Ainsi, la mesure simultanée du champ et des vitesses radiales, devrait améliorer notre compréhension des phénomènes éruptifs et de l’évolution des régions actives.
 

Note sur la magnétohydrodynamique :

Chacun a déjà fait connaissance, et peut être sans le savoir, avec les phénomènes électrostatiques.

Par exemple en frottant une règle en matière synthétique sur un lainage, on constate qu’elle attire de petits morceaux de buvard, d’où l’idée d’essayer de comprendre les relations entre charge et mouvement et l'origine des courants et des champs de forces créés par des charges et des courants.

La magnétohydrodynamique est la suite logique de toute une série de découvertes :

• 1790, Galvani découvre le courant électrique,
• 1820, Oersted découvre que le courant électrique crée un champ magnétique,
• 1819-1820, Ampère découvre que le champ magnétique exerce une force sur le courant,
• 1831, Faraday découvre les lois de l’induction,
• 1865, Maxwell analyse la lumière comme une onde électromagnétique (champ magnétique et champ électrique perpendiculaires entre eux et à la direction de la propagation).

Pour répondre aux difficultés de l’étude des milieux astrophysiques, quelques chercheurs, dont le plus connu pour son prix Nobel, Hannès Alfven, ont développé vers 1950 une science qui combine le couplage entre l’électromagnétisme de Maxwell, et la dynamique des milieux continus et compressibles, que l’on a appelé la magnétohydrodynamique ou MHD.

Cette discipline, liée à l’étude de la physique solaire, s’est également étendue aux plasmas de laboratoire pour réaliser le rêve des réactions de fusion contrôlée afin de domestiquer l’énergie nucléaire à partir d’élément simple tel que l'hydrogène de l’eau de mer; concept présentant moins de risque que la fission de l’uranium.

5.1 - Atmosphère

Au XIX ième siècle, il est apparu que le suivi des taches présente une rotation différentielle de moins de 27 jours au niveau de l’équateur, allant jusqu’à 29 jours à 40° de latitude, et de 35 jours dans les régions polaires.

Au-delà de 40° et jusqu’à 65° de latitude, on observe une loi de rotation sensiblement différente pour laquelle on utilise le déplacement des filaments. A latitude égale, ils tournent plus vite que les taches, ce qui laisse sous entendre qu’ils pourraient être ancrés sous la photosphère.

La rotation des gaz mesurée par effet Doppler-Fizeau près du bord solaire indique une rotation plus lente que celle des champs magnétiques, aussi bien au niveau photosphérique que coronal.

L’observation de la rotation des trous coronaux ou des jets de matière, plus lente que celle des taches, montre que les structures chromosphériques ou coronales sont certainement liées à des champs magnétiques à grande échelle et non à des champs localisés comme dans le cas des taches ou des filaments.

5.2 - Intérieur du Soleil

En 1960, Leigton détecte des oscillations solaires présentant une variation périodique quasi sinusoïdale de 3 à 8 minutes qu’il baptise "oscillations de 5 minutes".

Dix ans plus tard, Ulrich, Leibacher et Stein pensent que ces oscillations affectant l’ensemble de la masse du Soleil et non de façon superficielle, sont la conséquence de la superposition d’un grand nombre d’oscillations élémentaires ou "modes d’oscillations".

Ils estiment également qu’une relation bien précise existe entre la période et la longueur d’onde de chacun de ces modes, liée à la vitesse du son à l’intérieur du Soleil que Deubner vérifiera expérimentalement en 1975, marquant ainsi le point de départ de l’héliosismologie (science qui étudie les vibrations de l’astre du jour).

L’intérieur du Soleil semble parcouru par deux modes d’oscillations :

• les modes de pression ou mode "p", correspondant à des "oscillations de 5 minutes", que l’on observe principalement dans la zone convective. Ce sont des ondes sonores ou plutôt infrasonores, inaudibles pour l’oreille humaine (environ 100 000 fois plus graves que les fréquences des sons habituels, mais qui ne peuvent pas se propager dans le vide),
• les modes de gravité ou mode "g", attribué à des ondes de gravité qui occuperaient selon la théorie, la zone radiative, mais qui n’ont pas encore été mises en évidence avec certitude.

Tous ces résultats montrent que les ondes solaires offrent une grande ressemblance avec les ondes sismiques terrestres et qu’elles se propagent pour la plupart à l’intérieur du Soleil en y restant prisonnières.

Après réfraction en profondeur elles interfèrent entre elles et avec celles réfléchies en surface, et provoquent l’apparition de nouvelles oscillations. En théorie, plusieurs millions de modes propres sont identifiables dont plus de 10 000 ont déjà été effectivement mesurés.

Récemment, les astronomes du réseau I.R.I.S (pour International Research on the Intérior of the Sun) installé aux Canaries, ont établi qu'au dessus d'une certaine fréquence, les ondes acoustiques ne se réfléchissent plus en surface, mais qu'elles se dissiperaient en chauffant la chromosphère.

L’observation des modes de pression a permis de définir en quelques années les caractéristiques de la zone convective (température, extension, pression, densité...) et d'en fixer la profondeur, avec une précision de l'ordre de 1 %, car chacun des paramètres de ces modes est porteur d'informations sur les conditions physiques des diverses couches traversées.

Malheureusement, si la manifestation de ces pulsations commence à être bien connue, on ne peut toujours pas déterminer leur origine avec certitude.

En 1985, avec cette technique les physiciens sondent l’intérieur du Soleil pratiquement en temps réel (l’onde sonore met environ 1 heure pour parcourir le trajet), jusqu’à une profondeur de 50 000 km sous la photosphère, pour atteindre 5 ans plus tard près de 350 000 km.

En prenant comme référence un niveau de latitude de la surface solaire correspondant à une période de rotation de 27,7 jours, on observe au niveau moins 50 000 km, une vitesse de rotation en 26,6 jours et de 29 jours à 0,5 R¤.
Par contre la zone radiative semble tourner sans rotation différentielle, mais comme un solide en 8 jours seulement, ce qui laisse à penser qu’il existe une frontière entre les deux régimes de rotation, sous forme d'une discontinuité de faible épaisseur (environ 0,1 R¤).

Cette région de faible épaisseur n’est pas observable pour le moment, mais semble être la clef du mécanisme qui caractérise le phénomène de la dynamo solaire.

De l’étude de ces vitesses, il ressort que la période de rotation des taches est liée à la profondeur de leur ancrage. Ainsi en moyenne, les petites taches ancrées moins profondément tournent en 26,7 jours et les grandes en 27,2 jours.

Une autre méthode basée sur la détection des neutrinos prévus dès 1931, et seulement détectés 25 ans plus tard, devrait permettre de sonder le Soleil jusqu'au coeur en fournissant des informations sans intermédiaires sur les régions d'émission.

La plupart de ces neutrinos proviennent essentiellement de la transformation de l'hydrogène en hélium lors du cycle proton-proton (voir § 10.3), mais compte tenu de la propriété de ces particules d'interagir très faiblement avec les noyaux atomiques, leur détection pose quelques problèmes.

C'est ainsi que dans les années 1968, un réservoir détecteur constitué de 400 m³ de perchloréthylène a été installé à 1 500 mètres sous terre dans une ancienne mine d'or du Dakota du Sud pour se protéger de l'interaction des rayons cosmiques avec le chlore qui pourrait fausser les enregistrements.

Trois autres expériences du même type, Gallex en Italie à Gran Sasso, Sage dans le Caucase et Kamiskande au Japon collaborent depuis peu à cette recherche.

En effet, tout comme les neutrinos, les rayons cosmiques peuvent interférer avec les atomes de chlore en donnant de l'argon Ar 37, puis de l'argon neutre. Les résultats obtenus ne sont pas très significatifs, cette technique nécessiterait la mise en oeuvre d'un réseau de détecteurs en nombre plus important et peut être aussi plus sensible.

Il manque à l'appel au moins un tiers des neutrinos escomptés pour une énergie totale ne représentant que 3 % de celle émise par le Soleil.

L'hypothèse d'une durée de vie limitée par une éventuelle masse même très minime aurait pu expliquer cette faible captation, mais il semblerait depuis la super novae 1987 A que les neutrinos ne subissent pas d'altération évidente au cours de leur trajet.

L'explication la plus plausible repose aujourd'hui sur une modification de la proportion des réactions nucléaires qui pourrait diminuer le flux de neutrinos sans affecter la luminosité du Soleil.

En fait, le déficit en neutrinos est peut être dû à une compréhension insuffisante de la physique solaire pour laquelle les théories actuelles sont très controversées.