C'est l'archétype de la description de la première phase d'évolution. Il contient la physique la plus précise existant dans le domaine de la physique nucléaire, atomique et plasma nécessaire à la résolution des équations de structure stellaire exprimées dans un espace à 1 dimension, et où la rotation et le champ magnétique n'apparaissent pas explicitement. Le Soleil est presque un cas d'école car on en connaît précisément la masse, le rayon et l'âge. Ce modèle temporel et spatial permet de prédire les flux de neutrinos émis par la région nucléaire et les fréquences des modes en passant par un code d'oscillations.
Le flux de neutrinos détectés au sol est réduit de 30% à un facteur 2 selon les sources de neutrinos par rapport à ceux prédits par le modèle. L'interprétation de ce déficit peut provenir à priori d'incertitudes sur le modèle ou de la méconnaissance tout aussi importante des propriétés du neutrino. La mesure des oscillations acoustiques ne perturbant pas l'étoile permet de tester les hypothèses de ce modèle et de contribuer à l'améliorer. A Saclay, nous avons travaillé sur les taux de réactions, en particulier les effets d'écrantage et d'extrapolation des mesures de laboratoire aux énergies astrophysiques, particulièrement utile pour la connaissance de la section efficace
7Be(p, gamma). Ce travail s'est concrétisé par une revue réalisée dans le cadre d'une collaboration internationale (Adelberger et al. 1998) pour redéfinir les sections efficaces d'interaction nucléaire pour la combustion de l'hydrogène. A Saclay, le code CESAM a été enrichi de cette physique actualisée et des opacités et équations d'état du groupe de Livermore. Ce groupe a en effet assurer la complétude des éléments considérés (21 éléments) nécessaire à la précision offerte par l'héliosismologie (quelques % sur les coefficients d'opacité). Un modèle standard, incluant la diffusion microscopique des éléments (Brun, Turck-Chièze et Morel 1998) a permis de montrer la sensibilité des variables sismiques (acoustiques et gravité). Il a aussi été comparé aux premières données de SOHO (Turck-Chièze et al 1997) et des hypothèses ont été proposées pour interpréter la différence modèle-observation à travers le profil de la vitesse du son.
Grâce à l'extraction simultanée du profil de rotation, il a été possible d'introduire un terme turbulent qui rende compte d'instabilité hydrodynamique à la base de la zone convective, ce terme est la première étape vers l'introduction de la rotation dans les équations de structure. Il en résulte un modèle plus proche de la réalité et qui a l'avantage d'être compatible avec toutes les mesures photosphériques d'abondance (Brun, Turck-Chièze, Zahn 1999).
SOHO a en effet permis de mettre en évidence la dynamique interne d'une étoile illustrée par la
figure 4 qui montre que notre vision des étoiles est en train d'évoluer, mettant pour la première fois en évidence la circulation méridienne de la région convective et des évolutions probables de rotation à la base de la zone convective, probablement à l'origine de la dynamo solaire et peut être de variations stochastiques temporelles.
Les écarts résiduels entre modèle et observation ont
été étudiés en détail et nous avons démontré leur incompatibilité
avec une erreur sur la distribution de vitesse des ions ou la présence
de diffusion turbulente au centre du Soleil (Turck-Chièze, Nghiem,
Couvidat, Turcotte 2001a). Nous interprétons maintenant la différence
résiduelle comme de simples incertitudes sur les ingrédients
fondamentaux (section efficace pp, composition en éléments lourds,
rayon) et construisons un modèle sismique accompagné de flux de
neutrinos sismiquement compatibles (Turck-Chièze, Couvidat, Kosovichev
et al. 2001b). Pour cela, nous nous appuyons sur les fréquences les
plus basses extraites de GOLF et MDI (voir plus haut) qui sont les moins
perturbées par le champ magnétique. Seule la région superficielle très
turbulente n'est pas encore sous contrôle (figure
5). Les mesures héliosismiques de ces vingt dernières années ont
donc permis des améliorations du modèle solaire et une vérification
complète de la structure classique centrale. En conséquence, les flux de neutrinos déduits des études
sismiques et des améliorations du modèle sont connus avec une bien
meilleure précision que précédemment. La sismologie apporte ainsi de
fortes contraintes, en particulier, sur le flux des neutrinos associés
au 8B, très sensible à la physique du Soleil. |
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Ce flux reste sensiblement plus élevé que la détection
observée par l 'expérience neutrino de Superkamiokande, favorisant la
présence d'oscillations de neutrinos. Cette prédiction associée aux très
récents résultats de l'expérience SNO (Sudbury Neutrino Observatory)
mesurant courants chargés (sensibles aux neutrinos électroniques) et
diffusion élastique (mesurant les différentes faveurs de neutrinos),
montre qu'après plus de trente ans de recherche il y a maintenant et
pour la première fois compatibilité entre les prédictions
astrophysiques et la détection des neutrinos sur terre (Turck-Chièze,
Couvidat, Kosovichev et al. 2001). |
Figure 5 : Différence entre le carré de la vitesse
du son extraite des modes acoustiques et celle d'un modèle solaire.
Cette différence a été améliorée d'un facteur 20 au cours des dix
dernières années grâce à l'amélioration conjuguée des modèles et
des observations (Turck-Chièze et al. Phys. Rep. 230 (2-4), 57 (1993 ;
Turk-Chièze et al. 2001, ApJlett, 555, L69). Cette étude a permis de
rejeter des phénomènes invoqués pour résoudre l'énigme des
neutrinos solaires tels que la présence de WIMPS (Weak Interactive
Massive Particules), une forte turbulente dans la région radiative ou
très centrale, une masse très élevée dans les premières phases d'évolution.
Elle a permis d'introduire l'effet de la diffusion microscopique, la présence
de turbulence très localisée dans la région de transition
radiation-convection générée par une rapide variation de la rotation
centrale (source de la dynamo solaire ?) et de mettre de fortes
contraintes sur la section efficace p-p (1%) jamais mesurée en
laboratoire et la composition interne (mieux que 3%). Le modèle
incluant les barres d'erreur observationelles est le modèle sismique
qui permet de valider les flux de neutrinos émis. |
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DSM/DAPNIA/Service d'Astrophysique | mise à jour : 15/10/2001 |
Astrophysique nucleaire |