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Soleil
Soleil
?
Soleil
Données observées
Demi-grand axe
de la Terre (1 ua)
149 597 870 km
Magnitude apparente (En astronomie, la magnitude apparente mesure la luminosité — depuis la Terre — d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Cette grandeur a la particularité d'avoir une échelle logarithmique...) −26,8
Magnitude absolue (En astronomie, la magnitude absolue d'un objet céleste est la magnitude de cet objet s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs (environ 32,6 années-lumière). Pour les objets du système solaire, la...) 4,8
Caractéristiques orbitales
Distance du centre
de la Voie lactée (La Voie lactée (appelée aussi « notre galaxie », ou parfois simplement « la Galaxie », avec une majuscule) est le nom de la galaxie dans...)
2,50×1017 km
(8 700 pc)
Période galactique 2,26×108 années
Vitesse (On distingue :) 217 km/s
Caractéristiques physiques
Diamètre (Dans un cercle ou une sphère, le diamètre est un segment de droite passant par le centre et limité par les points du cercle ou de la sphère.) moyen 1 392 000 km
Aplatissement (L'aplatissement d'une planète est une mesure de son « ellipticité »; une sphère a un aplatissement de 0, alors qu'un disque infiniment mince a un aplatissement de 1.) aux pôles 9×10-6
Surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a plusieurs acceptions, parfois objet géométrique, parfois frontière physique, et est souvent...) 6,09×1012 km2
Volume (Le volume, en sciences physiques ou mathématiques, est une grandeur qui mesure l'extension d'un objet ou d'une partie de l'espace.) 1,41×1018 km3
Masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un corps : l'une quantifie l'inertie du corps (la masse inerte) et l'autre la contribution du corps...) (M?) 1,9891×1030 kg
Densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la masse volumique d'un corps pris comme référence. Le corps de référence est l'eau pure à 4 °C pour les liquides...) moyenne (La moyenne est une mesure statistique caractérisant les éléments d'un ensemble de quantités : elle exprime la grandeur qu'auraient chacun des membres de l'ensemble s'ils...) 1 408 kg/m
au centre 150 000 kg/m3
Gravité (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.) à la surface 273,95 m/s2
Vitesse de libération (La vitesse de libération (aussi appelée vitesse d'évasion, vitesse parabolique, vitesse de fuite, ou vitesse d'échappement, en anglais escape...) 617,54 km/s
Température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie...) au centre 14 MK
à la surface 5800 K
couronne[1] 5 MK
Luminosité (La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit la lumière.) (L?) 3,826×1026 W
Type spectral (En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes...) G2 - V
Rotation
Inclinaison (En mécanique céleste, l'inclinaison est un élément orbital d'un corps en orbite autour d'un autre. Il décrit l'angle entre le plan de l'orbite et le plan de référence (généralement le plan de...)
de l'axe
/écliptique 7,25º
/plan Galaxie (Une galaxie est, en cosmologie, un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières et de matière noire et contenant parfois un trou noir...) 67,23º
Vitesse, latitude (La latitude est une valeur angulaire, expression du positionnement nord-sud d'un point sur Terre (ou sur une autre planète), au nord ou au sud de l'équateur.) 7 008,17 km/h
Période
de rotation
latitude 0° 24 j
latitude 30° 28 j
latitude 60° 30,5 j
latitude 75° 31,5 j
moyenne 27,28 j
Composition de la photosphère (La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible du Soleil.)

(pourcentage en masse)

Hydrogène (L'hydrogène est un élément chimique de symbole H et de numéro atomique 1.) 73,46 %
Hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il ouvre la série des gaz nobles dans le tableau périodique des éléments....) 24,85 %
Oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de symbole O et de numéro atomique 8.) 00,77 %
Carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C, de numéro atomique 6 et de masse atomique 12,0107.) 00,29 %
Fer (Le fer est un élément chimique, de symbole Fe et de numéro atomique 26. C'est le métal de transition et le matériau ferromagnétique le plus courant dans la vie quotidienne, sous forme pure ou d'alliages. Le fer...) 00,16 %
Néon 00,12 %
Azote (Table complète - Table étendue) 00,09 %
Silicium 00,07 %
Magnésium 00,05 %
Soufre (Le soufre est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de symbole S et de numéro atomique 16.) 00,04 %

Le Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile centrale du système solaire. Dans la...) (Sol en latin, Helios ou ?λιοσ en grec) est l'étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma comme le Soleil, qui est l'étoile la plus proche de la Terre.) du système solaire, notre système planétaire (Un planétaire désigne un ensemble mécanique mobile, figurant le système solaire (le Soleil et ses planètes) en tout ou partie. Généralement les astres...). Autour (Autour est le nom que la nomenclature aviaire en langue française (mise à jour) donne à 31 espèces d'oiseaux qui, soit appartiennent au genre Accipiter, soit...) de lui gravitent la Terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance croissante au Soleil, et la quatrième par taille et par masse croissantes. C'est la plus grande et la plus massive des quatre planètes...), sept autres planètes, trois planètes naines, des astéroïdes, des météoroïdes, des comètes et de la poussière interstellaire. Le Soleil représente à lui seul 99.8% de la masse du système solaire ainsi constitué (Jupiter représente presque tout (Le tout compris comme ensemble de ce qui existe est souvent interprété comme le monde ou l'univers.) le reste). L'énergie solaire (L'énergie solaire est l'énergie que dispense le soleil par son rayonnement, directement ou de manière diffuse à travers l'atmosphère. Sur Terre, l'énergie solaire est à l'origine du cycle de l'eau et du vent. Le règne végétal, dont...), transmise par ensoleillement, rend possible la vie (La vie est le nom donné :) sur Terre par apport de chaleur (Dans le langage courant, les mots chaleur et température ont souvent un sens équivalent : Quelle chaleur !) et de lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain, c'est-à-dire comprises dans des longueurs d'onde de...), permettant la présence d'eau (L’eau est un composé chimique ubiquitaire sur la Terre, essentiel pour tous les organismes vivants connus.) à l'état liquide (La phase liquide est un état de la matière. Sous cette forme, la matière est facilement déformable mais difficilement compressible.) et la photosynthèse des végétaux. Le rayonnement (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se produire par rayonnement électromagnétique (par exemple : infrarouge) ou par...) du Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète (Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile de l'Univers et possédant une masse suffisante...). La densité thermique (La thermique est la science qui traite de la production d'énergie, de l'utilisation de l'énergie pour la production de chaleur ou de froid, et des transferts de chaleur suivant différents...) à la surface de la Terre est à 99,98 % d'origine solaire. Les 0,02 % restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-même.

Le Soleil fait partie d'une galaxie constituée de matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état solide, l'état liquide, l'état gazeux. La matière occupe...) interstellaire et d'environ deux cents milliards d'étoiles : la Voie lactée. Il se situe à 15 parsecs du plan équatorial du disque (Le mot disque est employé, aussi bien en géométrie que dans la vie courante, pour désigner une forme ronde et régulière, à l'image d'un palet — discus en latin.), et est distant de 8 600 parsecs (environ 25 000 années-lumière) du centre galactique.

Le demi-grand axe de l'orbite (En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que dessine dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la...) de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition (Une définition est un discours qui dit ce qu'est une chose ou ce que signifie un nom. D'où la division entre les définitions réelles et les définitions nominales.) originale de l'unité astronomique (L’unité astronomique (symbole ua) correspond approximativement à la longueur du demi-grand axe de l’orbite terrestre. Historiquement, les mesures astronomiques se résumaient à des mesures géométriques, et ne permettaient...) (ua).

Le symbole astronomique (Les symboles astronomiques sont des symboles utilisés pour représenter divers objets célestes, des positions particulières d'objets célestes ou certains événements propres à...) et astrologique du Soleil est un cercle (Un cercle est une courbe plane fermée constituée des points situés à égale distance d'un point nommé centre. La valeur de cette distance est appelée rayon du...) avec un point (Graphie) en son centre : ?.

Présentation générale

Le Soleil vu de la surface de la Terre au travers d'un objectif.
Le Soleil vu de la surface de la Terre au travers d'un objectif.

Le Soleil est une étoile naine qui se compose de 74 % d'hydrogène, de 25 % d'hélium et d'une fraction d'éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2–V. " G2 " signifie qu'il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur (La couleur est la perception subjective qu'a l'œil d'une ou plusieurs fréquences d'ondes lumineuses, avec une (ou des) amplitude(s) donnée(s).) jaune (Il existe (au minimum) cinq définitions du jaune qui désignent à peu près la même couleur :) tirant sur le blanc (Le blanc est la couleur d'un corps chauffé à environ 5 000 °C (voir l'article Corps noir). C'est la sensation visuelle obtenue avec un spectre lumineux continu, d'où l'image que l'on en donne...). Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d'hydrogène. Le suffixe " V " indique qu'il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme (Un diagramme est une représentation visuelle simplifiée et structurée des concepts, des idées, des constructions, des relations, des données statistiques, de l'anatomie etc. employé dans tous les aspects des activités humaines pour visualiser et...) de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la chaleur, de la lumière, de produire un mouvement.) de réactions de fusion nucléaire (La fusion nucléaire (dite parfois thermonucléaire) est, avec la fission, l’un des deux principaux types de réactions nucléaires appliquées. Il ne faut pas confondre la fusion nucléaire avec...) qui transforment, dans son noyau, l'hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d'équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation (La dilatation est l'expansion du volume d'un corps occasionné par son réchauffement, généralement imperceptible. Dans le cas d'un gaz, il y a dilatation à pression constante ou maintien du...) continuelles. Il existe dans notre galaxie plus de cent millions d'étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile somme toute assez banale. Bien qu'il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la galaxie, qui sont en majorité des naines rouges. [2]

Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d'environ 25 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution (La période de révolution, est le temps mis par un astre pour accomplir sa trajectoire, ou révolution, autour d’un autre astre. Comme une planète autour du Soleil, ou un satellite autour d’une planète.) galactique est d'environ 220 millions d'années, et sa vitesse de 217 km/s, équivalent à une année-lumière (L’année-lumière (symbole al, anciennement année de lumière) est une unité de distance utilisée en astronomie. Une année-lumière est la distance parcourue par un photon (ou plus...) tous les 1 400 ans (environ), et une unité astronomique tous les 8 jours. [3] Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique : l'orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 millions d'années environ, d'un côté puis de l'autre — sens (SENS (Strategies for Engineered Negligible Senescence) est un projet scientifique qui a pour but l'extension radicale de l'espérance de vie humaine. Par une évolution progressive allant du ralentissement du...) Nord-Sud galactique, puis inversement — et s'en éloignerait au maximum de 230 années-lumière environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les étoiles qui auraient un plan de révolution différent.

Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n'étant pas un objet (De manière générale, le mot objet (du latin objectum, 1361) désigne une entité définie dans un espace à trois dimensions, qui a une fonction précise, et qui peut être désigné par une étiquette verbale. Il est défini par les relations...) solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l'équateur (25 jours) qu'aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre (Le barycentre est un point mathématique (géométrie analytique) construit à partir d'un ensemble d'autres. Il correspond) du système solaire, ce dernier se situant à près d'un rayon solaire (En astrophysique, le rayon solaire est l'unité de longueur conventionnellement utilisée pour exprimer la taille des étoiles. Elle est égale à la longueur du rayon du Soleil. Par exemple, une étoile de diamètre dix fois plus élevé que...) du centre de l'étoile, en raison principalement de la masse colossale de Jupiter (environ un millième de la masse solaire).

Histoire naturelle (La démarche d'observation et de description systématique de la nature commence dès l'Antiquité avec Théophraste, Antigonios de Karystos et Pline...) du Soleil

Le Soleil est une étoile de Population I actuellement âgée de 4,6 milliards d'années environ, soit à peu près la moitié de son chemin sur la séquence principale[4]. On admet généralement qu'il s'est formé sous l'effet des ondes de choc (Dès que deux entitées interagissent de manière violente, on dit qu'il y a choc, que ce soit de civilisation ou de particules de hautes énergies.) produites par une supernova, comme le suggère l'abondance d'éléments lourds comme l'or et l'uranium (L'uranium est un élément chimique de symbole U et de numéro atomique 92. C'est un élément naturel assez fréquent : plus...) dans le système solaire. De tels éléments ne pourraient s'être formés que sous l'effet de réactions nucléaires endergoniques au cours d'une supernova, ou par transmutation.

Dans son état actuel, le cœur du Soleil transforme chaque seconde ( Seconde est le féminin de l'adjectif second, qui vient immédiatement après le premier ou qui s'ajoute à quelque chose de nature identique. La...) plus de quatre millions de tonnes de matière (de masse) en énergie qui est transmise aux couches supérieures de l'astre et émise dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique (Un rayonnement électromagnétique désigne une perturbation des champs électrique et magnétique.) (lumière, rayonnement solaire) et de flux (Le mot flux (du latin fluxus, écoulement) désigne en général un ensemble d'éléments (informations / données, énergie, matière, ...) évoluant dans un sens commun. Plus précisément le terme est employé dans...) de particules (vent solaire). Dans les cinq milliards d'années à venir, le Soleil épuisera petit à petit ses réserves d'hydrogène ; sa brillance augmentera d'environ 7 % par milliard (Un milliard (1 000 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent quatre-vingt-dix-neuf millions neuf cent quatre-vingt-dix-neuf mille neuf cent quatre-vingt-dix-neuf...) d'années. Lorsqu'il sera âgé d'environ 10 milliards d'années, l'équilibre hydrostatique sera rompu. Le noyau commencera à se contracter et à se réchauffer tandis que les couches superficielles, dilatées par le flux thermique et ainsi partiellement libérées de l'effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera et se transformera en géante (Une étoile géante est une étoile de classe de luminosité II ou III. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, les géantes forment deux branches au-dessus de la séquence principale....) rouge (La couleur rouge répond à différentes définitions, selon le système chromatique dont on fait usage.). Au terme de ce processus, le diamètre du Soleil sera environ cent fois supérieur à l'actuel ; il dépassera l'orbite de Mercure et de Vénus. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu'un désert (Le mot désert désigne aujourd’hui une zone stérile ou peu propice à la vie, en raison du sol impropre, ou de la faiblesse des...) calciné.

La masse du Soleil n'est pas suffisante pour qu'il explose en supernova. Environ 250 millions d'années plus tard, lorsque le cœur atteindra quelque 100 millions de kelvin (Le kelvin (symbole K, du nom de Lord Kelvin) est l'unité SI de température thermodynamique. Par convention, les noms d'unité sont des noms communs et s'écrivent en minuscule (« kelvin » et non...), le noyau s'effondrera sur lui-même tandis que les couches superficielles seront éjectées dans l'espace et donneront naissance à une nébuleuse planétaire. Les restes de l'étoile formeront alors une naine blanche qui pourra survivre encore plusieurs milliards d'années au cours desquelles elle se refroidira avant de s'éteindre définitivement. Ce scénario est caractéristique des étoiles de masse faible à moyenne[5]' [6].

Histoire de l'exploration (L'exploration est le fait de chercher avec l'intention de découvrir quelque chose d'inconnu.) solaire

Développement de l'approche scientifique (Un scientifique est une personne qui se consacre à l'étude d'une science ou des sciences et qui se consacre à l'étude d'un domaine avec la rigueur et les méthodes scientifiques.) moderne

Le philosophe grec Anaxagore fut un des premiers occidentaux à proposer une théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer, examiner ». Dans le langage courant, une théorie est une idée ou une connaissance spéculative, souvent basée sur...) scientifique sur le Soleil, avançant qu'il s'agissait d'une masse incandescente plus grande que le Péloponnèse et non le charriot d'Hélios. Cette audace lui valut d'être emprisonné et condamné à mort (La mort est l'état définitif d'un organisme biologique qui cesse de vivre (même si on a pu parler de la mort dans un sens cosmique plus général,...), même s'il fut plus tard libéré grâce à l'intervention de Périclès. Deux siècles plus tard, Ératosthène est sans doute le premier à avoir estimé avec précision la distance Terre-Soleil (environ 149 millions de kilomètres), au troisième siècle (Un siècle est maintenant une période de cent années. Le mot vient du latin saeculum, i, qui signifiait race, génération. Il a ensuite indiqué la...) avant Jésus-Christ.

Rompant avec le géocentrisme, Copernic proposa la théorie héliocentrique qui plaçait le Soleil au centre de l'univers. Galilée et Kepler approfondirent ses travaux.
Rompant avec le géocentrisme (Le géocentrisme est une conception du monde et de l'univers, qui place la Terre immobile, en son centre. Cette conception date de l'antiquité et a été notamment...), Copernic proposa la théorie héliocentrique qui plaçait le Soleil au centre de l'univers (L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe et les lois qui le régissent.). Galilée (Galilée ou Galileo Galilei (né à Pise le 15 février 1564 et mort à Arcetri près de Florence, le 8 janvier 1642) est un physicien et astronome italien du XVIIe siècle,...) et Kepler approfondirent ses travaux.

Au XVIe siècle, Copernic émit la théorie que la Terre tournait autour du Soleil, et non l'inverse (En mathématiques, l'inverse d'un élément x d'un ensemble muni d'une loi de composition interne · notée multiplicativement, est un élément y tel...) comme on l'avait toujours cru. Au début du XVIIe siècle Galilée inaugura l'observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le plaisir procuré explique la très grande...) télescopique du Soleil, observa les taches solaires, se doutant qu'elles se situaient à la surface de l'astre et que ce n'étaient pas des objets passant entre le Soleil et la Terre[7]. Près de cent ans plus tard, Newton décomposa la lumière solaire au moyen d'un prisme, révélant le spectre visible (La lumière visible, appelée aussi spectre visible ou spectre optique est la partie du spectre électromagnétique qui est visible pour l'œil humain.)[8], tandis qu'en 1800 William Herschel découvrit les rayons infrarouges[9]. Le XIXe siècle vit des avancées considérables, en particulier dans le domaine de l'observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les modifier, à l’aide de moyens d’enquête et d’étude appropriés. Le plaisir procuré explique la très grande...) spectroscopique du Soleil sous l'impulsion de Joseph von Fraunhofer, qui observa les raies d'absorption ( En optique, l'absorption se réfère au processus par lequel l'énergie d'un photon est prise par une autre entité, par exemple, un atome qui fait une transition entre deux niveaux...) du spectre solaire, auxquelles il donna son nom.

La source de l'énergie solaire fut la principale énigme des premières années de l'ère scientifique moderne. Dans un premier temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le changement dans le monde.) plusieurs théories furent proposées, mais aucune ne s'avéra vraiment satisfaisante. Lord Kelvin proposa un modèle suggérant que le Soleil était un corps liquide qui se refroidissait graduellement en rayonnant à partir d'une réserve de chaleur stockée en son centre[10]. Kelvin et Helmholtz tentèrent d'expliquer la production d'énergie solaire par la théorie connue sous le nom de mécanisme de Kelvin-Helmholtz. Malheureusement, l'âge estimé du Soleil d'après ce mécanisme n'excédait pas 20 millions d'années, ce qui était très inférieur à ce que laissait supposer la géologie. En 1890 Joseph Norman Lockyer, le découvreur de l'hélium, proposa une théorie météoritique sur la formation et l'évolution du Soleil[11].

Il fallut attendre 1904 et les travaux d'Ernest Rutherford pour qu'enfin une hypothèse plausible soit offerte. Rutherford supposa que l'énergie était produite et entretenue par une source de chaleur interne (En France, ce nom désigne un médecin, un pharmacien ou un chirurgien-dentiste, à la fois en activité et en formation à l'hôpital ou en cabinet...) et que la radioactivité (La radioactivité, phénomène qui fut découvert en 1896 par Henri Becquerel sur l'uranium et très vite confirmé par Marie Curie pour le...) était à la source de cette énergie[12]. En démontrant la relation entre la masse et l'énergie (E=mc²), Albert Einstein (Albert Einstein (né le 14 mars 1879 à Ulm, Wurtemberg, et mort le 18 avril 1955 à Princeton, New Jersey) est un physicien qui fut successivement allemand, puis apatride (1896), suisse (1901), et enfin...) apporta un élément essentiel à la compréhension du générateur d'énergie solaire. En 1920 Sir Arthur Eddington proposa la théorie selon laquelle le centre du Soleil était le siège de pressions et de températures extrêmes, permettant des réactions de fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état liquide. Pour un corps pur, c’est-à-dire pour...) nucléaire (Le terme d'énergie nucléaire recouvre deux sens selon le contexte :) qui transformaient l'hydrogène en hélium, libérant de l'énergie proportionnellement à une diminution de la masse[13]. Ce modèle théorique fut complété dans les années 1930 par les travaux des astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Hans Bethe, qui décrivirent en détail les deux principales réactions nucléaires productrices d'énergie au cœur du Soleil[14],[15]. Pour finir en 1957, un article intitulé Synthèse des Éléments dans les Étoiles[16] apporta la démonstration (En mathématiques, une démonstration permet d'établir une proposition à partir de propositions initiales, ou précédemment...) définitive que la plupart des éléments rencontrés dans l'univers se sont formés sous l'effet de réactions nucléaires au cœur d'étoiles telles que le Soleil.

Les missions spatiales solaires

Vue d'artiste du satellite SolarMax.  Il observa la couronne solaire et les taches solaires de 1984 à 1989.
Vue (La vue est le sens qui permet d'observer et d'analyser l'environnement par la réception et l'interprétation des rayonnements lumineux.) d'artiste (Est communément appelée artiste toute personne exerçant l'un des métiers ou activités suivantes :) du satellite (Satellite peut faire référence à :) SolarMax. Il observa la couronne solaire (La couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située au-delà de la chromosphère et qui s'étend sur des millions de kilomètres en se diluant dans l'espace.) et les taches solaires de 1984 à 1989.

Les premières sondes conçues pour observer le Soleil depuis l'espace interplanétaire furent lancées par la NASA (La National Aeronautics and Space Administration (« Administration nationale de l'aéronautique et de l'espace ») plus connue sous son...) entre 1959 et 1968 : ce furent les missions Pioneer 5, 6, 7, 8 et 9. En orbite autour du Soleil à une distance similaire à celle de l'orbite terrestre, elles permirent les premières analyses détaillées du vent solaire (Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement d'ions et d'électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère du Soleil. Pour les étoiles autres que le Soleil, on parle...) et du champ magnétique (En physique, le champ magnétique (ou induction magnétique, ou densité de flux magnétique) est une grandeur caractérisée par la donnée d'une intensité et d'une direction,...) solaire. Pioneer 9 resta opérationnelle particulièrement longtemps et envoya des informations jusqu'en 1987[17].

Dans les années 1970, deux missions apportèrent aux scientifiques des informations capitales sur le vent (Le vent est le mouvement d’une atmosphère, masse de gaz située à la surface d'une planète. Les vents les plus violents connus ont lieu sur...) solaire et la couronne solaire. La sonde (Une sonde spatiale est un vaisseau non habité envoyé par l'Homme pour explorer de plus près des objets du système solaire et, pour certaines, l'espace qui est au-delà. Cela couvre à la fois les mesures in situ (champs électriques...) germano-américaine Helios 1 étudia le vent solaire depuis la périhélie (Le périhélie est le point de l'orbite d'un corps céleste (planète, comète, etc.) qui est le plus rapproché du Soleil (grec : helios)...) d'une orbite plus petite que celle de Mercure. La station américaine Skylab, lancée en 1973, comportait un module d'observation solaire baptisé Apollo Telescope Mount et commandé par les spationautes embarqués dans la station. Skylab fit les premières observations de la zone de transition entre la chromosphère (La chromosphère est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumière visible, qui entoure la photosphère.) et la couronne et des émissions ultraviolettes de la couronne solaire. La mission permit également les premières observations d'éjections de masse coronale et de trous coronaux, phénomènes dont on sait aujourd'hui qu'ils sont intimement liés au vent solaire.

En 1980 la NASA lança le satellite (Satellite peut faire référence à :) Solar Maximum Mission (plus connu sous le nom de SolarMax), conçu pour l'observation des rayons gamma, X et ultraviolets émis par les éruptions solaires dans les périodes de forte activité (Le terme d'activité peut désigner une profession.) solaire. Malheureusement quelques mois (Le mois (Du lat. mensis «mois», et anciennement au plur. «menstrues») est une période de temps arbitraire.) après son lancement, un dysfonctionnement électronique plaça le satellite en mode standby, et l'appareil resta inactif les trois années suivantes. En 1984 toutefois la mission STS-41-C du programme Space Shuttle Challenger intercepta le satellite et permit une réparation et un relancement. SolarMax put alors réaliser des milliers d'observations de la couronne solaire et des taches solaires jusqu'à sa destruction en juin 1989[18].

Le satellite japonais Yohkoh (Rayon de Soleil), lancé en 1991, observa les éruptions solaires aux longueurs d'onde (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible de propriétés physiques locales. Elle transporte de...) des rayons X. Les données (Dans les technologies de l'information (TI), une donnée est une description élémentaire, souvent codée, d'une chose, d'une transaction d'affaire, d'un événement, etc.) rapportées par la mission permirent aux scientifiques d'identifier différents types d'éruptions, et démontra que la couronne au-delà des régions de pics d'activité était bien plus dynamique (Le mot dynamique est souvent employé désigner ou qualifier ce qui est relatif au mouvement. Il peut être employé comme :) et active qu'on l'avait supposé auparavant. Yohkoh suivit un cycle solaire (Un cycle solaire est une période pendant laquelle l'activité du Soleil varie en reproduisant les mêmes phénomènes que pendant la période de même durée précédente.) entier mais tomba en panne à la suite d'une éclipse (Une éclipse correspond à l'occultation d'une source de lumière par un objet physique. En astronomie, une éclipse se produit lorsqu'un objet (comme une planète ou un satellite naturel) occulte une source de lumière...) annulaire de Soleil le 14 décembre 2001. Il fut détruit en rentrant dans l'atmosphère (Le mot atmosphère peut avoir plusieurs significations :) en 2005[19].

Le satellite SoHO. Lancée en 1995, la mission d'exploration solaire SoHO est l'une des plus importantes du genre. Elle est toujours à l'œuvre en 2006.
Le satellite SoHO (SoHO (Solar and Heliospheric Observatory, soit observatoire solaire et heliospherique) est une sonde spatiale placée en orbite autour du Soleil. Son...). Lancée en 1995, la mission d'exploration solaire SoHO est l'une des plus importantes du genre. Elle est toujours à l'œuvre en 2006.

Une des plus importantes missions solaires à ce jour (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la période entre deux nuits, pendant laquelle les rayons du Soleil éclairent le ciel. Son début (par rapport à...) est la Solar and Heliospheric Observatory ou SoHO, lancée conjointement par l'Agence spatiale européenne (L’Agence spatiale européenne (ASE) (en anglais European Space Agency : ESA) est une agence spatiale intergouvernementale fondée le...) et la NASA le 2 décembre 1995. Prévue au départ pour deux ans, la mission SoHO est toujours active. Elle s'est avérée si performante qu'une mission de prolongement baptisée Solar Dynamics Observatory est envisagée pour 2008. Localisée au point de Lagrange (Un point de Lagrange (noté Li), ou point de libration, est une position de l'espace où les champs de gravité de deux corps en orbite l'un autour de l'autre, et de masses substantielles, se combinent de...) entre la Terre et le Soleil (auquel la force (Le mot force peut désigner un pouvoir mécanique sur les choses, et aussi, métaphoriquement, un pouvoir de la volonté ou encore une vertu morale « cardinale » équivalent au...) d'attraction de ces deux corps célestes est égale), SoHO envoie en permanence des images du Soleil à différentes longueurs d'onde (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible des propriétés physiques locales. Elle transporte de l'énergie sans transporter de matière. Une onde...). En plus de cette observation directe du Soleil, SoHO a permis la découverte d'un grand nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre grammatical ».) de comètes, principalement de très petites comètes effleurant le Soleil et détruites lors de leur passage[20].

Toutes les observations enregistrées par ces satellites sont prises depuis le plan de l'écliptique (L'écliptique est le grand cercle sur la sphère céleste représentant la trajectoire annuelle du soleil vue de la Terre. Plus précisement, il s'agit de l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique,...). En conséquence, ils n'ont pu observer en détail que les seules régions équatoriales du Soleil. En 1990 cependant la sonde Ulysses a été lancée pour étudier les régions polaires du Soleil. Elle fit d'abord route (Le mot « route » dérive du latin (via) rupta, littéralement « voie brisée », c'est-à-dire creusée dans la roche, pour ouvrir le chemin.) vers Jupiter et utilisa son assistance gravitationnelle (L'assistance gravitationnelle, dans le domaine de l'astronautique, est l'utilisation de l'effet du champ gravitationnel d'un corps céleste sur le vecteur vitesse d'un engin spatial, lorsque la...) pour se séparer du plan de l'écliptique. Par chance elle fut idéalement placée pour observer, en juillet 1994, la collision (Une collision est un choc direct entre deux objets. Un tel impact transmet une partie de l'énergie et de l'impulsion de l'un des corps au second.) entre la comète Shoemaker-Levy 9 (La comète Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2) est nommée ainsi car c'est la neuvième comète découverte par Carolyn, Eugene M. Shoemaker et David Levy.) et Jupiter. Une fois sur l'orbite prévue, Ulysses étudia le vent solaire et la force du champ (Un champ correspond à une notion d'espace défini:) magnétique à des latitudes solaires élevées, découvrant que le vent solaire aux pôles était plus lent que prévu (750 km/s environ) et que d'importantes ondes magnétiques en émergeaient, participant à la dispersion (La dispersion, en mécanique ondulatoire, est le phénomène affectant une onde dans un milieu dispersif, c'est-à-dire dans lequel les différentes fréquences constituant...) des rayons cosmiques[21].

La mission Genesis fut lancée par la NASA en 2001 dans le but de capturer des parcelles de vent solaire afin d'obtenir une mesure directe de la composition de la matière solaire. Elle fut sévèrement endommagée lors de son retour sur Terre, le 10 septembre 2004, mais une partie des prélèvements a pu être sauvée et est actuellement en cours d'analyse.

Structure et fonctionnement du Soleil

Structure du Soleil en coupe
Structure du Soleil en coupe

Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul plus de 99 % de la masse du système solaire. Sa forme est presque parfaitement sphérique, avec un aplatissement aux pôles estimé à neuf millionièmes[22], ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres (Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du Système international. Il est défini comme la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 seconde.).

Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n'a pas de limite extérieure bien définie : la densité de ses gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et quasi-indépendants. Dans l’état gazeux, la matière n'a pas de forme propre ni de...) chute de manière à peu près exponentielle (La fonction exponentielle est l'une des applications les plus importantes en analyse, ou plus généralement en mathématiques et dans ses domaines d'applications. Il existe plusieurs définitions...) à mesure qu'on s'éloigne de son centre. Par contre sa structure interne est bien définie, comme décrite plus bas. Le rayon du Soleil est mesuré de son centre jusqu'à la photosphère. La photosphère est la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la plus volontiers visible à l'oeil nu. La majeure partie de la masse solaire (En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les étoiles ou les autres objets massifs. Elle est égale à la masse de notre Soleil. Son symbole et sa valeur sont :) se concentre à 0,7 rayon du centre. La structure interne du Soleil n'est bien sûr pas observable (Dans le formalisme de la mécanique quantique, une opération de mesure (c'est-à-dire obtenir la valeur ou un intervalle de valeurs d'un paramètre physique, ou plus généralement une information sur un système...) directement, et le Soleil lui-même étant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la même façon que la sismologie a permis, par l'étude des ondes produites par les tremblements de terre, de déterminer la structure interne de la Terre, l'héliosismologie (L'héliosismologie est la discipline de l'astrophysique qui étudie les mouvements sismiques du Soleil.) utilise les pulsations solaires pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique (L´informatique - contraction d´information et automatique - est le domaine d'activité scientifique, technique et industriel en rapport avec le traitement automatique de...) est également utilisée comme outil (Un outil est un objet finalisé utilisé par un être vivant dans le but d'augmenter son efficacité naturelle dans l'action. Cette augmentation se traduit par...) théorique pour sonder les couches les plus profondes.

Le cœur ou noyau

On considère que le cœur du Soleil s'étend du centre à environ 0,2 rayon solaire. Sa densité est supérieure à 150 000 kg/m3 (150 fois la densité de l'eau sur Terre) et sa température approche les 15 millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la température de surface du Soleil, qui avoisine les 6 000 kelvins). C'est dans le cœur que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques (fusion nucléaire) qui transforment principalement l'hydrogène en hélium, mais aussi l'hélium en carbone, le carbone en fer (voir aussi: Réaction nucléaire#Le Soleil).

Le Soleil tire son énergie des réactions de fusion nucléaire qui transforment, en son noyau, l'hydrogène en hélium.
Le Soleil tire son énergie des réactions de fusion nucléaire qui transforment, en son noyau, l'hydrogène en hélium.

Environ 8,9×1037 protons (noyaux d'hydrogène) sont convertis en hélium chaque seconde, libérant l'énergie à raison de 4,26 millions de tonnes de matière consommées par seconde, produisant 383 yottajoules (383×1024 joules) par seconde, soit l'équivalent de l'explosion (Une explosion est la transformation rapide d'une matière en une autre matière ayant un volume plus grand, généralement sous forme de...) de 9,15×1016 tonnes de TNT. Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein (Le sein (du latin sinus, « courbure, sinuosité, pli ») ou la poitrine dans son ensemble, constitue la région ventrale supérieure du torse...) du cœur est un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ.

Le cœur est la seule partie du Soleil qui produise une quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire, vecteur, nombre d’objets ou d’une autre manière...) notable de chaleur par fusion : le reste de l'étoile tire sa chaleur uniquement de l'énergie qui en provient. La totalité de l'énergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu'à la photosphère, avant de s'échapper dans l'espace sous forme de rayonnement solaire (En plus des rayons cosmiques (particules animées d'une vitesse et d'une énergie extrêmement élevées), le Soleil rayonne des ondes électromagnétiques dont le spectre s'étend des ondes décamétriques aux rayons...) ou de flux de particules.

Les photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l'interaction (Une interaction est un échange d'information, d'affects ou d'énergie entre deux agents au sein d'un système. C'est une action réciproque qui suppose l'entrée en contact...) avec la matière et par le phénomène permanent d'absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d'un photon (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction électromagnétique. Autrement dit, lorsque deux particules chargées électriquement interagissent, cette...) du cœur à la surface se situe entre 17 000[23] et 50 millions d'années[24]. Après avoir traversé la couche de convection (La convection est un mode de transfert de chaleur où celle-ci est advectée (transportée-conduite, mais ces termes sont en fait impropres) par au moins un fluide. Ainsi durant la cuisson des pâtes, l'eau se met en mouvement spontanément :...) et atteint la photosphère, les photons s'échappent dans l'espace, en grande partie sous forme de lumière visible (La lumière visible, appelée aussi spectre visible ou spectre optique est la partie du spectre électromagnétique qui est visible pour l'œil humain.). Chaque rayon gamma (Les rayons gamma, symbolisés par la lettre grecque γ, sont une forme de rayonnement électromagnétique de haute énergie produits par la désintégration γ ou d'autre...) produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux avant de s'échapper dans l'espace. Des neutrinos sont également libérés par les réactions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d'un tiers que la valeur théorique : c'était le problème des neutrinos solaires, qui a été récemment résolu (en 1998) grâce à une meilleure compréhension du phénomène d'oscillation (Une oscillation est un mouvement ou une fluctuation périodique. Les oscillations sont soit à amplitude constante soit amorties. Elles répondent aux mêmes équations quel que...) du neutrino (Le neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules.).

La zone de radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se produire par rayonnement électromagnétique (par exemple : infrarouge) ou par une désintégration (par exemple :...)

La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,2 et 0,7 rayon solaire. La matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par la seule radiation thermique. L'hydrogène et l'hélium ionisés émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d'être réabsorbés par d'autres ions. Dans cette zone, il n'y a pas de convection thermique car bien que la matière se refroidisse en s'éloignant du cœur, le gradient thermique reste inférieur au gradient thermique adiabatique (Le gradient thermique adiabatique est, dans l'atmosphère terrestre, la variation (gradient) de température de l'air avec l'altitude qui ne dépend que de la...). La température y diminue à deux millions de kelvins.

La zone de convection

La zone de convection ou zone convective s'étend de 0,7 rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une couche épaisse d'environ 3 000 kilomètres, la tachocline, qui d'après les études récentes pourrait être le siège de puissants champs magnétiques et jouerait un rôle important dans la dynamo (Abréviation de dynamoélectrique, dynamo désigne une machine à courant continu fonctionnant en générateur électrique. Elle a été inventée en Belgique en 1869 par Zénobe Gramme. La dynamo...) solaire. Dans la zone de convection la matière n'est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation : c'est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à 6 000 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu'à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formées sont responsables des granulations solaires observables à la surface de l'astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.

La photosphère

La photosphère vue à travers un filtre. La présence de taches solaires la rend facilement identifiable.
La photosphère vue à travers un filtre (Un filtre est un système servant à séparer des éléments dans un flux.). La présence de taches solaires la rend facilement identifiable.

La photosphère est la partie visible de la surface du Soleil. En-dessous d'elle, le Soleil devient opaque à la lumière visible. Au-delà de la photosphère, la lumière visible est libre de se propager dans l'espace, et son énergie de s'échapper entièrement du Soleil. Épaisse de seulement quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres, la photosphère est légèrement plus opaque que l'air (L'air est le mélange de gaz constituant l'atmosphère de la Terre. Il est inodore et incolore. Du fait de la diminution de la pression de l'air avec l'altitude, il est nécessaire de pressuriser les cabines des avions et...) sur Terre. Elle s'étend en altitude (L'altitude est l'élévation verticale d'un lieu ou d'un objet par rapport à un niveau de base. C'est une des composantes géographique et biogéographique qui explique la répartition de la vie sur terre.) sur environ 500 kilomètres, jusqu'à une zone de température minimum (environ 4 000 kelvins) qui se prolonge par la chromosphère. La lumière solaire y a approximativement le spectre électromagnétique (Le spectre électromagnétique est la décomposition du rayonnement électromagnétique selon ses différentes composantes en terme de fréquence, d'énergie des photons ou encore de longueur d'onde associée, les trois grandeurs ν...) d'un corps noir (En physique, un corps noir désigne un objet idéal dont le spectre électromagnétique ne dépend que de sa température. En pratique, un tel objet matériel...) (ce qui permet d'estimer sa température (moyenne) à 5 770 K, soit 5 500 °C), émaillé de quelques bandes provenant des couches ténues qui surplombent la photosphère. La densité particulaire de la photosphère avoisine les 1×1023 m−3, soit environ 1 % de la densité particulaire de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer (Le niveau de la mer est la hauteur moyenne de la surface de la mer, par rapport à un niveau de référence adéquat.). Les premières analyses spectrométriques de la photosphère, au XVIIIe siècle siècle, révélèrent l'existence d'un élément alors inconnu sur Terre. Norman Lockyer isola en 1868 cet élément qu'il baptisa " hélium ", vingt-cinq ans avant sa découverte sur Terre[25].

L'atmosphère solaire

Au-delà de la photosphère la structure du Soleil est généralement connue sous le nom d'Atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphère, la couronne et l'héliosphère. La chromosphère est séparée de la photosphère par la zone de température minimum et de la couronne par une zone de transition. L'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire où elle est limitée par l'héliopause (En astronomie, l'héliopause est la limite où le vent solaire de notre Soleil est arrêté par le milieu interstellaire.). Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu'elle puisse être étudiée en détail par les télescopes spectroscopiques, l'atmosphère solaire n'est jamais aussi accessible que lors des éclipses totales de Soleil.

La chromosphère

La chromosphère vue en analyse spectrale Hα.
La chromosphère vue en analyse spectrale (L'analyse spectrale est une méthode utilisée en physique pour déterminer les caractéristiques d'un phénomène observé. L'intensité du phénomène en fonction du temps constitue un signal, et ce signal est traité par les...) Hα.
Les éclipses totales de Soleil (ici celle du 11 août 1999) sont la seule occasion de visualiser directement la couronne (en blanc) et la chromosphère (en rose).
Les éclipses totales de Soleil (ici celle du 11 août 1999) sont la seule occasion de visualiser directement la couronne (en blanc) et la chromosphère (en rose).

La zone de température minimum qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (4 000 kelvins) pour qu'on y trouve des molécules simples (monoxyde de carbone, eau), détectables par leur spectre d'absorption. La chromosphère proprement dite est épaisse d'environ 2 000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l'altitude, pour atteindre un maximum de 100 000 kelvin à son sommet. Son spectre est dominé par des bandes d'émission et d'absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque chroma (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu'elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil.

La couronne

La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d'une élévation rapide de température, qui peut approcher un million (Un million (1 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent quatre-vingt-dix-neuf mille neuf cent quatre-vingt-dix-neuf (999 999) et qui précède un...) de kelvins. Cette élévation est liée à une transition de phase (En physique, une transition de phase est une transformation du système étudié provoquée par la variation d'un paramètre extérieur particulier (température, champ magnétique...).) au cours de laquelle l'hélium devient totalement ionisé sous l'effet des très hautes températures. La zone de transition n'a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme un halo surplombant la chromosphère sous l'apparence de spicules et de filaments. Elle est le siège d'un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l'utilisation de coronographes, elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extrêmes du spectre.

Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la couronne solaire elle-même s'étend à partir de la zone de transition et s'évanouit progressivement dans l'espace, mêlée à l'héliosphère par les vents solaires. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre 1×1014 m−3 et 1×1016 m−3, soit moins d'un milliardième de la densité particulaire de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer (Le terme de mer recouvre plusieurs réalités.). Sa température, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu'aucune théorie n'explique encore complètement (Le complètement ou complètement automatique, ou encore par anglicisme complétion ou autocomplétion, est une fonctionnalité informatique permettant...) cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d'un processus de reconnexion magnétique.

L'héliosphère

Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire. On admet qu'elle débute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d'Alfvén (le flux est alors dit superalfvénique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière (Une frontière est une ligne imaginaire séparant deux territoires, en particulier deux États souverains. Le rôle que joue une frontière peut fortement varier...) n'ont pas d'influence sur la structure de la couronne solaire, car l'information ne peut se déplacer qu'à la vitesse des ondes d'Alfvén. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l'héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d'une spirale (En mathématiques, une spirale est une courbe qui commence en un point central puis s'en éloigne de plus en plus, en même temps qu'elle...) de Parker jusqu'à sa rencontre avec l'héliopause, à plus de 50 ua du Soleil. En décembre 2004, Voyager 1 (Voyager 1 est la première des deux sondes du programme Voyager lancées en 1977. Sa mission principale était d'étudier les planètes...) est devenue la première sonde à franchir l'héliopause. Chacune des deux sondes Voyager (Voyager 1 et 2 sont des sondes spatiales ayant réalisé depuis 1977 une moisson d'observations astronomiques qui ont plus d'une fois mis en question les...) a détecté d'importants niveaux énergétiques à l'approche de cette frontière[26].

L'activité solaire

Le champ magnétique solaire

Vue d'artiste du champ magnétique solaire.
Vue d'artiste du champ magnétique solaire.

Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Toute la matière solaire se trouvant sous forme de gaz et de plasma ( En physique, le plasma décrit un état de la matière constitué de particules chargées (d'ions et d'électrons). Le plasma quark-gluon est un plasma qui constituerait les grandes étoiles à neutrons...) en raison des températures extrêmement élevées, le Soleil tourne plus rapidement à l'équateur (vingt-cinq jours environ) qu'aux pôles (trente-cinq jours). Cette rotation différentielle (La rotation différentielle s'observe lorsque la vitesse angulaire d'un corps en rotation varie selon la latitude du point considéré ou sa distance par rapport à l'axe...) des latitudes solaires donne au champ magnétique solaire une forme de spirale en perpétuelle rotation, les lignes de champ se trouvant emmêlées les unes aux autres au cours du temps. Cet enchevêtrement serait au moins en partie responsable du cycle solaire, phénomène périodique s'étalant sur 11,2 années en moyenne avec une alternance de minima et de maxima tous les onze semestres environ. Au terme d'un cycle solaire le champ magnétique s'est inversé par rapport à la fin du précédent. Les manifestations les plus spectaculaires en période d'intense activité magnétique sont l'apparition de taches solaires et de protubérances.

Les taches solaires

Bien que tous les détails sur la genèse des taches solaires ne soient pas encore élucidés, il a été démontré qu'elles sont la résultante d'une intense activité magnétique au sein de la zone de convection, si puissante qu'elle freine la convection et limite l'apport thermique en surface à la photosphère. Elles sont ainsi moins chaudes de 1 500 à 2 000 kelvins que les régions voisines, ce qui suffit à expliquer pourquoi elles nous apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosphère. Cependant si elles étaient isolées du reste de la photosphère, les taches solaires, où règne malgré tout une température proche des 4 500 kelvins, nous sembleraient dix fois plus brillantes que la pleine lune (La pleine Lune est la phase lunaire durant laquelle la Lune apparaît la plus brillante depuis la Terre, de par le fait que nous voyons, lors de cette phase, presque toute la surface lunaire éclairée par le Soleil....), soit davantage qu'un arc électrique (Un arc électrique est un courant électrique visible dans un milieu isolant (gaz, vide...). La découverte de ce phénomène est due au chimiste et physicien anglais sir...). La sonde spatiale (Une sonde spatiale est un vaisseau spatial non habité envoyé par l'homme pour étudier à plus ou moins grande distance les corps célestes se trouvant dans le système solaire (planète, lune,...) SoHO a permis de démontrer que les taches solaires répondent à un mécanisme proche de celui des cyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d'ombre (Une ombre est une zone sombre créée par l'interposition d'un objet opaque (ou seulement partiellement opaque) entre une source de lumière et la surface sur laquelle se...) centrale (environ 2 000 kelvins) et la zone de pénombre périphérique (environ 2 700 kelvins). Le diamètre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois supérieur à celui de la Terre. En période d'activité il est parfois possible de les observer à l'oeil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire (Un oculaire est un système optique complémentaire de l'objectif. Il est utilisé dans les instruments tels que les microscopes ou les télescopes pour agrandir l'image produite au plan focal de l'objectif. Un oculaire est en fait une loupe...) adaptée.

La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour contrôler l'activité solaire et prédire ses répercussions terrestres. Une tache solaire a une durée de vie moyenne de deux semaines. L'astronome (Un astronome est un scientifique spécialisé dans l'étude de l'astronomie.) allemand Heinrich Schwabe, au XVIIIe siècle, fut le premier à tenir une cartographie (La cartographie désigne la réalisation et l'étude des cartes géographiques. Le principe majeur de la cartographie est la représentation de données sur un support réduit représentant un espace...) méthodique des taches solaires, ce qui lui permit d'évaluer leur périodicité. Les études ultérieures ont fixé leur période à 11,2 années, chaque demi-période étant alternativement caractérisée par un maximum d'activité (où les taches se multiplient) et un minimum d'activité. Le dernier maximum d'activité a été enregistré en 2001, avec un groupe de taches particulièrement marqué (image). Le prochain minimum d'activité est prévu pour le premier semestre de 2007[27].

Les éruptions solaires

Une éruption solaire
Une éruption solaire (Une éruption solaire est un événement primordial de l'activité du Soleil. Elle se produit à la surface de la photosphère et projette au travers de la chromosphère un jet de matière ionisée qui se perd dans la couronne à...)

Effets terrestres de l'activité solaire

Les aurores polaires sont une manifestation spectaculaire de l'activité solaire.
Les aurores polaires sont une manifestation spectaculaire de l'activité solaire.

Les effets terrestres de l'activité solaire sont multiples, le plus spectaculaire est le phénomène des aurores polaires.

La Terre possède une magnétosphère (La magnétosphère est la région entourant un objet céleste dans lequel les phénomènes physiques sont dominés ou organisés par son champ magnétique.) qui la protège des vents solaires, mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils déforment la magnétosphère et des particules radioactives solaires la traversent en suivant les lignes de champs. Ces particules excitent ou ionisent les particules de la haute atmosphère. Le résultat de ces réactions est la création de nuages ionisés qui reflètent les ondes dont la lumière, ce qui provoque la formation des aurores polaires.

Les vents solaires peuvent également perturber les moyens de communications et de navigations utilisant des satellites, en-effet les satellites à basse altitude peuvent être endommagés par l'ionisation (L'ionisation est l'action qui consiste à enlever ou ajouter des charges à un atome ou une molécule. L'atome - ou la molécule - en perdant ou en gagnant des charges n'est plus neutre électriquement. Il est alors appelé ion.) de l'ionosphère (L’ionosphère est une région de l'atmosphère située entre la mésosphère et la magnétosphère, c'est-à-dire entre 60 et 800 km d'altitude. Elle est constituée de gaz fortement ionisé à très faible pression...).

Le système solaire

À lui seul, le soleil représente 99,86 % de la masse totale du système solaire, les 0,14 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), dont la Terre.

Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes
Mercure 6 023 600 Jupiter 1 047
Vénus 408 523 Saturne 3 498
Terre et Lune (La Lune est l'unique satellite naturel de la Terre et le cinquième plus grand satellite du système solaire avec un diamètre de 3 474 km. La distance moyenne séparant la Terre de la Lune est de...) 328 900 Uranus 22 869
Mars 3 098 710 Neptune 19 314

Symbolique

Le soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture (La définition que donne l'UNESCO de la culture est la suivante [1] :).

D'une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d'Asie (L'Asie est un des cinq continents ou une partie des supercontinents Eurasie ou Afro-Eurasie de la Terre. Il est le plus grand continent (8,6 % de la...) centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c'est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est le kami Amaterasu, la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a importée dans son œuvre.

Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s'éteindrait sur Terre, d'où le symbole de vie (donneur de vie).

Dans l'Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu Soleil (il était l'un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d'Aton. Dans le Panthéon grec c'est Apollon (Apollon (en grec ancien ?π?λλων / Apóllôn, en latin Apollo) est le dieu archer grec de la clarté solaire, de la raison, des arts et plus précisément de la musique et de la poésie. Il est...), fils de Zeus et du titan (Cliquez sur l'image pour une description) Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l'appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maître du monde (Le mot monde peut désigner :). S'il n'est pas associé à un dieu, des gens l'ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d'Amaterasu, déesse du Soleil.

En alchimie (L'alchimie est une science (au sens ancien du terme) ésotérique dont l'objet est l'étude de la matière et de ses transformations. Elle repose sur un ensemble de...), le symbole du Soleil et de l'or est un cercle avec un point au centre : Symbole solaire. Il représente l'intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie (L’astronomie est la science de l’observation des astres, cherchant à expliquer leur origine, leur évolution, leurs propriétés physiques et chimiques. Elle ne doit pas être...) comme en astrologie (L‘astrologie est l'ensemble des systèmes de croyances organisés en vue d'obtenir des renseignements sur les phénomènes terrestres à partir de l'observation des phénomènes célestes. Particulièrement populaire, elle est aussi...), le symbole est le même.

Observation du soleil et dangers pour l'œil

Observation à l'œil nu

Regarder le soleil à l'œil nu brièvement peut être douloureux et même dangereux.

Un coup d'œil vers le soleil entraîne des cécités partielles et temporaires (tâches sombres dans la vision). Lors de cette action, environ quatre milliwatts de lumière frappent la rétine (La rétine est l'organe sensible de la vision. D'origine diencéphalique, elle est une mince membrane pluri-stratifiée d'environ 0,5 mm d'épaisseur couvrant...), la chauffant un peu, et éventuellement la détériorant. La cornée peut également être atteinte.

L'exposition générale à la lumière solaire peut aussi être un danger. En effet, au fil des années, l'exposition aux UV jaunit le cristallin ou réduit sa transparence (Un matériau ou un objet est qualifié de transparent lorsqu'il se laisse traverser par la lumière. Cette notion dépend de la longueur d'onde de la lumière : ainsi, le verre est...) et peut contribuer à la formation de cataractes.

Observation avec un dispositif optique (L'optique est la branche de la physique qui traite de la lumière, du rayonnement électromagnétique et de ses relations avec la vision.)

Regarder le soleil à travers les dispositifs optiques grossissants — par exemple des jumelles (On désigne par le terme jumelles un dispositif optique binoculaire grossissant destiné à l'observation d'objets à distance, constitué de deux lunettes symétriques...), un téléobjectif, une lunette astronomique (Une lunette astronomique est un instrument optique qui permet d'augmenter la taille apparente et la luminosité des objets du ciel lors de leur observation.) ou un télescope (Un télescope, (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant « regarder, voir »), est un instrument d'optique permettant d'augmenter la...) — dépourvus de filtre adapté (filtre solaire) est extrêmement dangereux et peut rapidement provoquer des dommages irréparables à la rétine, au cristallin et à la cornée.

Avec des jumelles, environ 500 fois plus d'énergie frappe la rétine, ce qui peut détruire les cellules rétinales quasiment instantanément et entraîner une cécité (La cécité est l'état d'une personne privée de la vue. Le terme cécité vient du mot latin cæcus, aveugle. La cécité est une maladie de l'oeil qui touche un grand nombre...) permanente.

Une méthode pour regarder sans danger le soleil est de projeter son image sur un écran (Un moniteur est un périphérique de sortie usuel d'un ordinateur. C'est l'écran où s'affichent les informations saisies ou demandées par l'utilisateur et générées ou restituées par l'ordinateur, sous...) en utilisant un télescope avec oculaire amovible (les autres types de télescopes peuvent être détériorés par ce traitement).

Les filtres utilisés pour observer le soleil doivent être spécialement fabriqués pour cet usage (L’usage est l'action de se servir de quelque chose.). Certain filtres laissent passer (Le genre Passer a été créé par le zoologiste français Mathurin Jacques Brisson (1723-1806) en 1760.) les UV ou infrarouges, ce qui peut blesser l'œil. Les filtres doivent être placés sur la lentille de l'objectif ou l'ouverture, mais jamais sur l'oculaire car ses propres filtres peuvent se briser sous l'action de la chaleur.

Les films photographiques surexposés — et donc noirs — ne sont pas suffisant pour observer le soleil en toute sécurité car il laissent passer trop d'infrarouges. Il est recommandé d'utiliser des lunettes spéciales en Mylar, matière plastique noire qui ne laisse passer qu'une très faible fraction de la lumière.

Cas particulier des éclipses

Les éclipses solaires partielles sont particulièrement dangereuses car la pupille se dilate en fonction de la lumière globale du champ de vision et non selon le point le plus brillant présent dans le champ. Durant une éclipse, la majeure partie de la lumière est bloquée par la lune, mais les parties non cachées de la photosphère sont toujours aussi brillantes. Dans ces conditions, la pupille se dilate pour atteindre deux à six millimètres et chaque cellule exposée au rayonnement solaire reçoit environ dix fois plus de lumière qu'en regardant le soleil sans éclipse ! Ceci peut endommager ou même tuer ces cellules ce qui crée de petits points aveugles dans la vision[28].

Les éclipses sont encore plus dangereuses pour les observateurs inexpérimentés et les enfants car il n'y a pas perception de douleur (La douleur est la sensation ressentie par un organisme dont le système nerveux détecte un stimulus nociceptif. Habituellement, elle correspond à un signal d'alarme de l'organisme pour signifier une...) lors de ces destructions de cellules. Par conséquent, les observateurs peuvent ne pas se rendre compte que leur vision est en train (Un train est un véhicule guidé circulant sur des rails. Un train est composé de plusieurs voitures (pour transporter des personnes) et/ou de plusieurs wagons (pour transporter des...) de se faire détruire.

Cas particuliers du lever et coucher du soleil

Coucher de soleil.
Coucher de soleil.

Durant l'aube et l'aurore, le rayonnement solaire est atténué par la diffusion (Dans le langage courant, le terme diffusion fait référence à une notion de « distribution », de « mise à disposition » (diffusion d'un produit,...) de Rayleigh et la diffusion de Mie dû à un plus long passage dans l'atmosphère terrestre, à tel point que le soleil peut être observé à l'œil nu sans grand danger. En revanche, il faut éviter de le regarder lorsque sa lumière est atténuée par des nuages ou la brume, car sa luminosité pourrait croître très rapidement dès qu'il en sortirait. Un temps brumeux, les poussières atmosphériques et la nébulosité sont autant de facteurs qui contribuent à atténuer le rayonnement.

Notes et références

  1. Valeur maximale.
  2. Source : (en) http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html space.com.
  3. Source : (en) Kerr, F. J., Lynden-Bell D. (1986). Review of galactic constants. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221 : 1023-1038.
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  7. Source : (en) Galileo Galilei (Galilée ou Galileo Galilei (né à Pise le 15 février 1564 et mort à Arcetri près de Florence, le 8 janvier 1642) est un physicien et astronome italien du XVIIe siècle,...) (1564 - 1642). BBC. Retrieved on 2006-03-22.
  8. Source : (en) Sir Isaac Newton (Sir Isaac Newton était un philosophe, mathématicien, physicien et astronome anglais né le 4 janvier 1643 du calendrier grégorien[1] au manoir de Woolsthorpe près de Grantham et mort...) (1643 - 1727). BBC. Retrieved on 2006-03-22.
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  22. Source : (en) Godier, S., Rozelot J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface". Astronomy and Astrophysics 355 : 365-374.
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  26. Source : (en) European Space Agency (March 15 2005). The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass. Retrieved on 2006-03-22.
  27. Source : (en) sec.noaa.gov – Le cycle solaire actuel.
  28. Espenak, F.. Eye Safety During Solar Eclipses — adapted from NASA RP 1383 Total ( Total est la qualité de ce qui est complet, sans exception. D'un point de vue comptable, un total est le résultat d'une addition, c'est-à-dire une somme. Exemple : "Le total des dettes". En...) Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17. NASA. Dernier accès à l'URL : 2006-03-22.
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