Qu'est-ce que le Soleil

Comme toute étoile, le Soleil est une énorme sphère de gaz incandescent située à 150 millions de km de la Terre. C'est l'étoile la plus proche de nous, sa lumière met environ 8 minutes pour nous parvenir. L'étoile suivante est Proxima du Centaure à 4,2 années-lumière, soit environ 270 000 fois plus loin.
Son diamètre mesure environ 1 400 000 km (109 fois celui de la Terre) et son volume contiendrait 1 300 000 fois la Terre !
Le Soleil n'étant pas solide mais gazeux, les différentes latitudes solaires tournent sur elles-mêmes de façon différenciée : 25 jours à l'équateur, 36 jours aux pôles.
Contenant à lui seul plus de 99 % de toute la masse du Système solaire, sa gravité, sa chaleur et sa lumière influencent tous les corps dans son voisinage. Il permet et maintient notamment la vie sur Terre.

Mais aussi grand et brillant qu'il puisse paraître, le Soleil n'est qu'une étoile banale, perdue parmi les centaines de milliards d'autres étoiles de notre galaxie...

Composition du Soleil

Le Soleil est constitué principalement d'hydrogène (92,1 %) et d'hélium (7,8 %), les deux éléments les plus abondants dans l'univers. Les éléments plus lourds ne figurent que pour 0,1 %. On y trouve par exemple de l'oxygène, du carbone, de l'azote, du magnésium, du calcium, du sodium, de l'aluminium, du silicium, du fer, du soufre, du néon, de l'argon, mais aussi tous les autres éléments connus sur Terre.

Source d'énergie du Soleil

Au cœur du Soleil, la température est de 15 millions de degrés, permettant la fusion des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium avec production de photons. Ce processus nommé fusion nucléaire permet la production d'une énorme quantité d'énergie.
Pour maintenir ce rythme infernal, notre étoile transforme en énergie pure à chaque seconde 5 millions de tonnes d'hydrogène. Ses réserves sont grandes : le Soleil brille ainsi depuis déjà environ 5 milliards d'années et les calculs montrent qu'il continuera à briller pendant encore 5 autres milliards d'années...

Le Soleil vu en coupe

En partant du cœur du Soleil, les photons progressent lentement au travers d'une zone radiative où ils sont réabsorbés puis réémis de très nombreuses fois. Ils finissent par passer dans la seconde zone de transport, dite zone convective, avant d'être émis à la surface.

La zone visible du Soleil appelée photosphère est épaisse de seulement 300 km et la température y est de 6 000 degrés environ. C'est à sa surface que l'on peut observer les granules, témoin des mouvements de convection interne du Soleil, et surtout les taches solaires, zones plus froides (5 000 degrés) qui apparaissent plus sombres par contraste. Elle sont une manifestation du champ magnétique du Soleil et se caractérisent par l'intensité et la polarité de leur champ magnétique propre. Elles sont en général groupées et leur nombre (que les astronomes appellent nombre de Wolf) reflète l'activité cyclique du Soleil : il est maximal tous les 11 ans.

Au dessus de la photosphère se trouve la chromosphère, relativement transparente dans le domaine du rayonnement visible. On y trouve des spicules, jets de gaz éphémères s'élevant à grande vitesse, ainsi que des régions brillantes et chaudes, les facules, qui surplombent les taches solaires de la photosphère.
La chromosphère est une zone d'inversion : on trouve une zone basse où la température est proche de celle de la photosphère et une zone haute où elle remonte pour s'approcher de celle de la couronne au-dessus.

C'est au niveau des facules, au-dessus des taches solaires que peuvent naître des protubérances. Ces immenses jets de matière suivent les lignes de force du champ magnétique séparant des taches de polarité différente. Les protubérances forment donc des boucles qui s'élèvent de quelques dizaines de milliers de km et s'ouvrent parfois en immenses arches au sein de la couronne.
Les protubérances les plus gigantesques sont appelées des éruptions solaires. Elles éjectent des milliards de tonnes de matière dans l'espace et peuvent atteindre une taille de 400 000 km.
Comme les taches solaires, l'activité des protubérances et des éruptions obéissent au cycle de 11 ans.

Au-delà de la chromosphère, la température remonte jusqu'au million de degrés et on passe dans la couronne solaire qui est observable depuis la terre lors des éclipses totales de soleil ou grâce à un instrument appelé coronographe. La couronne apparaît comme une auréole brillante dès les premiers instants de la totalité.
Elle s'étend très loin du Soleil mais n'est visible que sur une distance de quelques rayons solaires. C'est un espace en perpétuelle évolution, qui subit et répercute dans le milieu interplanétaire toutes les modifications du champ magnétique solaire.
La couronne se dilue dans l'espace et donne le vent solaire, chargé de particules qui lors des maximums d'activité peuvent interagir avec la ceinture magnétique de la Terre et occasionner le phénomène des aurores boréales et australes.

Relations Terre-Soleil

Par le passé, la lumière et la chaleur provenant du Soleil ont joué un grand rôle dans l'apparition de la vie.
Maintenant, l'alternance des jours et des nuits, le cycle des saisons et les marées constituent les manifestations les plus évidentes des relations entre la Terre et le Soleil. Les habitants des contrées de latitudes élevées peuvent aussi de temps en temps contempler le spectacles des aurores boréales et australes.
Enfin, lors des maximums d'activité solaire, il peut arriver que les communications hertziennes terrestres soient perturbées momentanément par des éruptions solaires...

Lumière solaire

L'étude du Soleil, comme l'astronomie en général, repose sur l'analyse de la lumière. La lumière visible avec nos yeux ne représente qu'une partie du spectre électromagnétique et il existe toute une gamme de rayonnements invisibles pour l'œil humain que nous avons appris à capter grâce à des instruments.

Le spectre électromagnétique du Soleil comprend toutes les longueurs d'onde : rayons gamma, rayons X, ultraviolets (UV), domaine visible (du violet au rouge), infrarouges (IR), micro-ondes, ondes radio, notamment (par ordre d'énergie décroissante).