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Comme son centre de gravité correspond presque exactement à celui du système solaire et qu’il représente 99 % de la masse totale, son champ gravitationnel assure la cohésion du système. Il sert de point central pour toutes les orbites que les autres composants du système ont décrites.

Le Soleil occupe une place particulière dans de nombreuses religions. Bien qu’il existe des dizaines de milliards d’étoiles dans notre galaxie, celui-ci n’est qu’une étoile ordinaire. Néanmoins, elle est cruciale pour nous car elle fournit la lumière qui est essentielle à la vie. Grâce à sa proximité, nous avons la possibilité de voir une étoile en action, notamment sa structure, sa dynamique et ses interactions avec les autres corps célestes. Elle n’a pas encore révélé tous ses secrets à travers ses messages, qui nous parviennent sous forme de rayonnement électromagnétique, de particules électrisées, de neutrinos, etc.

Avec un rayon équatorial de 696 000 km (109 fois le rayon de la Terre), une masse de 1,989-1030 kg (333 442 fois celle de la Terre), une densité moyenne de 1,41 g/cm3 (0,26 fois celle de la Terre) et une accélération gravitationnelle de 274 m/s2, le Soleil est une masse sphéroïdale de plasma stellaire (27,9 fois celle de la Terre). Il est situé à 149 600 000 kilomètres de la Terre en moyenne.

Le Soleil décrit un mouvement orbital autour du centre galactique qui est grossièrement circulaire, avec une vitesse de translation d’environ 250 km/s, et une période de révolution qui est d’environ 250 millions d’années. Il est situé dans l’un des bras spiraux de la galaxie, le bras d’Orion, à une distance du centre galactique d’environ 10 000 parsecs.

De plus, le Soleil est animé par sa propre rotation différentielle, une propriété des masses fluides, qui a une durée sidérale de 25 jours à l’équateur et de 30 jours aux pôles et une vitesse équatoriale de 2 km/s. Cette rotation se fait dans le sens direct autour du Soleil. Cette rotation est de sens direct autour d’un axe incliné de 7° 15′ par rapport à la normale à l’écliptique. A l’équateur et aux pôles, les périodes synodiques durent respectivement 27 jours et 32 jours.

Recherche et observation

Le Soleil se présente sous la forme d’un disque brillant dont le bord clair est assombri à l’œil nu, ce qui permet de distinguer les taches plus sombres et les formations actives. Son diamètre apparent est de 32′ 35″ au périgée (le 1er janvier) et de 31′ 31″ à l’apogée. Le Soleil est l’étoile la plus brillante pour un observateur terrestre en raison de sa proximité (le 1er juillet). En raison de l’intensité du flux lumineux reçu et de la possibilité d’obtenir des images étendues extrêmement détaillées, la technique d’observation du Soleil diffère sensiblement de celle des autres étoiles. On utilise cependant des instruments à haut pouvoir de résolution, développés pour l’astronomie solaire, tels que les grands spectrographes et les télescopes solaires (tour solaire, télescope horizontal), de construction fixe, à très longue distance focale (quelques dizaines de mètres), donnant un grossissement important. Dans le domaine optique, des observations spectrographiques ou photographiques peuvent être réalisées avec des instruments modestes (ouverture de 10 à 50 cm). Les coelostats, qui sont des miroirs mobiles pouvant être déplacés pour suivre le Soleil, sont reliés à ces instruments. Leur foyer peut être équipé de spectromètres, radiomètres, plaques photographiques et capteurs CCD (Charge Couple Device). Les coronographes, qui disposent d’un dispositif d’occultation du disque, sont utilisés pour l’étude de la couronne solaire, qui est invisible dans la pleine lumière du disque.

L’astronomie solaire a bénéficié des progrès de la radioastronomie hors du spectre visible car le Soleil s’est révélé être une radiosource particulièrement intéressante, ce qui a justifié le développement de radio-interféromètres spécialisés appelés radio-héliographes. De plus, des observations dans les domaines du rayonnement gamma, X, ultraviolet et infrarouge sont désormais possibles grâce au déploiement d’observatoires spatiaux.

L’étude du Soleil est cruciale parce que c’est la seule étoile qui peut être observée dans des conditions idéales, et parce que c’est l’étoile moyenne de la séquence principale, elle sert de banc d’essai pour les modèles stellaires théoriques. Son étude est également cruciale en raison des relations Terre-Soleil, ou des interactions des radiations électromagnétiques ou corpusculaires et du champ magnétique solaire avec l’environnement terrestre (magnétosphère, atmosphère et biosphère) ; elles peuvent affecter l’évolution de la vie sur Terre. En outre, le Soleil constitue une source d’énergie essentielle pour les activités humaines et le développement de la vie sur Terre, indépendamment de tout facteur astronomique.

Caractéristiques physiques

Le Soleil est une étoile moyenne, caractérisée par une couleur jaune et une température superficielle de 5 700 K, de magnitude absolue 4,72, placée, dans le diagramme de Hertzsprung-Russell (définition sur wikipédia), sur la séquence principale (séquence des naines). Le Soleil, qui appartient à la population du disque de notre Galaxie, a été formé il y a environ 4,5 milliards d’années ; par sa masse, il fait partie des étoiles que leur évolution doit transformer en géante rouge, puis en naine blanche, la phase actuelle devant durer encore 3 ou 4 milliards d’années.

Le soleil est aujourd’hui à la moitié de sa vie, dans 5 milliards d’années il aura épuisé toute son énergie (il aura brûlé tout son hydrogène) et commencera à brûler de l’hélium, alors il deviendra rouge et gonflera jusqu’à atteindre 50 fois son diamètre actuel. Puis il s’effondrera sur lui-même pour former une naine blanche (de la taille de la terre) et s’éteindra peu à peu.

Spectre

Comme tous les objets célestes inaccessibles à l’exploration, le Soleil est essentiellement étudié par l’analyse de son rayonnement électromagnétique, dont le spectre s’étend des fréquences métriques aux fréquences gamma, et qui est émis par les couches superficielles de l’astre. Son intensité globale (4 · 10²³ kW, correspondant à une perte de masse de 5 · 10⁹ kg/s) semble relativement constante sur des périodes de plusieurs années. Les variations de luminosité du Soleil sont de l’ordre de 4 ‰ au cours du cycle d’activité solaire de 11 ans qui a pu être mis en évidence. On pense qu’elles ont pu atteindre 4 % au cours de la période d’activité minimale du XVIIe siècle. L’influence de ces variations à long terme sur le climat terrestre n’est pas à exclure. La plus grande partie de l’énergie est rayonnée au voisinage du spectre visible, avec une décroissance rapide vers les fréquences extrêmes.

Les parties les plus importantes de ce spectre sont :le spectre visible, formé d’un fond continu auquel se superposent plusieurs dizaines de milliers de raies d’absorption (spectre de Fraunhofer) ; les spectres X et UV, particulièrement intéressants en période d’activité solaire.

Le rayonnement émis par le Soleil est photographié par un spectrographe puis analysé. Les raies noires sont les raies d’absorption ; elles sont dues à l’absorption des rayonnements par les éléments présents dans l’atmosphère du Soleil. L’étude de ces raies permet aux scientifiques d’identifier les éléments constitutifs du Soleil. Par exemple, les raies dans le jaune indiquent la présence de sodium. Source : Encarta

Composition

La spectroscopie indique que le Soleil est essentiellement composé d’hydrogène (environ 80 %) et d’hélium (environ 9 %), ainsi que de quelques dizaines d’éléments dispersés dans son atmosphère, dont l’abondance varie en raison inverse du numéro atomique ; la composition du Soleil correspond, à quelques irrégularités près, aux abondances moyennes observées dans l’Univers.

Champs magnétiques

La spectroscopie a également révélé des décompositions de raies spectrales par effet Zeeman, impliquant l’existence de champs magnétiques, lesquels semblent être dus uniquement à des distributions de structures magnétiques de petite échelle, généralement dipolaires, plus ou moins concentrées. Elles peuvent former des configurations magnétiques complexes liées à l’activité solaire comme les taches. Un télescope solaire franco-italien vient d’être mis en service dans l’île de Tenerife ; il est spécialement destiné à l’étude de la structure fine de ces champs magnétiques. Le champ magnétique global du Soleil est variable au cours du cycle, avec des composantes dipolaires et quadripolaires d’importance relative variable. Le satellite Ulysse n’a cependant pas trouvé le champ magnétique dipolaire attendu dans la région des pôles.

Structure

L’interprétation des données d’observation passe par la construction d’un modèle théorique permettant d’expliquer de façon cohérente l’origine et la forme de l’énergie rayonnée, ou les mécanismes d’activité. On adopte généralement un modèle stellaire standard, qui fait intervenir des hypothèses d’équilibre hydrostatique entre gravitation et pression interne, de transferts d’énergie de types radiatif et convectif, de réactions thermonucléaires dans le noyau – modèle qui reste très approximatif et se trouve remis en cause par certaines observations (flux de neutrinos déficient, désaccord avec la paléoclimatologie). À ce modèle correspond une structure de la masse solaire où l’on distingue l’intérieur et l’atmosphère.

L’intérieur

C’est la partie invisible du Soleil ; elle comprend le noyau et l’enveloppe.

A l’intérieur on estime le température à plus de 14 millions de °C. Elle décroit ensuite jusqu’à la surface du Soleil (photosphère) , la température est de l’ordre de 6 000 °C. Le plus étonnant est le fait que la température augmente après la photosphère. Elle devrait décroitre suivant les lois de la thermodynamique. Or elle augmente. On pourrait l’expliquer par par le fait que la chromosphère et la couronne reçoivent de l’énergie sous forme magnétique et acoustique. Mais ce n’est qu’une hypothèse non vérifiée à ce jour…(source : fabf71n)

Le noyau

C’est l’endroit où se déroulent les réactions thermonucléaires qu’on suppose être la source de l’énergie solaire, et qui consistent principalement en la synthèse d’un noyau d’hélium à partir de quatre noyaux d’hydrogène ; cette nucléosynthèse libère un rayonnement primaire de photons gamma et de neutrinos ; ces derniers ne sont pas absorbés par la matière solaire et atteignent l’espace extérieur, où ils peuvent être (très difficilement) détectés ; les mesures effectuées sur Terre, faisant apparaître un déficit de neutrinos, remettent en question la nature du noyau solaire.

L’enveloppe

C’est la région où la température est insuffisante pour amorcer la nucléosynthèse, et où a lieu le transfert d’énergie vers les couches externes, d’abord par transfert radiatif (absorption et émission de photons, processus très lent), puis par transfert convectif (transport de l’énergie par la matière) turbulent.

L’atmosphère

La partie visible du Soleil, l’atmosphère solaire, comprend diverses couches :

La photosphère

C’est la plus profonde des couches visibles et elle constitue la surface apparente, émettant la majeure partie du rayonnement. C’est dans la photosphère qu’est localisé l’hydrogène neutre. Sa périphérie est la région la plus froide du Soleil, et son aspect général est celui d’une granulation (ensemble serré de cellules de quelques centaines de kilomètres apparaissant brièvement, les granules, qui est probablement la manifestation de la convection turbulente des couches sous-jacentes. On observe également des mouvements horizontaux dans de grandes formations cellulaires de 30 000 km (les supergranulations), des oscillations régulières, semblables à des vagues, des domaines de champ magnétique relativement intense.

La chromosphère

D’un éclat cent fois plus faible que celui de la photosphère, elle ne peut être observée que lors d’une occultation de cette dernière ou aux longueurs d’onde des raies intenses (à l’aide de spectrographes ou de filtres). Son rayonnement est caractérisé par des raies d’émission brillantes. Elle apparaît comme une couche hétérogène dont la température croît vers l’extérieur. On observe, à sa périphérie, des millions de projections de matière vers la couronne, les spicules, d’une longueur de quelques milliers de kilomètres, d’un diamètre de quelque 1 000 km, d’une température intérieure de 8 000 K, durant quelques minutes. La chromosphère est structurée en un réseau dont les mailles sont bordées de groupements de spicules, et dont la formation semble liée aux mouvements ondulatoires des couches sous-jacentes.

La zone de transition

Elle s’étend entre la chromosphère et la couronne. Elle est caractérisée par une augmentation très rapide de la température (qui passe de 10⁴ à 3 · 10⁵ K en quelques dizaines de kilomètres. Le transfert de chaleur semble y être essentiellement conductif. Principalement observable dans le domaine du rayonnement ultraviolet, la zone de transition apparaît comme une gaine irrégulière et hétérogène bordant les spicules de la chromosphère, et comme une agglomération de formations instables de masses gazeuses ionisées interagissant avec des champs magnétiques.

La couronne

La couronne ou couche externe du Soleil, de très faible densité, d’un éclat un million de fois plus faible que celui de la photosphère, a un contour flou et variable. On peut distinguer trois composantes du rayonnement coronal visible, auxquelles correspondent deux aspects de la couronne : la couronne K (spectre continu provenant de la photosphère et polarisé lors de la diffusion par les électrons libres de la couronne) et la couronne F (raies Fraunhofer provoquées par les poussières interplanétaires au voisinage du Soleil). Des images très différentes de celles du visible sont également obtenues dans le domaine des ondes UV, X et radio. La couronne absorbant le rayonnement radioélectrique des couches profondes, seule son émission propre est observable en radio, ce qui a permis d’évaluer sa température, laquelle est supérieure à 106 K. Quel que soiPôler l’observer, la couronne est loin d’être homogène. Dans le domaine visible, qui ne permet de la voir qu’au bord du disque, on dénombre un grand nombre de structures variées, organisées par le champ magnétique, formant des jets et pouvant atteindre plusieurs millions de kilomètres. Les rayonnements radio et X permettent de voir la couronne sur le disque. Le satellite japonais Yohkoh en particulier, observant en rayons X, a permis de découvrir une couronne active et en perpétuel changement. On peut voir des jets, des boucles, des arcades se former, grandir et s’envoler. Dans les régions polaires, on observe de grandes cavités obscures de dimension variable au cours du cycle, les trous coronaux, structures magnétiques ouvertes d’où s’échappe le vent solaire.

Activité

Sous le terme d’activité solaire, on désigne des phénomènes très divers qui se développent à partir des centres d’activité accompagnant la formation de zones de champ magnétique anormalement intense dans la région subphotosphérique. L’observation du nombre (oscillant entre un maximum et un minimum), de la position et de la polarité des centres actifs a permis de mettre en évidence un cycle solaire de 11 ans (ou de 22 ans, si l’on prend en considération le retour d’une même polarité). Les centres actifs sont probablement créés par des interactions magnétohydrodynamiques dans l’intérieur solaire, lesquelles provoquent l’émergence de tubes de flux magnétique intense dans la photosphère, dans une zone équatoriale. L’activité solaire prend de nombreuses formes, parmi lesquelles figurent les taches, les facules, les protubérances et les éruptions.

Les taches facilement observées, elles apparaissent comme des régions photosphériques à champ intense associé à une baisse de température, de rayonnement et de pression ; d’une dimension comprise entre 2 000 km (pores) et 100 000 km (grandes taches), elles comportent un ou plusieurs noyaux sombres entourés d’une pénombre grise ; elles se déplacent et se déforment lentement.

Les facules sont des zones brillantes observées, dans la chromosphère et la photosphère, autour des taches. Elles préludent à la naissance des taches et disparaissent avant elles.

Les protubérances sont des sortes de lames froides et denses qui s’élèvent dans la chromosphère et la couronne (à une hauteur de 30 000 à 100 000 km). On distingue principalement les protubérances quiescentes, évoluant lentement, et les protubérances éruptives, qui s’accompagnent d’une projection rapide de matière dans la couronne.

Les éruptions sont des perturbations explosives de la chromosphère et de la couronne, probablement provoquées par de brusques libérations d’énergie électromagnétique piégée (jusqu’à 10²⁵ joules en quelques minutes), qui se trouve convertie en énergie cinétique, provoquant un échauffement transitoire considérable de l’atmosphère et l’accélération de particules chargées (jusqu’à 1 gigaélectronvolt). Elles s’accompagnent d’émissions transitoires intenses sur tout le spectre électromagnétique.

Interaction du Soleil avec le milieu interplanétaire

En dehors des interactions gravitationnelles et électromagnétiques, le Soleil agit sur les constituants du système solaire par l’intermédiaire d’un flux corpusculaire, le vent solaire, qui peut s’étendre dans une zone de 10¹⁰ km de rayon, l’héliosphère, que l’on définit comme la région où la pression du vent solaire l’emporte sur la pression du milieu interstellaire. Le vent solaire est formé par l’expansion du plasma de la couronne solaire, qui n’est pas en équilibre hydrostatique, à laquelle se superposent des flux de particules émises lors des éruptions. La vitesse d’éjection des particules (électrons, protons, noyaux d’hélium) augmente rapidement, pour atteindre, au voisinage de la Terre, des valeurs de l’ordre de 400 km/s. Ces particules constituent le rayonnement cosmique solaire, qui entraîne une partie du champ magnétique solaire, et interagit avec les milieux planétaires (magnétosphère, atmosphère).