Soleil

Une banale étoile

Étoile Soleil
Diamètre équatorial : 1 392 684 km
Masse : 1,989 × 1030 kg (330 000 × Terre)
Densité moyenne : 1,41 × eau
Vitesse de libération à l'équateur : 617,5 km·s−1
Température : entre 6 000 K et 4 200 K (photosphère)
Inclinaison de l'équateur sur l'écliptique : 7,25°
Période de rotation sidérale : 24 jours aux pôles, 32 jours à l'équateur
Luminosité : 3,845 × 1026 W
Type spectral : G2
Classe : V (naine)
Âge : env. 5 × 109 ans

Le Soleil n'est que l'une des 100 milliards d'étoiles (1011) qui constituent notre GalaxieGalaxie : les étoiles ne se distribuent pas au hasard dans l'Univers, elles tendent à se regrouper dans des objets comprenant chacun entre un à cent milliards de membres que l'on nomme galaxies.
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. Situé à 28 000 années de lumièreAnnée de lumière : unité de distance correspondant à celle parcourue par la lumière (dans le vide) en un an.
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du centre galactique, autour duquel il voyage avec son cortège de planètes à une vitesse de 225 km·s−1, il n'y occupe pas une place privilégiée. Son diamètre est de l'ordre de 1,4 million de kilomètres, soit environ l'équivalent de 110 planètes de la taille de la Terre. Mises à la place du Soleil, les plus grandes étoiles connues s'étendraient jusqu'à l'orbite de Jupiter, voire celle de Saturne.
Sa principale particularité est sa proximité avec la Terre, environ 150 millions de kilomètres. Sa lumière met un peu plus de 8 minutes pour nous parvenir, temps ridiculement court comparé aux 4,2 années de lumière de l'étoile la plus proche (Proxima du Centaure). C'est ce voisinage avec la Terre qui lui donne son statut particulier. Pour les astronomes, il constitue un outil expérimental privilégié pour étudier sa propre structure et celle des étoiles distantes ; les conditions de densité, pression et température qui y règnent sont impossibles à réaliser en laboratoire.

Attention : l'observation directe du Soleil n'est pas sans danger, même à l'œil nu ! Une bonne partie du flux solaire est émise dans le domaine ultraviolet et l'infrarouge, ces rayonnements sont invisibles pour l'œil humain : vous risqueriez une brûlure irréversible de la rétine.
Avec un instrument grossissant, une observation sans risque ne peut se faire qu'au travers d'un filtre pleine ouverture (atténuation de 1/100 000) disposé devant l'objectif de l'instrument ou par projection sur un écran (ou Solarscope). Le filtrage de la lumière doit impérativement se faire dès l'entrée et non pas sur l'oculaire, ce dernier étant placé au foyer peut éclater à tout moment sous l'effet de la chaleur.

La structure du Soleil

La masse volumique du Soleil vaut 1,4 fois celle de l'eau. Les régions internes du Soleil, opaques à tous les rayonnements, ne peuvent être observées directement. En revanche, les couches superficielles offrent des possibilités d'observation avec une résolution inégalable sur les autres étoiles.
L'énergie rayonnée par le Soleil est produite dans les régions centrales où la température atteint les 15 millions de degrés. C'est dans ce noyau central, qui ne représente que 1/5 du rayon, qu'un mécanisme de fusion thermonucléaire transforme l'hydrogène en hélium en produisant des photons gamma. Ces derniers mettront en moyenne 200 000 ans pour parvenir à la surface en perdant graduellement de l'énergie par un processus d'émission et absorption qui les amène peu à peu dans le domaine du spectre visible. Le rayonnement que nous recevons sur Terre est ainsi issu des couches superficielles de l'étoile, elles sont désignées sous le terme d'atmosphèreAtmosphère : couche gazeuse enveloppant un objet planétaire. Les étoiles ont également une atmosphère gazeuse dont la température très élevée est responsable d'une émission de lumière.
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qui comprend trois parties distinctes : la photosphère, la chromosphère et la couronne.

Structure du Soleil
Structure schématique du Soleil

La photosphère

C'est la surface visible du Soleil, c'est d'elle que nous parvient le rayonnement reçu sur Terre. Son nom signifie « sphère de lumière » et, de manière sommaire, elle marque la limite entre l'intérieur et l'atmosphère de notre étoile. Son épaisseur est de l'ordre de 300 km. La température moyenne étant de 5 800 K, c'est la zone la plus froide du Soleil ; en s'élevant dans l'atmosphère, la chaleur décroît de 6 000 K à 4 200 K. La photosphère présente des structures de différentes luminosités qui prennent naissance dans la zone convective : granules et taches.
- Les granules, ou « grains de riz », sont des structures brillantes d'une dimension moyenne de 1 500 km. Elles sont le sommet de cellules de convection où le gaz ascendant véhiculent l'énergie venant des régions plus internes. Leur température excède d'une centaine de degrés celle des régions périphériques où le gaz plus froid redescend en paraissant plus sombres. En perpétuelle évolution, leur durée de vie est de l'ordre d'une dizaine de minutes.
- Observées la première fois par GaliléeGalileo Galilei, dit Galilée
En janvier 1610, il découvre les quatre gros satellites de Jupiter et les phases de Vénus. Ces observations confortent son idée de la rotation de la Terre sur son axe et de sa révolution autour du Soleil. Cette conception lui vaut une condamnation à résidence par le Saint-Office…
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en 1613, les taches solaires (parfois rassemblées en groupe) sont de formes irrégulières et leur dimension typique est d'environ 10 000 km. Les taches sont des zones où le flux magnétique, environ 500 fois plus intense que la moyenne, émerge des zones inférieures et tendent à ralentir les mouvements convectifs. La température étant plus basse (4 000 K) que pour les zones environnantes, elles nous semblent également plus sombres uniquement par effet de contraste. Les taches solaires restent relativement fixes par rapport à la photosphère et accompagnent la rotation différentielle du Soleil. Leur nombre est directement lié au cycle d'activité solaire, chaque cycle s'étalant sur des périodes allant de 7 à 15 ans ; leur moyenne étant de 11 ans.

Animation montrant l'évolution des granules et taches solaires sur une heure.

La chromosphère

La chromosphère devient visible au limbe du Soleil lors d'une occultationOccultation : pour un observateur terrestre, recouvrement d'un objet céleste par le disque d'un astre. Improprement qualifié d'éclipse, le masquage du disque solaire par celui de la Lune en est l'exemple le plus connu.
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totale par la Lune. D'une épaisseur d'environ 2 000 km, elle montre alors une couleur rouge caractéristique due à la dominance des raies de la série de Balmer de l'hydrogène, notamment la raie Hα à 656,3 nm. La température y croit très rapidement pour atteindre 106 K dans la couronne.
Des « spicules » peuvent donner un aspect irrégulier au limbe solaire. D'une durée de vie comprise entre 5 et 10 minutes, elles peuvent s'élever jusqu'à une altitude de 20 000 km dans la couronne.

La couronne

Un million de fois moins lumineuse que le disque solaire, la couronne n'est également visible que lors d'une « éclipseÉclipse : passage d'un corps céleste dans le cône d'ombre d'un autre astre. Le terme « Éclipse de Soleil » couramment employé est impropre, le Soleil étant masqué par la Lune, il s'agit d'une occultation.
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 » totale. En dehors d'une éclipse, elle peut être observée dans le domaine visible à l'aide d'un coronographe. La structure de la couronne varie en fonction de l'activité solaire. D'une forme quasi sphérique au maximum du cycle, elle prend l'apparence d'une ellipse aplatie aux pôles lors d'un minima.

Le rayonnement solaire

En première approximation, le Soleil émet un rayonnement de type « corps noirCorps noir : modèle théorique d'un corps capable d'absorber toutes les radiations électromagnétiques incidentes.
Message de la lumière
 », corps en équilibre thermique dont le rayonnement continu dépend uniquement de la température en suivant la loi de PlanckLoi de Planck : elle explique le rayonnement du corps noir par un échange d'énergie entre matière et rayonnement qui se fait par quantitées discrètes proportionnelles aux fréquences du rayonnement.
Message de la lumière
. Dans la réalité, l'émission du Soleil (et des autres étoiles) diffère quelque peu de ce simple cas théorique. Le spectre continu du Soleil montre des raies d'absorption (plus de 26 000 sont actuellement répertoriées) correspondant à plus de 70 éléments chimiques différents présents dans l'atmosphère solaire. L'analyse précise de chacune de ces raies sombres du spectre en absorptionSpectre en absorption : spectre montrant une extinction sélective de certaines longueurs d'ondes, une suite de raies est spécifique à un élément chimique donné.
Message de la lumière
fournit des renseignements sur la composition, la température, la densité et la vitesse des particules, le champ magnétique, etc.

Spectre solaire
Spectre en absorption du Soleil (entre 380 nm et 700 nm)
Crédit image : Jean-Marie Malherbe, Observatoire de Paris

Le Soleil émet une grande partie de son rayonnement (env. 40 %) dans la partie visible du spectre, mais il émet encore plus dans le domaine de l'infrarouge (env. 50 %) sous forme de chaleur indispensable à la vie sur Terre. Il émet également dans l'ultraviolet (env. 10 %), la petite portion restante étant émise dans les régions extrêmes du spectre électromagnétique : X et γ pour les très courtes longueurs d'onde, et radio pour les très grandes longueurs d'onde.
L'atmosphère terrestre interagit avec le rayonnement solaire qui n'atteint pas complètement le sol au niveau de la mer. L'absorption atmosphérique est totale pour les ondes du domaine radio supérieures à une vingtaine de mètres qui sont réfractées par la haute atmosphère au-dessus de 350 km. De même pour le rayonnement très énergétique — donc dangereux pour l'organisme, voire mortel ! — de longueur d'onde inférieure à 300 nm qui est absorbé par l'azote, l'ozone et l'oxygène entre 50 et 200 km d'altitude. La vapeur d'eau et le dioxyde de carbone de la basse atmosphère, au-dessous de 50 km, absorbe le rayonnement infrarouge entre 1 µm et 1 mm. L'essentiel du spectre reçu se trouve ainsi entre 400 et 700 nm, ce qui correspond au domaine de sensibilité de l'œil humain.
Les molécules d'air diffusent également le rayonnement solaire en fonction de la longueur d'onde, le facteur d'extinction varie comme λ−4. La lumière bleue est ainsi plus diffusée dans l'atmosphère que la lumière rouge. Aux levers et couchers, le Soleil nous paraît plus rougeâtre en raison d'une diffusion atmosphériqueDiffusion atmosphérique : diffusion sélective de la lumière solaire par l'atmosphère terrestre, la partie bleue du spectre électromagnétique est davantage diffusée que la partie rouge.
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plus importante, la couche d'air à traverser étant plus épaisse vers l'horizon. Ceci explique aussi la couleur jaune-orangée du Soleil, alors que son émission maximale se fait dans le bleu-vert.

Spectre solaire
Spectre du rayonnement solaire

La source d'énergie du Soleil

En dépit de leurs dimensions qui semblent démesurées, comparées aux planètes, les étoiles restent d'une structure relativement simple : ce sont des boules de gaz en équilibre thermique ou, plus exactement, d'immenses réacteurs nucléaires autorégulés. Lorsque l'énergie interne diminue, le noyau se contracte sous l'effet de la gravitation. La densité et la température augmentent à nouveau pour produire de l'énergie. Dans le schéma inverse, si la production d'énergie interne s'emballe, le surplus engendré va dilater le noyau, faisant ainsi diminuer la densité et la température, les réactions sont ralenties. La production d'énergie reste ainsi relativement constante à un niveau empêchant l'effondrement gravitationnel… jusqu'à l'épuisement des ressources internes.

Crédits photographiques : NASA, sauf mention contraire.