SOLEIL

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Le Soleil est l'une des innombrables étoiles de notre Galaxie ; à cet égard, ni sa position ni ses propriétés intrinsèques ne sont exceptionnelles. Situé aux deux tiers du rayon galactique (à 8,5 kpc du centre galactique), il appartient à un bras spiral semblable à ceux que l'on observe dans certaines galaxies. Le spectre optique du Soleil permet par ailleurs de le classer parmi les étoiles naines, qui sont les plus communes des étoiles de la Galaxie. C'est la proximité du Soleil qui fait tout l'intérêt de son étude. Son atmosphère, c'est-à-dire la partie extérieure de l'étoile, est observable dans ses détails. Les taches solaires, répertoriées dès le IVe millénaire avant notre ère par les astronomes chinois, mettent en évidence l'existence d'une activité due à la concentration de champs magnétiques intenses et donnent lieu à des éruptions. Très localisée, cette activité ne perturbe pas (du moins dans les couches les plus profondes de l'atmosphère) la plus grande partie de la surface du Soleil, que l'on qualifie de normale. Grâce aux éclipses, on connaît depuis longtemps l'existence, au-dessus de la photosphère, partie visible du Soleil, de la chromosphère et de la couronne. Cette dernière région, très chaude, s'étend jusqu'au vent solaire qui balaye le milieu interplanétaire.

Soleil

Vidéo : Soleil

Structure et caractéristiques du Soleil.Le Soleil est l'une des 200 milliards d'étoiles qui forment notre Galaxie, la Voie lactée.Son cœur, très chaud, libère une énorme quantité d'énergie sous forme de rayonnements qui se propagent tout d'abord dans la zone radiative.À un cinquième de... 

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Protubérance solaire

Photographie : Protubérance solaire

Une protubérance solaire photographiée depuis le laboratoire spatial Skylab, le 19 décembre 1973. 

Crédits : E. Gibson/ MPI/ Getty Images

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Des structures de l'ordre de la seconde d'angle (env. 700 km, ce qui correspond au millième du rayon solaire) peuvent être étudiées dans chacune des grandes régions mentionnées plus haut. Les observations spatiales, affranchies des perturbations dues à l'atmosphère terrestre, permettront progressivement de réduire cette dimension d'un facteur 10. Par ailleurs, toujours en raison de sa proximité, nous recevons du Soleil un rayonnement assez intense pour qu'une analyse spectrale précise puisse être envisagée à toutes les longueurs d'onde, des rayons gamma au domaine radio, et pour qu'une bonne résolution temporelle des phénomènes transitoires dont l'atmosphère solaire est le siège soit possible. Le Soleil apparaît donc comme un « laboratoire » où la finesse des observations permet l'étude des mécanismes physiques de base, dans des conditions généralement impossibles à reproduire sur la Terre.

L'intérieur du Soleil n'est pas aussi aisément observable puisque, c'est sa définition, les photons ne peuvent pas en échapper. Pourtant, deux techniques de la physique solaire, aptes à apporter des informations expérimentales sur l'intérieur du Soleil, se sont développées : d'une part, la sismologie solaire, ou héliosismologie, d'autre part, la mesure du flux des neutrinos. Indépendamment de ces observations, les modèles d'intérieur d'une étoile mettent en jeu son âge, sa masse, son rayon et sa luminosité ; le Soleil est la seule étoile pour laquelle ces paramètres sont mesurables directement et avec une grande précision. Sa masse (1,989 × 1030 kg, soit 333 000 fois celle de la Terre) est obtenue par l'observation du mouvement des planètes ; son rayon (695 990 km) est déduit des mesures précises de distance par écho radar, et son rayonnement total (3,86 × 1026 W) est mesuré par satellite, hors de l'atmosphère terrestre. Son âge (4,5 milliards d'années) est estimé grâce aux mesures de la radioactivité des roches terrestres et des météorites.

Si le Soleil permet l'étude détaillée de grandeurs et de phénomènes tout juste détectables dans les autres étoiles, c'est en revanche l'observation d'étoiles de tous âges qui a permis de placer le Soleil dans sa séquence évolutive et de connaître ainsi son histoire et son avenir. Issue d'un nuage de gaz interstellaire se contractant et s'échauffant jusqu'à l'apparition de réactions thermonucléaires, une proto-étoile a donné naissance au Soleil et à l'ensemble du système solaire. Le Soleil actuel, dont l'énergie provient de la transformation de noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium, continue à évoluer lentement car la combustion de l'hydrogène dans ses régions centrales modifie d'une manière irréversible les équilibres régnant à l'intérieur de l'étoile. On pense que, dans cinq milliards d'années environ, le Soleil, devenu une géante rouge, aura un diamètre cent fois supérieur à son diamètre actuel et aura porté la Terre à une température de l'ordre de 1 700 kelvins. À travers des phases convulsives, il deviendra une naine blanche, très dense, avant de s'éteindre définitivement.

Structure interne

Les photons formés à l'intérieur du Soleil n'étant pas observables, il est fait appel, pour obtenir des informations expérimentales sur l'intérieur du Soleil, à des particules capables de le traverser, les neutrinos, ou à des phénomènes globaux d'oscillation qui permettent de sonder le Soleil comme le fait, pour la Terre, la sismologie. Les données, pourtant, ne peuvent s'interpréter qu'à travers des modèles de l'intérieur solaire. Si elles conduisent à modifier les modèles antérieurs, il est peu probable qu'elles remettent fondamentalement en cause l'image globale actuelle, obtenue par le calcul des équilibres régissant une étoile, connaissant la masse, la luminosité, le rayon, l'âge et la composition chimique photosphérique.

Observation de la turbulence solaire

Dessin : Observation de la turbulence solaire

Les "taches" et la grande protubérance sont révélatrices de la turbulence magnétohydrodynamique des couches internes de l'astre. Les "granules" visibles sur toute sa surface sont directement associés à la convection turbulente des couches plus superficielles. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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La température du noyau central du Soleil, région occupant un quart de son rayon, est estimée à 15,5 millions de degrés, et la densité centrale à cent cinquante fois celle de l'eau. Cette valeur est relativement faible, comparée à celle d'étoiles âgées, les naines blanches, dont la densité est dix mille fois supérieure. Dans ce noyau ont lieu les réactions thermonucléaires qui fournissent son énergie au Soleil. L'hydrogène qui, à la surface, représente 71 p. 100 de la masse, est réduit dans le noyau à 34 p. 100 en raison de sa transformation en hélium. Les modèles indiquent aussi que les réactions nucléaires du cycle proton-proton prédominent et que celles du cycle du carbone, importantes à températures plus élevées, n'apportent que 2 p. 100 de l'énergie libérée.

Cycle proton-proton

Tableau : Cycle proton-proton

Cycle proton-proton. 

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Cycle du carbone (cycle de Bethe)

Tableau : Cycle du carbone (cycle de Bethe)

Cycle du carbone (cycle de Bethe). 

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Les rayons gamma et les particules rapides émis par les réactions thermonucléaires sont immédiatement réabsorbés et sont à l'origine du flux de chaleur qui se propage vers l'extérieur de l'étoile par une infinité d'émissions et d'absorptions de photons. Ces photons, dont la température locale détermine l'énergie moyenne, sont des rayons X de quelques dixièmes de nanomètre, puis des ultraviolets et, à la surface, des photons du domaine visible. Dans les régions, denses, de la zone de transport radiatif, ils ne peuvent guère parcourir que des distances de l'ordre du centimètre avant d'être réabsorbés, et, de ce fait, on estime à [...]

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  • : directeur de recherche au C.N.R.S., astrophysicien à l'Observatoire de Paris-Meudon

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Pour citer l’article

Pierre LANTOS, « SOLEIL », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 02 décembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/soleil/