Le Soleil

Le Soleil n’est qu’une étoile parmi d’autres. C’est une gigantesque boule de gaz de 1.392.000 km de diamètre et dont la masse est 330.000 fois celle de la Terre. Elle est composée de 75% d'hydrogène, 25% d'hélium et 0.1% d'éléments plus lourds. Albert Einstein montra que la masse et l’énergie étaient des grandeurs liées. Il formula une théorie donnant des indications précieuses pour comprendre comment fonctionne une étoile libérant son énergie à partir de sa propre matière:

               E = MC ²                Énergie = Masse x C²

C étant la célérité (vitesse de propagation de la lumière (onde) dans le vide (299.792 km/s).

Suivant cette loi, le Soleil disposerait encore d’une masse suffisante pour briller encore entre 5 et 6 milliards d'années.

Les étoiles ne sont pas toutes de couleur ou de taille identiques, les plus petites pouvant avoir une dizaine de milliers de km de diamètre et les plus grandes jusqu'à 2.000 fois la taille du Soleil.

(Ci-dessus à gauche) Betelgeuse, supergéante rouge dont le diamètre est 500 fois plus grand que celui du Soleil - Image du téléscope spatial Hubble 1996. (Au centre) La flêche jaune indique une naine blanche.

Une naine blanche est une étoile en fin de vie dont la masse est comparable à 8 ou 10 fois celle du Soleil et le diamètre à celui de la Terre. Cette étoile ne produit plus d'énergie et se refroidit lentement. (à droite) La supernovae G229 est une étoile qui se meurt en éjectant de sa matière. Au terme de ce processus, en son centre, se trouvera une étoile à neutron ou un trou noir.

Le schéma (ci-contre à droite) montre la fusion nucléaire au sein du Soleil. Deux isotopes de l’hydrogène, le deutérium (²H ou D) et le tritium (³H ou T) se recomposent pour former un noyau d’hélium (He). Le neutron excédentaire hautement chargé d’énergie est alors rejeté.

Le Soleil est la seule étoile dont il est possible d'observer la composition de près.

Le Soleil n’est pas une masse rigide, il ne tourne pas partout à la même vitesse. Alors que sa surface effectue une révolution tous les 25,4 jours à l'équateur, il lui faut prés de 36 jours aux pôles. C’est cette rotation qui est responsable de l'activité qu’on peut observer.

En tournant ainsi sur lui-même, il crée un champ magnétique 5.000 fois plus intense que celui de la Terre. L'énergie solaire se crée profondément dans le noyau du Soleil où des réactions nucléaires se produisent en raison des conditions qui règnent. En effet, la température y atteint 15.000.000 °C et la pression 340 milliards de fois la pression terrestre au niveau de la mer !

Comme nous venons de le voir, ces réactions provoquent la fusion de quatre protons (noyaux d'hydrogène) pour former une particule. La particule alpha est environ 0,7 % moins massive que les quatre protons. La différence de masse est transformée en énergie (voir fig. haut de page) et transportée vers la surface du Soleil (par un processus de convection) d’où elle est libérée sous forme de lumière et de chaleur. L'énergie générée dans le noyau met un million d'années pour atteindre la surface. Chaque seconde, 700.000.000 de tonnes d'hydrogène sont converties en hélium. Dans le processus, l'équivalent d'environ 4.9 millions de tonnes d'énergie pure sont libérées.

A l'intérieur du Soleil, le noyau ou cœur occupe 15 % du volume, c’est ici que se produisent les réactions nucléaires. Plus haut, se trouve une zone radiative d'une épaisseur de 245.000 km, très dense qui représente 98 % de la masse totale du Soleil. A 495.000 km du centre du Soleil, il y la zone convective de 200.000 km qui évacue la chaleur vers l'extérieur par des animations de mouvements tourbillonnaires (voir ci-dessous).
Ces mouvements de convection créent en surface une super granulation de cellules d'environ 30.000 km de diamètre qui renferment des grains de plus petite taille et de très courte durée de vie.

Structures de trois types d'étoiles et de leurs mouvements tourbillonnaires:

1: Très vieille.
2: Comme le Soleil.
3: Plus massive que le Soleil. Les flèches ondulées indiquent des régions calmes tandis que les tourbillons illustrent la présence de mouvements convectifs puissants

Cette surface, visible, a environ 500 km d'épaisseur et une température de 6.000°C, elle s'appelle photosphère. Des gaz chauds venus du noyau s'élèvent à sa surface pour y constituer une structure granuleuse dont chaque grain mesure entre 1.000 et 2.000 km de diamètre. Sur la photosphère on voit des taches sombres produites par le champ magnétique interne. L'évolution de ces taches solaires varie suivant un cycle de onze ans appelé cycle Schwabe. Au-dessus de la photosphère, se trouve la chromosphère pouvant atteindre 10.000 km de hauteur. Sa température varie entre 10.000°C et 20.000° C dans les couches les plus élevées, mais elle atteint 1.000.000°C à environ 10.000 km plus haut où elle fusionne avec la basse couronne. Elle est composée de spicules qui sont des jets de gaz d'une couleur rouge. Il s'y produit des protubérances et des éruptions chromosphériques. La chromosphère ne rayonne que dans certaines raies spectrales. C'est dans la raie de l'hydrogène alpha qu'on observe le plus de structures. L’observation montre que tous ces phénomènes sont dynamiques et peuvent évoluer en l'espace de quelques minutes.

Au-dessus de la chromosphère, se trouve la couronne solaire (image 3) qui s'étend très loin dans l'espace. Sa température varie entre 1 et 2 millions de degrés. Cette couche supérieure du Soleil peut être observée depuis la Terre, lors d'une éclipse solaire. On y distingue des structures fines qui sont le plus souvent dues aux protubérances (image 4). L'aspect de la couronne dépend de l'activité solaire. Sa partie la plus brillante qui réside à moins d'un rayon solaire s'appelle la couronne interne, tandis que la partie la plus éloignée, montrant les jets caractéristiques constitue la couronne externe. Cette structure rayonnante est très riche en formations coronales. On y voit des arches (ci-dessous), des condensations, des hétérogénéités et des jets d'une longueur pouvant aller jusqu'à dix fois le rayon solaire, éjectés à près de 1.000 km/s. La couronne solaire émet en permanence vers le milieu interplanétaire un flux de particules chargées contrôlé par le champ magnétique du Soleil. Ci-dessus, (image 1) Photographie du disque solaire dans la raie de l'hydrogène H alpha. (image 2) Photographie du disque solaire dans la raie du Calcium K.

Le déplacement de particules chargées tels les électrons et les ions produit le champ magnétique solaire. Ce dernier est à l’origine des détails observables à la surface du Soleil. Le champ magnétique du Soleil enveloppe le système solaire entier dans une bulle que les scientifiques appellent héliosphère.

Ce champ magnétique s'inverse tout les onze ans. Lorsque l'activité solaire est au maximum comme cela fut le cas en 2013, ce champ magnétique se propage à travers le système solaire, emporté par le vent solaire pendant que le Soleil continue de tourner sur lui-même. C’est par exemple ces vents solaires qui donnent leur orientation à la queue des comètes.Ci-dessus, photographie des boucles de champ magnétique qui tapissent la sphère solaire par millions  et schéma illustrant la remontée d'un tube de champ magnétique vers la photosphère sous l'effet de la poussée d'Archimède. Les éruptions chromosphériques, se prolongent dans la basse couronne et peuvent occasionnellement provoquer des éjections de matière coronale (CME) lorsque le champ magnétique devient instable suite à l'injection d'énergie de plus en plus élevée faisant exploser l'arche de plasma.

La mission SoHO (image ci-contre) a pour objectif l'étude de la structure interne du Soleil, de la température de son atmosphère et des origines des vents solaires. La sonde spatiale SOHO est le fruit d’une collaboration entre la NASA et l’ESA. Elle a été lancée le 2 décembre 1995 de la base de Cap Canaveral (USA) par une fusée Atlas II. La mission primaire de SoHO s'achevait en 1998. Compte-tenu de la qualité des résultats et de l'état du satellite, la mission sera prolongée à plusieurs reprises. Une première fois pour 5 ans de mai 1998 à avril 2003. Puis en 2002 une nouvelle prolongation porte la date de fin à mars 2007.  En mai 2006 celle-ci est repoussée à décembre 2009. En octobre 2009 SoHO se voit accorder de nouveau un sursis jusqu'à décembre 2012, puis fin 2013. A ce jour, l'échéance est à nouveau repoussée jusqu'à fin 2016.