Anatomie du Soleil

Le Soleil gravite autour du centre de notre galaxie, à une distance de 8 500 parsecs, un parsec correspondant à 30,86 billions de kilomètres. Sa période orbitale est d'environ 240 millions d'années.

La période axiale moyenne du Soleil est de 27 jours. Cependant, la période de rotation varie en fonction de la latitude ; les régions équatoriales accomplissent une révolution en 25 jours, tandis que les régions polaires sont plus lentes et mettent 34 jours.

Vue rapprochée du Soleil.

Le Soleil est le corps le plus massif du système solaire. Il est 330 000 fois plus massif que la Terre.
Il est également le corps le plus gros, avec un diamètre de 1 391 900 kilomètres, 109 fois supérieur à celui de la Terre.

La position du Soleil dans notre galaxie

Le Soleil est stratifié, et peut se diviser en trois régions : le noyau, la zone radiative et la zone convective. La "surface" du Soleil visible correspond à la photosphère, recouverte par la chromosphère et sa couronne périphérique.

Il est essentiellement composé d’hydrogène, le plus léger des gaz. Le reste se répartit entre 10% d’hélium et quelques traces d’éléments plus lourds.

Le cœur du Soleil est un réacteur à fusion nucléaire naturel, d’une température de 14 millions de degrés.

Le Soleil : un disque éblouissant

La surface du Soleil est particulièrement dynamique, étant une masse bouillonnante de courants de convection, de tempêtes, d'éruptions et d'énormes protubérances. La Terre est lilliputienne comparativement à de nombreux éléments de la surface solaire.

Comparaison entre le Soleil et la Terre

Les réactions nucléaires du centre du Soleil produisent une énergie très intense qui dégage de la lumière.
Cette lumière s’échappe du noyau vers la surface.

Les protubérances sont d'immenses arches de gaz, maintenues au-dessus de la photosphère par les forces magnétiques

Une lumière si violente se dégage du Soleil qu’il est très dangereux de le regarder à l’œil nu. Sans l’aide d’appareils spécialisés, on ne pourrait pas étudier sa surface.

Surface et taches solaires

Sa surface visible, la photosphère, n’est qu’une toute petite couche de seulement 300 km d’épaisseur.

Sa surface n’est pas uniforme mais présente des tâches très sombres d’une durée de vie de quelques jours à quelques mois.
Ces « petites » taches, qui pourraient aisément contenir la Terre, correspondent à des zones moins chaudes.

Ces taches semblent plus nombreuses tous les 11 ans. Au moment du maximum d’activité solaire (maximum de taches), cela crée des perturbations dans les télécommunications sur Terre.

La surface du Soleil n'est pas une surface réelle, mais plutôt la profondeur visible au travers de l'atmosphère chaude. Cette couche visible est la photosphère, une surface très mouvementée, bouillonnante, où l'on rencontre les phénomènes les plus violents du système solaire. Les éléments principaux de la photosphère sont les taches sombres, les éruptions et les protubérances.

Vue, depuis la Terre, d'une protubérance du limbe solaire, prise dans la raie H-alpha

Les éruptions solaires et les aurores

Les éruptions solaires représentent l'activité la plus mouvementée de la photosphère. En quelques minutes, les températures grimpent, localement, à 5 millions de degrés ; un nombre important de particules, ainsi que le rayonnement qui leur est associé, sont projetés dans l'espace. Une éruption dure habituellement moins d'une demi-heure.

Protubérances et éruptions solaires vues au rayon X par le satellite Yohkoh

Quand le bombardement du vent solaire s’intensifie, le bouclier magnétique et l’atmosphère terrestre ont plus de mal à nous protéger.
Un plus grand nombre de particules parviennent à pénétrer dans les couches les plus hautes de l’atmosphère.

Entrant au-dessus des pôles terrestres, ces particules, en rencontrant les molécules de la haute atmosphère, provoquent de magnifique spectacles que l’on nomme aurores boréales dans l’hémisphère Nord et aurores australes dans l’hémisphère Sud.

Aurore boréale en Laponie

Le vent solaire

Quand la lumière s’échappe brutalement à la surface du Soleil, elle s’échappe dans le vide spatial.

Les éruptions solaires bombardent les planètes du système solaire de minuscules particules extrêmement énergétiques.
On appelle ce phénomène le vent solaire.

L'existence du vent solaire a été détectée en observant les comètes (comète Kohoutak sur la photo). Leur queue, dont leur direction est toujours opposée au Soleil, est repoussée par les particules solaires

Il existe un écoulement constant de ce vent solaire, qui parcourt le système solaire et s'approche de chaque planète. L'interaction entre le vent solaire et le champ magnétique des planètes provoque des phénomènes d'aurore.

Une aurore australe à dominante verte vue depuis une navette spatiale

Le vent solaire nous détruirait si l’atmosphère et le magnétisme de notre planète ne nous protégeaient pas.

Le centre du Soleil

Le Soleil peut être décomposé en trois parties principales : le noyau, la zone radiative et la zone convective.

Le noyau

Le noyau central occupe 40 % du diamètre du Soleil, et représente la source de l'énergie solaire. Dans le noyau, la température est d'environ 15 millions de degrés K, et la pression d'environ 2,5 x 1011 bars.

L'énergie solaire provient de la fusion thermonucléaire. Les atomes d'hydrogène sont convertis en hélium ; au cours du processus, il existe une différence de masse. Pour chaque atome d'hélium produit, quatre atomes d'hydrogène sont consommés. Cependant, la masse d'un atome d'hélium est inférieure à celle de quatre atomes d'hydrogène combinés. La masse manquante a été convertie en énergie, selon l'équation d'Einstein E=mc2, où m est la masse manquante, et c la vitesse de la lumière. Comme c est un nombre très élevé, seule une faible masse doit être convertie, afin d'obtenir une énergie résultante importante.

Soleil vu dans l'ultraviolet par Soho

Le Soleil consomme plus de 700 millions de tonnes d'hydrogène par seconde, produisant 695 millions de tonnes d'hélium. Les 5 tonnes manquantes sont converties en énergie. Celle-ci, sous la forme de particules lumineuses, les photons, met environ 170 000 ans pour voyager à travers les différentes couches du Soleil et échapper à celui-ci. 8 minutes supplémentaires sont nécessaires aux photons pour traverser le système solaire et atteindre vos yeux.

La zone radiative

La zone radiative entoure le noyau. Elle s'étend jusqu'à 70 % du rayon du Soleil, et le transport d'énergie, dans cette région, se fait par rayonnement. Les gaz de la zone radiative sont relativement calmes.

La zone convective

La zone convective entoure la zone radiative, et correspond au reste du rayon du Soleil. Le transport d'énergie se fait par convection. La matière contenue dans cette zone est opaque au rayonnement ; par conséquent, celui-ci réchauffe le bas de la zone convective. La matière réchauffée s'élève, perd son énergie dans l'espace, puis disparaît.

L’éclipse solaire

Les éclipses se produisent lorsque le soleil, la Terre et la Lune s’alignent dans l’espace, ce qui peut arriver plusieurs fois par an.

Couronne lors d'une éclipse de Soleil

Lorsque la Lune se place entre la Terre et le Soleil, il se produit une éclipse solaire.

Eclipse du Soleil du 11 août 1999 visible en France

Lorsque la Terre se trouve entre le Soleil et la Lune, il se produit une éclipse lunaire.

La mort du Soleil

Il y a plus de 5 milliards d’années, un immense nuage de gaz errait dans la Voie lactée. Il trouve son origine dans l’explosion d’une multitude de supernovae qui ont répandu, dans un coin de notre galaxie, les atomes constituant les couches externes des étoiles dont elles sont issues.

Poétiquement parlant, ce gros nuage a commencé à s’effondrer sous son propre poids. Il a eut beaucoup d’enfants : les étoiles ; et de petits enfants : les planètes.

Dans 5 milliards d’années, une étoile géante rouge, le Soleil, brûlera la Terre. On est certain que le Soleil a déjà brûlé plus de la moitié de l’hydrogène qu’il renfermait en son centre à sa naissance.

Dans 5 milliards d’années, la totalité sera transformée en hélium.

Le Soleil deviendra alors instable et gonflera, dans un premier temps, pour devenir aussi grand que l’orbite de Mercure.

Sa température de surface ne sera plus que de 3 000°C. Il sera devenu une géante rouge.

La Terre sera transformée alors en un désert torride, et la température y dépassera les 1 000°C.

Après un processus assez complexe et quelques millions d’années, le centre s’effondrera en un astre aussi petit que la Terre.
L’homme du futur, installé sur un autre système planétaire, pourra alors observer une nébuleuse planétaire, avec une petite naine blanche en son centre.

V.B (17.10.2005)

Bibliographie

Au cœur des étoiles et galaxies. Editions Hachette 2004 ; Astronomie Editions Hachette 2003. L’astronomie De la Martinière Jeunesse 2002

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