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On l'a souvent
dit, dans l'immensité de l'univers, le Soleil n'est qu'une
simple étoile parmi des millions d'autres,
« un simple soldat dans l'armée du ciel ». Et, pour
la Terre, au contraire, il est le centre autour
duquel elle gravite et le foyer vital d'où reçoit la chaleur
et la lumière tout le système d'astres dont elle fait partie
intégrante et qui, sous la nom de système
solaire, comprend de nombreux corps de dimensions et masses
diverses, tous bien plus petits que lui, et qui constituent son cortège
de planètes, d'astéroïdes,
de comètes, etc.
Une vision sans doute trop simple pour
ne pas mériter quelques aménagements. Le Soleil est effectivement
par bien des aspects (par sa gravité, par son rayonnement) le centre
du Système solaire. Mais ce constat reste partiel. Par exemple,
la matière
de laquelle est faite chaque planète et le Soleil lui-même
vient d'ailleurs. Les atomes qui la constituent
ont été synthétisé par d'autres étoiles,
qui ont ont beau être anonymes et même peut-être disparues
depuis longtemps, n'en sont pas moins plus centrales que le Soleil de ce
point de vue. "Notre" système est autant la Voie
lactée, que le seul Système solaire.
Et que dire du Soleil en tant qu'étoile?
Simple étoile, le Soleil l'est assurément, mais elle est
peut-être moins banale qu'on tendrait à le dire. La plupart
des étoiles vivent en couple avec une autre
étoile, parfois davantage. De ce point de vue le Soleil appartient
donc à une minorité. Tout aussi crucial : sa masse est relativement
importante, et la grande majorité des étoiles ont des masses
et des dimensions bien plus modestes. Ajoutez à cela que malgré
ses crises ponctuelles, notre Soleil est aussi une étoile plutôt
tranquille, qui est restée globalement très stable depuis
plusieurs milliards d'années. Ce n'est peut-être pas si courant.
Les astronomes ont tardé à
connaître un jumeau présentable du Soleil, même s'ils
citaient des étoiles qui lui ressemblent beaucoup. La situation
a peut-être changé depuis la publication, début janvier
2004, des caractéristiques très précises de l'étoile
18 Scorpii (Scorpion), qui effectivement lui confèrent
une grande ressemblance avec notre astre du jour. Auparavant, on se contentait
de parler d'étoiles "de type solaire" (un terme qui ne désignait
pas seulement son type spectral), et qui souvent étaient la cible
de la recherche de systèmes planétaires. C'est le cas, par
exemple, de 51 Pegasi (Pégase) autour de laquelle
a été détectée la première planète
extrasolaire en 1995. Cela ajouté à la centaine de planètes
découvertes les années suivantes, a bien de quoi faire penser
que les systèmes planétaires pourraient être très
communs autour des étoiles comparables au Soleil. Mais que signifie
dans ce cas "comparables"? Même masse, même phase
d'évolution, même âge? Quoi d'autre?
Étrangement la découverte
des premières planètes extrasolaires à révélé
une diversité inattendue dans les configuration possibles des systèmes
planétaires. D'où ce paradoxe apparent, qui veut que depuis
que l'on dispose d'éléments supplémentaires pour placer
le Soleil et son cortège de planètes sous une loi commune
à d'autres étoiles, on découvre des raisons supplémentaires
de le trouver encore plus singulier. Le Soleil est ainsi unique, non pas
parce qu'il serait très spécial (car en étudiant le
Soleil, les astronomes peuvent comprendre des choses qui sont valables
non seulement pour lui, mais qui le restent encore pour la plus lointaine
étoile de la plus lointaine des galaxies),
mais parce que chacune des centaines de milliards d'étoiles de la
Galaxie est unique.
Étonnante
image du Soleil obtenue en mai 1998
par
l'observatoire spatial Soho.
(Source
: Soho Website (Estec, ESA)).
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Carte d'identité
de notre étoile
Le Soleil est une étoile
de type spectral G2 (couleur jaunâtre, correspondant
à une température de surface légèrement
inférieure à 6000 K). Sa classe de luminosité
est V (autrement dit, c'est une étoile de la séquence
principale). Sa composition chimique, la place par ailleurs parmi les
étoiles de population I, typique des étoiles
(jeunes) du disque de la Voie lactée.
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Composition
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Le Soleil est composé
(en masse) de 75 % d'hydrogène, de presque
25% d'hélium et de quelque chose comme 0,1 % d'éléments
plus lourds que l'hélium (ou métaux). En nombre d'atomes,
cela correspond à 92,1 % d'hydrogène et 7,8 % d'hélium.
Les proportions sont différentes selon la région considérée
: en surface on mesure (en masse) 70 % d'hydrogène, 28 % d'hélium
et 2% de métaux. La majorité des éléments
chimiques qui sont connus sur Terre y ont ainsi
été décelés, même si c'est dans des proportions
très différentes. Mais dans les régions centrales,
les calculs montrent sont de 35% seulement d'hydrogène et de 63
% d'hélium. Une différence qui provient de ce que depuis
sa formation, il y a 4,57 milliards d'années, le Soleil a consommé
à peu près la moitié des réserves d'hydrogène
présentes dans son noyau; ce qui le place donc à peu près
à la moitié de sa vie. |
Diamètre
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Le Soleil a un diamètre
de 1,392 millions de kilomètres. Cela le place dans la bonne moyenne
des étoiles de la séquence principale. Par rapport aux planètes
qui l'entourent, il reste un géant. Son diamètre est déjà
dix fois supérieur à celui de Jupiter,
la plus grosse des planètes, et il atteint les 109 diamètres
terrestres (ce qui correspond à une surface 12 000 fois plus importance
que celle de notre planète, et à un volume 1,3 millions de
fois supérieur). Ajoutons que notre étoile, masse fluide
en rotation, n'est pas exactement sphérique. |
Masse
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La masse de notre étoile
est de 330 432 fois celles de la Terre, soit quelque chose de l'ordre de
1,99 x 1030 kg. A
lui seul, le Soleil représente 99,8 % de la masse du Système
solaire. Cette masse diminue progressivement au cours de l'évolution
de l'étoile : dans une petite proportion (perte de (4 millions de
tonnes par seconde), cela est dû à la conversion de masse
en énergie responsable dû rayonnement solaire; mais le facteur
essentiel de cette de masse est le vent solaire.
Aujourd'hui peu important, Il deviendra considérable dans moins
de 5 milliards d'années, quand le Soleil se transformera en géante
rouge. Le Soleil soufflera alors dans l'espace toute son enveloppe
d'hydrogène. |
Densité
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La connaissance de la masse
et des dimensions du Soleil permet d'en déduire la densité.
Celle-ci est d'environ 1,41 kg/litre. Ce qui signifie qu'un litre de Soleil
a une masse de 1,41 kg. Comparée à celle de la Terre, la
densité du Soleil est de 0,256 (alors que la pesanteur à
la surface est 28 fois supérieure). En fait, cette moyenne doit
être prise pour ce qu'elle est. Les régions centrales de notre
étoile sont extraordinairement plus compactes que ce chiffre ne
le laisse supposer, et ses régions externes, son atmosphère,
sont excessivement diluées. |
Température |
La température du
Soleil elle aussi est variable selon la région considérée.
Au centre elle dépasse les 15 millions de kelvins. En surface (photosphère),
la température effective (déterminée grâce à
la loi de Stefan-Botzmann) vaut 5785 K (ce qui correspond à un indice
de couleur de +0,8). Les taches
sont légèrement moins chaudes (4000 K environ). Mais la couronne
correspond à des températures pouvant dépasser le
million de degrés. Partout, la température est suffisante
pour ioniser complètement le gaz solaire,
qui est donc un plasma. |
Luminosité |
Le Soleil a une magnitude
visuelle apparente de -26,9. Sa magnitude visuelle absolue est de 4,7.
Ce qui représente une puissance rayonnée de 386 milliards
de milliards de mégawatts (soit 3,846 1033
erg/s). |
Rotation
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Le Soleil tourne sur lui
même autour d'un axe incliné de 7,5° par rapport à
la perpendiculaire de l'écliptique.
La période de rotation de cette masse fluide qu'il représente
varie en fonction de la latitude (ce qui fait parler de rotation différentielle).
Les régions équatoriales font un
tour en 25,6 jours; à la latitude de 60°, la rotation dure 30,9
jours; et elle est de 36 jours au voisinage des pôles. |
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Rouages |
On
peut distinguer dans le Soleil deux domaines : celui qu'on voit, et celui
qu'on ne voit pas... Une boutade, qui a son fond de vérité
au demeurant, puisqu'il est commode de distinguer un intérieur du
Soleil, accessible seulement par des méthodes indirectes, et une
atmosphère d'où provient le rayonnement électromagnétique
que l'on peut observer et étudier directement.
L'intérieur
du Soleil
La masse et la phase d'évolution
dans laquelle se trouve une étoile suffisent à décider
de sa structure interne. Pour le Soleil et pour
les autres étoiles de la séquence principale de masse analogue
ont aura donc la même stratification des régions internes.
Au centre se trouve le coeur ou noyau, qui est le siège des réactions
de fusion thermonucléaires, autour se rencontre l'enveloppe,
divisée en zone radiative interne et en zone convective.
Le coeur
Le coeur ou noyau du Soleil a un diamètre
qui est presque le tiers du diamètre total. La température
qui y règne va de 7 à plus de 15,6 millions de kelvins. Quant
à la densité centrale (maximale) elle est de 160 kg/l. A
la périphérie du coeur, elle tombe à 10 kg/l seulement.
Ces conditions définissent la possibilité des réactions
de fusion des noyaux d'hydrogènes présents. Chaque seconde
600 millions de tonnes d'hydrogène sont ainsi converties en hélium
(la masse convertie en énergie et évacuée sous forme
de photons gamma, étant, comme on l'a dit plus haut, de 4 millions
de tonnes).
La zone radiative
interne
La zone radiative interne est la région
la plus profonde de l'enveloppe. Elle se situe entre 0,3 et 0,7 rayons
solaires. Elle est suffisamment transparente pour que l'énergie
produite dans le coeur puisse la traverser et s'évacuer vers les
couches supérieures sans mettre en branle des mouvements de convection.
Le transfert radiatif n'en demeure pas moins un processus complexe fait
de milliards absorptions et de réémissions successives des
photons par la matière traversée. Les photons qui appartenaient
au domaine gamma au départ sont ainsi chaque fois un peu moins énergétiques,
et leur traversée complète de cette région peut prendre
plusieurs centaines de milliers d'années. La température
de la zone radiative interne chute de 7 à 1 millions de kelvins,
à mesure que l'on s'éloigne du centre.
La zone convective
A partir de 0,7 rayons solaires, commence
la zone convective. La température un varie progressivement de 1
million de kelvins dans les régions les plus profondes à
15 000 K seulement dans sa partie supérieure. L'énergie y
est principalement transportée par convection, c'est-à-dire
par le moyen de mouvements cycliques verticaux de la matière de
l'enveloppe. Ces mouvements se laissent deviner à la surface du
Soleil sous la forme d'un "bouillonnement" permanent, appelé la
granulation.
L'intérieur
du Soleil.
(Source
: Sun block '99 website).
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La
Surface et l'atmosphère
Il n'y a sans doute pas d'intérieur
et d'extérieur du Soleil comme il existe l'intérieur et l'extérieur
d'un carton à chaussures, par exemple. Mais il existe une région
de transition, au-dessus de la zone convective de l'enveloppe solaire de
laquelle du rayonnement peut s'échapper vers l'espace environnant,
et même vers le reste de l'univers. C'est dans cette région,
appelée la photosphère, que l'on peut faire commencer l'atmosphère
du Soleil. Une atmosphère, complexe, dans laquelle on reconnaît
plusieurs autres couches, lors qu'on s'élève en altitude
: la chromosphère, d'abord, puis la couronne. Cette dernière,
très diluée dans l'espace interplanétaire, se prolongeant
d'ailleurs fort loin (au-delà des principales planètes) sous
la forme de vent solaire, dans un volume
appelé l'héliosphère.
Chaque couche de l'atmosphère solaire
possède non seulement des caractéristiques globales (gradients
de température et de pression, notamment) qui lui lui sont propres,
mais aussi des structures observables localement, telles que des taches,
des protubérances, etc. Certaines de ces structures sont aussi clairement
attachées à une couche donnée, tels les granules de
la photosphère et les supergranules de la chromosphère, et
elles représentent des éléments stables (pou plutôt
stationnaires), caractéristiques de ce que les astronomes appellent
le Soleil calme.
Mais d'autres structures, dont l'importance
est variable au fil du temps, sont caractéristiques des moments
de crise du Soleil, autrement dit du Soleil
actif. Et s'il est commode de mentionner encore chacune de ces structures
en les rattachant à la couche de l'atmosphère solaire dans
laquelle elle prend son plein développement (les taches
dans la photosphère, les protubérancesdans
la couronne, etc.), il convient de noter que l'activité
solaire est un tout, et que tous les éléments qui l'expriment
sont reliés les aux autres dans le temps et dans l'espace .
Gros
plan sur la photosphère.
(Source
: Université
de Freiburg / KIS).
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L'activité
solaire
Les étoiles de la séquence
principale de masse moyenne, comme notre Soleil, représentent un
îlot de stabilité lorsqu'on les compare à la plupart
des autres étoiles. Elles maintiennent sur des durées très
longues un éclat et des caractéristiques pratiquement constants.
Elles sont pourtant sujettes aussi à des variations dont l'étude
du Soleil ici encore peut donner la meilleure idée.
Les variations
du Soleil peuvent se manifester sur des échelles de temps et
d'énergie très diverses. Certaines sont très longues
(plusieurs années à plusieurs siècles) et cycliques,
et peuvent affecter de façon notable l'éclat du Soleil, peut-être
son diamètre. Le plus évident de ces cycles est celui du
nombre de taches visibles sur la photosphère solaire, qui suit une
période moyenne de 11 ans environ. Mais il existe aussi d'autres
variations plus brèves, sporadiques, qui se manifestent préférentiellement
à des moments précis de ce cycle, justement. Ce sont les
éruptions solaires.
Les éruptions résultent d'ajustements
brutaux du champ magnétique solaire. Elles s'accompagnent d'éjections
explosives de matière le long de lignes de champ magnétique.
Contrairement, par exemple, aux naines rouges, également
sujettes à de telles crises, l'énergie émise, à
diverses longueurs d'ondes, à ces instants modifie assez peu l'éclat
global de notre étoile. Ces accès de violence à la
riche phénoménologie définissent ce que l'on appelle
l'activité du Soleil . |
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Les
relations Soleil-Terre
La chaleur du
Soleil.
Pour la Terre et
les autres planètes du Système solaire, le Soleil est, d'une
part, le centre de l'attraction gravitationnelle qui commande à
leur mouvement orbital, et d'autre part, la source principale de l'énergie
qui leur vient de l'extérieur. Une énergie qui se présente
sous forme de lumière ou de chaleur, et très secondairement
sous la forme de vent stellaire. Dans le cas de la la Terre, on a défini
une quantité, appelée la constante solaire, qui mesure l'énergie
apportées à notre planète par les rayonnement du Soleil.
Cette constante solaire représente ainsi la quantité d'énergie
reçue par unité de surface réceptrice, perpendiculairement
au rayons solaires, et par unité de temps. Connaître
sa valeur depuis le sol s'est longtemps avéré difficile,
puisque, l'atmosphère absorbe ou réfléchit une partie
du rayonnement incident. Cela explique que les premières mesures
aient souvent été effectuées au sommet de montagnes
afin de réduire l'épaisseur de la couche d'air interposée.
Les mesures depuis l'espace ont évidemment changé la donne.
La valeur estimée aujourd'hui de la constante solaire est de 1,94
calorie par centimètre carré et par minute.
Il semble
que ce soit Bouguer
et Mairan
qui les premiers qui aient cherché à mesurer l'intensité
de la chaleur solaire. Saussure
a fait en 1788 sur le mont Blanc des expériences pour déterminer
cette intensité de la chaleur solaire, et a, le premier, construit
des appareils pour l'utiliser. John Herschel ,
pendant son séjour au Cap de Bonne-Espérance, de 1834 à
1838, avec l'actinomètre inventé par son père, et
Pouillet
à Paris, en 1838, avec les pyrhéliomètres qu'il
avait construits, trouvèrent à peu près le même
nombre pour l'intensité de la radiation solaire. Selon Pouillet,
le nombre 1,7633 représentait, en calories, la valeur
de la constante solaire, aux limites de l'atmosphère. Des
valeurs de la constante solaire supérieures à la précédente
ont été ensuite obtenues. Ainsi, J.-D. Forbes
a trouvé 2,85 en 1842 sur le Faulhorn (Alpes bernoises).
Violle ,
faisant des expériences à la base et au sommet du mont Blanc
en 1875, a trouvé 2,54 pour la valeur de la constante solaire. Crova ,
opérant à Montpellier en 1875 avec un pyrhéliomètre
qu'il avait construit, a obtenu 2,32. Langley ,
en se servant du bolomètre qu'il a inventé, a été
conduit par ses expériences de 1883 à penser que la
constante solaire a une valeur supérieure aux précédentes.
Avec cet instrument, il a trouvé en 1880 que dans l'orangé,
près de la ligne D, les parties les plus chaudes du spectre
solaire coïncident avec ses parties les plus lumineuses. Guidé
par les conseils de Crova, Hansky
en 1897 a trouvé 3,4 pour la constante solaire, à l'Observatoire
du mont Blanc, ce qui montrait, concluait-il, que la puissance du
rayonnement solaire avant son entrée dans l'atmosphère
terrestre était supérieure aux plus grandes puissances
trouvées à la surface de la Terre. Dès 1881, Langley
avait conclu de ses expériences que notre atmosphère absorbe
les 0,4 de la chaleur qui traverse verticalement un ciel clair. Malgré
cette perte, le rayonnement solaire est excessivement grand; ainsi Langley
trouva en 1878 que l'éclat de la lumière solaire est 5300
fois plus grand que l'éclat, cependant éblouissant, du fer
en fusion complète dans un convertisseur de Bessemer.
Halley en 1693, Lambert
en 1779, Poisson en 1835, Plana en 1864 avaient étudié théoriquement
la répartition de la chaleur solaire à la surface du globe
terrestre dépourvu d'atmosphère. Remarquant que leurs formules
conduisent à des conclusions contraires à celles que
donnent les expériences, A. Angot
a repris cette question en 1883 et a trouvé que la quantité
de chaleur reçue du Soleil par un point de la Terre dépend
de la latitude du point, de la déclinaison du Soleil et de sa distance
à la Terre, et qu'elle s'exprime par une intégrale elliptique.
Tenant ensuite compte de l'absorption atmosphérique, il a
obtenu des formules et construit des tables qui donnent les quantités
de chaleur reçues aux différentes latitudes.
En considérant
la valeur élevée du nombre donné par Pouillet pour
la constante solaire, Franchot
en 1847 et Mouchot
en 1860 ont été portés à reprendre les idées
de Saussure. Les appareils de Mouchot, étant plus pratiques, ont
seuls attiré l'attention; il commença à Tours
des expériences ayant pour but d'utiliser la chaleur solaire pour
donner le mouvement aux machines à vapeur; en Algérie, où
le Gouvernement l'avait envoyé, en 1877, pour faire des expériences
à ce sujet, il construisit le récepteur solaire qui fut remarqué
à l'Exposition universelle de 1878 et qui fut employé jusqu'en
1884 par la Société d'utilisation de la chaleur solaire.
Ericson
construisit en 1868 un appareil analogue à celui de Franchot, mais
qui se révéla pratiquement inopérant. Enfin, ayant
étudié dès 1851 la chaleur solaire rayonnante avec
une pile thermo-électrique, Secchi trouva qu'elle augmente des bords
du disque à son centre et des pôles de l'astre à
son équateur, l'hémisphère boréal étant
plus chaud que l'hémisphère austral.
Cycles et
climats.
L'activité
cyclique du Soleil imprime sa marque sur certains phénomènes
terrestres. Par exemple le nombre d'aurores polaires suit celui des taches
visibles à la surface du Soleil. Les deux phénomènes
ont la même cause : les crises qui affectent le Soleil et occasionnent
aussi bien ses taches, que les éjections violentes dans l'espace
de matière solaire, qui, en atteignant et percutant a magnétosphère
terrestre suscitent les aurores brillantes
que l'on observe dans les régions de haute latitude.
Par delà ces
phénomènes spectaculaires et de quelques autres, la variation
dans l'apport d'énergie en provenance du Soleil (lors des périodes
d'activité, et donc modulée au long des différents
cycles) est susceptible d'avoir des effets sur le climat de notre planète.
Ainsi, en 1893 Walter Maunder taille remarqué le nombre très
bas de taches solaires (et d'aurores polaires) entre 1645 et 1715. Cette
diminution a pu être mise en relation avec un un refroidissement
climatique, ou du moins, en Europe, avec une succession d'hivers
plus froids que pendant d'autres périodes.
Plus récemment,
les analyses aux carbone 14 ont également montré que le minimum
de Maunder peut être mis en relation avec une modulation du rayonnement
cosmique atteignant la Terre. D'autres indices existent pour mettre en
rapport une bonne dizaine d'autres périodes similaires au cours
des 8000 dernières années.
Mais on doit noter
que, malgré les progrès notables enregistrés au cours
des dernières années dans ce domaine, les modalités
des processus en cause ne sont pas encore bien comprises, pas plus d'ailleurs
que n'est connue leur importance quantitative réelle. |
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