Le Soleil

Le nom du Soleil vient de « Sol », une divinité latine très ancienne, de l’époque des rois sabins, dont le culte fut introduit en même temps que celui de la Lune. Le nom correspondant grec est « Hélios », une divinité solaire (en fait, un démon) parmi d’autres (Apollon, …), qui n’a pas l’importance du Soleil de l’ancienne Égypte. Hélios n’a qu’un rôle secondaire d’éclairer la Terre, au service des autres dieux. Hélios est le fils d’Hypérion et Théia (qui sont des Titans) et le frère de l’Aurore (Eos) et la Lune (Séléné). Il est représenté par un jeune homme aux cheveux dorés parcourant le ciel sur un char de feu. Précédé le matin par le char de l’Aurore, Hélios parcourt le ciel de l’Orient à l’Occident. Il revient la nuit à l’Orient grâce à une embarcation sur l’Océan qui entoure le monde. L’astronomie grecque a vite montré que la réalité était bien différente, ce qui peut expliquer le rôle secondaire de cette divinité. Chez les Celtes, Lugh, Llew ou Lugos (« dieu au bras long ») représente le Soleil ; beau jeune homme, il avait tous les talents. En Scandinavie, on adore la déesse Sol et les Slaves vénèrent Pérun.

En Égypte, le Soleil est Amon-Rê (ou Râ) que Nout avale chaque soir pour lui redonner vie le lendemain. Le dieu scarabée Khépri le pousse dans sa course journalière, à l’image des véritables scarabées qui poussent derrière eux des boules de déjections, dans lesquels ils pondent leurs oeufs. Les égyptiens firent de Khépri un de leurs dieux les plus populaires. A Memphis, on adore aussi Nefertoum, fils de Ptah et de Sekhmet, souvent assimilé à Horus ou Thot.

Les Arabes préislamiques adoraient Dysarès, une divinité symbolisée par une pierre noire (celle de la Ka’aba). A Babylone, le dieu Soleil est Shamash : son chariot voyage toute la nuit de l’autre côté du monde pour arriver à l’Est le matin.

Le Soleil, notre étoile, est le plus grand objet de notre Système solaire et contient environ 99,86 % de sa masse totale. Cent neuf Terres (côte à côte) rentreraient sur le diamètre du Soleil et son intérieur pourrait contenir 1,3 millions de Terres. La couche extérieure visible du Soleil est appelée la photosphère et sa température est de 5 800 °C environ. Elle présente une apparence tachetée due aux turbulentes éruptions d’énergie à la surface. Les taches solaires sont des dépressions sombres dans la photosphère présentant une température typique inférieure à 4.000 °C.

L’énergie solaire se crée profondément dans le noyau du Soleil. C’est là où la température (15 000 000 °C) et la pression (340 milliards de fois la pression de l’atmosphère terrestre au niveau de la mer) sont si intenses que des réactions nucléaires ont lieu. Ces réactions provoquent la fusion de quatre protons (noyaux d’hydrogène) pour former une particule alpha (noyau d’hélium). La particule alpha est environ 0,7 % moins massive que les quatre protons. La différence de masse est transformée en énergie et transportée vers la surface du Soleil, par un processus de convection, où elle est libérée sous forme de lumière et de chaleur. L’énergie générée dans le noyau peut mettre plusieurs centaines de milliers d’années pour atteindre la surface. Chaque seconde, 627 millions de tonnes d’hydrogène sont converties en 622,7 millions de tonnes d’hélium. Dans le processus, 4,3 millions de tonnes d’énergie pure sont libérées sous forme de rayonnements divers : rayons gamma, rayons X, rayons ultra-violets, rayons visibles (lumière), rayons infra-rouges, micro-ondes, ondes radio. Le Soleil émet aussi du magnétisme.

La chromosphère est la zone du soleil (et des étoiles en général) située entre la photosphère et la couronne. L’énergie solaire passe à travers cette région sur son chemin depuis le centre du Soleil. Des faculæ et des éclats (flares) se produisent dans la chromosphère. Les faculæ sont des nuages d’hydrogène lumineux qui se forment là où les taches solaires sont sur le point d’apparaître. Les éclats sont des filaments brillants de gaz chaud émergeant des zones de taches solaires. La chromosphère solaire se caractérise par sa couleur rouge due à la présence de certaines raies du spectre de l’hydrogène (raie H-alpha). C’est une couche d’environ 10 000 km d’épaisseur, dont la température croît de 4500 K, jusqu’à 500 000 K.

La couronne est la couche la plus externe de l’atmosphère solaire et est un plasma, gaz complètement ionisé. Au-dessus de la chromosphère, le gaz de l’atmosphère solaire devient de moins en moins dense. C’est dans cette région qu’apparaissent les protubérances. Celles-ci sont d’immenses nuages de gaz rougeoyant jaillissant de la haute chromosphère. Dans la couronne la température augmente à nouveau et passe de 10 000 K à la base de la zone de transition à 2 000 000 K dans la couronne. Ce phénomène surprenant de « chauffage » de la couronne est encore à l’heure actuelle un des grands sujets de recherche en physique solaire. Le gaz chaud de la région de transition puis de la couronne émet des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites.

La région extérieure de la couronne s’étend loin dans l’espace et consiste en des particules s’éloignant lentement du Soleil. La couronne peut être vue uniquement lors d’éclipses totales de Soleil (ou à travers un coronographe).

Le Soleil semble avoir été actif depuis 4,6 milliards d’années et posséder assez de carburant pour briller encore cinq milliards d’années. A la fin de sa vie, le Soleil commencera à fusionner son hélium en des éléments plus lourds (carbone,…) et à grossir, pour finalement devenir si grand qu’il englobera la Terre. Après un milliard d’années sous la forme d’une étoile géante rouge, il s’effondrera pour devenir une naine blanche, l’état final d’une étoile comme la nôtre. Il pourrait alors prendre plusieurs milliards d’années pour refroidir et s’éteindre complètement.

 

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 6.000 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.

 

  Composition

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

Le Soleil a un diamètre de 1,392 million 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

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 4,3 millions de tonnes par seconde), cela est dû à la conversion de masse en énergie responsable du 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

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 5 785 K (ce qui correspond à un indice de couleur de +0,8). Les taches sont légèrement moins chaudes (4 000 K environ). Mais la couronne correspond à des températures pouvant aller jusqu’à plusieurs millions 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 x 1033 erg/s).

 

   Rotation

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 (on parle alors de rotation différentielle). Les régions équatoriales font un tour en 25,6 jours, de 30,9 jours à la latitude de 60° et de 36 jours au voisinage des pôles.

 

VOCABULAIRE  DU SOLEIL

LA STRUCTURE DU SOLEIL
Le Soleil dont l’équateur est incliné à 7° sur l’écliptique tourne sur son axe comme tout autre corps du système solaire. Mais le Soleil est une sphère incroyablement chaude au point qu’aucun solide ne peut y subsister. Étant gazeuses, les diverses parties du Soleil peuvent tourner à diverses vitesses. Les régions équatoriales tournent en 25 jours mais les régions polaires tournent en 36 jours.

LE NOYAU
Les processus nucléaires qui actuellement agissent sur le Soleil et notre système se passent dans le noyau. Il est recouvert d’une enveloppe d’hydrogène. Cet hydrogène se transforme en hélium par fusion et grâce aux énormes pressions qui règnent en son sein. Des tonnes de matières sont converties en énergie chaque seconde.

LA PHOTOSPHÈRE
Seulement profonde de 160 km environ, la photosphère est constituée de gaz proches de la surface opaque du Soleil. La photosphère, comme chaque partie du Soleil sauf le noyau, est constituée de 75 % d’hydrogène, 24 % d’hélium et 1 % d’autres éléments que l’on trouve également ailleurs dans l’univers.

LA CHROMOSPHÈRE
La chromosphère est une configuration semi-transparente de gaz. Assez ténue (entre 9 600 et 16 000 km d’épaisseur), la chromosphère est le royaume de feux d’artifices intenses formant des protubérances et des flammes solaires.

LA COURONNE
La couronne constitue l’atmosphère externe du Soleil. Elle est plus proche du vide que la chromosphère. La couronne ovale change de forme et présente des jets de gaz. Ceux-ci sont visibles durant une éclipse solaire sous forme de pâles volutes et ont tendance à coïncider avec les lignes de champs magnétiques du Soleil. Ainsi les forts vents solaires s’échappent-ils par les trous de la couronne.

LES PROTUBÉRANCES
Les protubérances solaires sont des jets de matière expulsée qui peuvent s’élever jusqu’à plus d’un million de km. Les protubérances éruptives sont les plus violentes : elles peuvent atteindre la vitesse de 1 600 000 km/h. Le 4 juin 1946, durant une demi-heure, une protubérance a jailli à plus de 400 000 km à environ 750 000 km/h. Elle a poursuivi sa montée dans l’espace, s’élevant jusqu’à 1 500 000 km au dessus de la surface du Soleil. Les protubérances peuvent se former en colonne, en voûte ou bien en forme de boucles complètes.

LES TACHES SOLAIRES
Ce sont des zones relativement froides et sombres à la surface du Soleil. Les taches sont moins chaudes que les régions qui les entourent (la différence de température étant de 1 000 °C environ). Les taches solaires, souvent groupées, sont des zones d’intenses champs magnétiques. Le nombre de taches solaires varie selon un cycle de 11 ans. En avril 1947, fut observée la plus grande tache jamais enregistrée : elle atteignit une taille telle qu’elle aurait pu engloutir 100 Terres.

LE VENT SOLAIRE
Au delà des atmosphères du Soleil, un constant ouragan de particules atomiques souffle à 3 millions de km/h : c’est le vent solaire. Il monte toujours en spirale du champ magnétique pour atteindre l’orbite de la Terre. Au-delà on observe peu d’interférences du soleil.

 

COMPARAISONS DE TAILLES (planètes et étoiles)

1) Mercure – Mars – Vénus – la Terre
2) Terre – Neptune – Uranus – Saturne – Jupiter
3) Jupiter – Wolf 359 (étoile) – Soleil – Sirius
4) Sirius – Pollux – Arcturus – Aldébaran
5) Aldébaran – Rigel – Antarès – Bételgeuse
6) Bételgeuse – Mu Cephei – VV Cephei A – VY Canis Majoris

 

Vous pouvez aussi consulter nos documents pdf :
Un rapide survol du système solaire (26 pages)
Le système solaire et au-delà (184 pages)