Le Soleil

Diamètre: 1 400 000km
Masse: 2000 milliards de milliards de milliards de kg
Conposition: hydrogene=74.09%
Helium=25%
reste(element plus lourds)=0.1%

Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25% du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60% de la masse totale de notre étoile.

Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55% du rayon du Soleil. Dans cette région, l'énergie créée dans le noyau est transportée vers l'extérieur par les photons. Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le temps mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d'années, alors qu'il suffirait de quelques secondes s'il n'y avait pas d'obstacle en chemin.

Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire
Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.
Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.

La couronne solaire

En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la précédente, de l'ordre d'un dix milliardième de la densité de la photosphère. Sa température est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.
L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.
La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.
D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace. Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.
Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.

Le vent solaire

Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.
En continuant à nous éloigner vers l'extérieur, nous arrivons ensuite à ce que l'on peut considérer comme la surface du Soleil, bien qu'il ne s'agisse pas réellement d'une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur est appelée la photosphère. La température n'y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 kelvins, mais la densité y décroît très rapidement. Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c'est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.
La surface du Soleil est loin d'être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d'un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l'aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.
Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d'un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire.