etoiles

-------------------------------------------------------------------------------- Soleil Données observées Demi-grand axe de la Terre (1 ua) 149 597 870 km Magnitude apparente -26,8 Magnitude absolue 4,8 Caractéristiques orbitales Distance du centre de la Voie lactée 2,50×1017 km (8 700 pc) Période galactique 2,26×108 années Vitesse 217 km/s Caractéristiques physiques Diamètre moyen 1 392 000 km Aplatissement aux pôles 9×10-6 Surface 6,09×1012 km² Volume 1,41×1018 km³ Masse (M☉) 1,9891×1030 kg Densité moyenne 1 408 kg/m³ au centre 150 000 kg/m³ Gravité à la surface 273,95 m/s² Vitesse de libération 617,54 km/s Température au centre 14 MK à la surface 5770 K couronne[1] 5 MK Luminosité (L☉) 3,826×1026 W Type spectral G2 - V Rotation Inclinaison de l'axe /écliptique 7,25º /plan Galaxie 67,23º Vitesse, latitude 0° 7008,17 km/h Période de rotation latitude 0° 24 j latitude 30° 28 j latitude 60° 30,5 j latitude 75° 31,5 j moyenne 27,28 j Composition de la photosphère (pourcentage en masse) Hydrogène 73,46 % Hélium 24,85 % Oxygène 00,77 % Carbone 00,29 % Fer 00,16 % Néon 00,12 % Azote 00,09 % Silicium 00,07 % Magnésium 00,05 % Soufre 00,04 % Le Soleil (Sol en latin, Helios en grec) est l'étoile de notre système solaire. Autour de lui gravitent la Terre, sept autres planètes, trois planètes naines, des astéroïdes, des météoroïdes, des comètes et de la poussière interstellaire. Le Soleil représente à lui seul plus de 99 % de la masse du système solaire ainsi constitué. L'énergie solaire, transmise par ensoleillement, rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur et de lumière, permettant la présence d'eau à l'état liquide et la photosynthèse des végétaux. Le rayonnement du Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète. La densité thermique à la surface de la Terre est de 99,98 % d'origine solaire. Le Soleil fait partie d'une galaxie constituée de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : la Voie lactée. Il se situe à 15 parsecs du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 parsecs (environ 25 000 années-lumière) du centre galactique. Dans cette révolution galactique, le Soleil comme les autres étoiles du disque, ont un mouvement oscillant autour du plan galactique : l'orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpenduculaires à son plan de révolution (celui du plan galactique). La masse du disque galactique attire les étoiles qui auraient un plan de révolution différent, qui s'en éloigneraient. Ce qui est différent de la dynamique planétaire où le Soleil peut être considéré (en première approximation) comme le seul attracteur de chacun de ses satellites. Notre étoile traverse(-rait) ce plan tout les 30 millions d'années environ, d'un côté puis de l'autre. Le demi grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition originale de l'unité astronomique (ua). Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point en son centre : Sommaire [masquer] 1 Présentation générale 2 Histoire naturelle du Soleil 3 Histoire de l'exploration solaire 3.1 Développement de l'approche scientifique moderne 3.2 Les missions spatiales solaires 4 Structure et fonctionnement du Soleil 4.1 Le cœur ou noyau 4.2 La zone de radiation 4.3 La zone de convection 4.4 La photosphère 4.5 L'atmosphère solaire 4.5.1 La chromosphère 4.5.2 La couronne 4.5.3 L'héliosphère 5 L'activité solaire 5.1 Le champ magnétique solaire 5.2 Les taches solaires 5.3 Les éruptions solaires 5.4 Effets terrestres de l'activité solaire 6 Le système solaire 7 Symbolique 8 Notes et références 9 Voir aussi 9.1 Liens internes 9.2 Liens externes Présentation générale [modifier] Le Soleil vu de la surface de la Terre au travers d'un objectif.Le Soleil est une étoile naine qui se compose de 74 % d'hydrogène, de 25 % d'hélium et d'une fraction d'éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2–V. "G2" signifie qu'il est plus chaud (5770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d'hydrogène. Le suffixe "V" indique qu'il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment, en son noyau, l'hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d'équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction ni dilatation continuelle. Il existe dans notre galaxie plus de 100 millions d'étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile somme toute assez banale. Bien qu'il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la galaxie, qui sont en majorité des naines rouges. [2] Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d'environ 25 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d'environ 220 millions d'années, et sa vitesse de 217 km/s, équivalent à une année-lumière tous les 1400 ans (environ), et une unité astronomique tous les 8 jours. [3] Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n'étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l'équateur (25 jours) qu'aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre du système solaire, ce dernier se situant à près d'un rayon solaire du centre de l'étoile, en raison principalement de la masse colossale de Jupiter (environ 1/1000e de masse solaire). Histoire naturelle du Soleil [modifier] Voir l’article Évolution des étoiles. Le Soleil est une étoile de Population I actuellement âgée de 4,6 milliards d'années environ, soit à peu près la moitié de son chemin sur la séquence principale[4]. On admet généralement qu'il s'est formé sous l'effet des ondes de choc produites par une supernova, comme le suggère l'abondance d'éléments lourds comme l'or et l'uranium dans le système solaire. De tels éléments ne pourraient s'être formés que sous l'effet de réactions nucléaires endergoniques au cours d'une supernova, ou par transmutation. Dans son état actuel, le coeur du Soleil transforme chaque seconde plus de quatre millions de tonnes de matière (de masse) en énergie qui est transmise aux couches supérieures de l'astre et émise dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique (lumière, rayonnement solaire) et de flux de particules (vent solaire). Dans les cinq milliards d'années à venir, le Soleil épuisera petit à petit ses réserves d'hydrogène ; sa brillance augmentera d'environ 7 % par milliard d'années. Lorsqu'il sera âgé d'environ 10 milliards d'années, l'équilibre hydrostatique sera rompu. Le noyau commencera à se contracter et à se réchauffer tandis que les couches superficielles, partiellement libérées de l'effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera et se transformera en géante rouge. Au terme de ce processus, le diamètre du soleil sera environ cent fois supérieur à l'actuel ; il dépassera l'orbite de Mercure et de Vénus. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu'un désert calciné. La masse du Soleil n'est pas suffisante pour qu'il explose en supernova. Environ 250 millions d'années plus tard, lorsque le coeur atteindra quelque 100 millions de kelvin, le noyau s'effondrera sur lui-même tandis que les couches superficielles seront éjectées dans l'espace et donneront naissance à une nébuleuse planétaire. Les restes de l'étoile formeront alors une naine blanche qui pourra survivre encore plusieurs milliards d'années au cours desquelles elle se refroidira avant de s'éteindre définitivement. Ce scénario est caractéristique des étoiles de masse faible à moyenne[5] '[6]. Histoire de l'exploration solaire [modifier] Développement de l'approche scientifique moderne [modifier] Le philosophe grec Anaxagore fut un des premiers occidentaux à proposer une théorie scientifique sur le Soleil, avançant qu'il s'agissait d'une masse incandescente plus grande que le Péloponnèse et non le chariot d'Hélios. Cette audace lui valut d'être emprisonné et condamné à mort, même s'il fut plus tard libéré grâce à l'intervention de Périclès. Deux siècles plus tard, Ératosthène est sans doute le premier à avoir estimé avec précision la distance Terre-Soleil (environ 149 millions de kilomètres), au troisième siècle avant Jésus-Christ. Rompant avec le géocentrisme, Copernic proposa la théorie héliocentrique qui plaçait le Soleil au centre de l'univers. Galilée et Kepler approfondirent ses travaux.Au XVIe siècle, Copernic émit la théorie que la Terre tournait autour du Soleil, et non l'inverse comme on l'avait toujours cru. Au début du XVIIe siècle Galilée inaugura l'observation télescopique du Soleil, observa les taches solaires, se doutant qu'elles se situaient à la surface de l'astre et que ce n'étaient pas des objets passant entre le Soleil et la Terre[7]. Près de cent ans plus tard, Newton décomposa la lumière solaire au moyen d'un prisme, révélant le spectre visible[8], tandis qu'en 1800 William Herschel découvrit les rayons infrarouges[9]. Le XIXe siècle vit des avancées considérables, en particulier dans le domaine de l'observation spectroscopique du Soleil sous l'impulsion de Joseph von Fraunhofer, qui observa les raies d'absorption du spectre solaire, auxquelles il donna son nom. La source de l'énergie solaire fut la principale énigme des premières années de l'ère scientifique moderne. Dans un premier temps plusieurs théories furent proposées, mais aucune ne s'avéra vraiment satisfaisante. Lord Kelvin proposa un modèle suggérant que le Soleil était un corps liquide qui se refroidissait graduellement en rayonnant à partir d'une réserve de chaleur stockée en son centre[10]. Kelvin et Helmholtz tentèrent d'expliquer la production d'énergie solaire par la théorie connue sous le nom de mécanisme de Kelvin-Helmholtz. Malheureusement, l'âge estimé du Soleil d'après ce mécanisme n'excédait pas 20 millions d'années, ce qui était très inférieur à ce que laissait supposer la géologie. En 1890 Joseph Norman Lockyer, le découvreur de l'hélium, proposa une théorie météoritique sur la formation et l'évolution du Soleil[11]. Il fallut attendre 1904 et les travaux d'Ernest Rutherford pour qu'enfin une hypothèse plausible soit offerte. Rutherford supposa que l'énergie était produite et entretenue par une source de chaleur interne et que la radioactivité était à la source de cette énergie[12]. En démontrant la relation entre la masse et l'énergie (E=mc²), Albert Einstein apporta un élément essentiel à la compréhension du générateur d'énergie solaire. En 1920 Sir Arthur Eddington proposa la théorie selon laquelle le centre du Soleil était le siège de pressions et de températures extrêmes, permettant des réactions de fusion nucléaire qui transformaient l'hydrogène en hélium, libérant de l'énergie proportionnellement à une diminution de la masse[13]. Ce modèle théorique fut complété dans les années 1930 par les travaux des astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Hans Bethe, qui décrivirent en détail les deux principales réactions nucléaires productrices d'énergie au cœur du Soleil[14],[15]. Pour finir en 1957, un article intitulé Synthèse des Éléments dans les Étoiles[16] apporta la démonstration définitive que la plupart des éléments rencontrés dans l'univers se sont formés sous l'effet de réactions nucléaires au cœur d'étoiles telles que le Soleil. Les missions spatiales solaires [modifier] Vue d'artiste du satellite SolarMax. Il observa la couronne solaire et les taches solaires de 1984 à 1989.Les premières sondes conçues pour observer le Soleil depuis l'espace interplanétaire furent lancées par la NASA entre 1959 et 1968 : ce furent les missions Pioneer 5, 6, 7, 8 et 9. En orbite autour du Soleil à une distance similaire à celle de l'orbite terrestre, elles permirent les premières analyses détaillées du vent solaire et du champ magnétique solaire. Pioneer 9 resta opérationnelle particulièrement longtemps et envoya des informations jusqu'en 1987[17]. Dans les années 1970, deux missions apportèrent aux scientifiques des informations capitales sur le vent solaire et la couronne solaire. La sonde germano-américaine Helios 1 étudia le vent solaire depuis la périhélie d'une orbite plus petite que celle de Mercure. La station américaine Skylab, lancée en 1973, comportait un module d'observation solaire baptisé Apollo Telescope Mount et commandé par les spationautes embarqués dans la station. Skylab fit les premières observations de la zone de transition entre la chromosphère et la couronne et des émissions ultraviolettes de la couronne solaire. La mission permit également les premières observations d'éjections de masse coronale et de trous coronaux, phénomènes dont on sait aujourd'hui qu'ils sont intimement liés au vent solaire. En 1980 la NASA lança le satellite Solar Maximum Mission (plus connu sous le nom de SolarMax), conçu pour l'observation des rayons gamma, X et ultraviolets émis par les éruptions solaires dans les périodes de forte activité solaire. Malheureusement quelques mois après son lancement, un dysfonctionnement électronique plaça le satellite en mode standby, et l'appareil resta inactif les trois années suivantes. En 1984 toutefois la mission STS-41-C du programme Space Shuttle Challenger intercepta le satellite et permit une réparation et un relancement. SolarMax put alors réaliser des milliers d'observations de la couronne solaire et des taches solaires jusqu'à sa destruction en juin 1989[18]. Le satellite japonais Yohkoh (Rayon de Soleil), lancé en 1991, observa les éruptions solaires aux longueurs d'onde des rayons X. Les données rapportées par la mission permirent aux scientifiques d'identifier différents types d'éruptions, et démontra que la couronne au-delà des régions de pics d'activité était bien plus dynamique et active qu'on l'avait supposé auparavant. Yohkoh suivit un cycle solaire entier mais tomba en panne à la suite d'une éclipse annulaire de Soleil le 14 décembre 2001. Il fut détruit en rentrant dans l'atmosphère en 2005[19]. Le satellite SoHO. Lancée en 1995, la mission d'exploration solaire SoHO est l'une des plus importantes du genre. Elle est toujours à l'œuvre en 2006.Une des plus importantes missions solaires à ce jour est la Solar and Heliospheric Observatory ou SoHO, lancée conjointement par l'Agence spatiale européenne et la NASA le 2 décembre 1995. Prévue au départ pour deux ans, la mission SoHO est toujours active. Elle s'est avérée si performante qu'une mission de prolongement baptisée Solar Dynamics Observatory est envisagée pour 2008. Localisée au point de Lagrange entre la Terre et le Soleil (auquel la force d'attraction de ces deux corps célestes est égale), SoHO envoie en permanence des images du Soleil à différentes longueurs d'onde. En plus de cette observation directe du Soleil, SoHO a permis la découverte d'un grand nombre de comètes, principalement de très petites comètes effleurant le Soleil et détruites lors de leur passage[20]. Toutes les observations enregistrées par ces satellites sont prises depuis le plan de l'écliptique. En conséquence, ils n'ont pu observer en détail que les seules régions équatoriales du Soleil. En 1990 cependant la sonde Ulysses a été lancée pour étudier les régions polaires du Soleil. Elle fit d'abord route vers Jupiter et utilisa son assistance gravitationnelle pour se séparer du plan de l'écliptique. Par chance elle fut idéalement placée pour observer, en juillet 1994, la collision entre la comète Shoemaker-Levy 9 et Jupiter. Une fois sur l'orbite prévue, Ulysses étudia le vent solaire et la force du champ magnétique à des latitudes solaires élevées, découvrant que le vent solaire aux pôles était plus lent que prévu (750 km/s environ) et que d'importantes ondes magnétiques en émergeaient, participant à la dispersion des rayons cosmiques[21]. La mission Genesis fut lancée par la NASA en 2001 dans le but de capturer des parcelles de vent solaire afin d'obtenir une mesure directe de la composition de la matière solaire. Elle fut sévèrement endommagée lors de son retour sur Terre, le 10 septembre 2004, mais une partie des prélèvements a pu être sauvée et est actuellement en cours d'analyse. Structure et fonctionnement du Soleil [modifier] Structure du Soleil en coupeBien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul plus de 99 % de la masse du système solaire. Sa forme est presque parfaitement sphérique, avec un aplatissement aux pôles estimé à neuf millionièmes[22], ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres. Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n'a pas de limite extérieure bien définie : la densité de ses gaz chute de manière à peu près exponentielle à mesure qu'on s'éloigne de son centre. Par contre sa structure interne est bien définie, comme décrite plus bas. Le rayon du Soleil est mesuré de son centre jusqu'à la photosphère. La photosphère est la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la plus volontiers visible à l'oeil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à 0,7 rayon du centre. La structure interne du Soleil n'est bien sûr pas observable directement, et le Soleil lui-même étant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la même façon que la sismologie a permis, par l'étude des ondes produites par les tremblements de terre, de déterminer la structure interne de la Terre, l'héliosismologie utilise les pulsations solaires pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique est également utilisée comme outil théorique pour sonder les couches les plus profondes. Le cœur ou noyau [modifier] On considère que le cœur du Soleil s'étend du centre à environ 0,2 rayon solaire. Sa densité est supérieure à 150 000 kg/m³ (150 fois la densité de l'eau sur Terre) et sa température approche les 15 millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la température de surface du Soleil, qui avoisine les 6000 kelvins). C'est dans le coeur que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques (fusion nucléaire) qui transforment principalement l'hydrogène en hélium, mais aussi l'hélium en carbone, le carbone en fer. Le Soleil tire son énergie des réactions de fusion nucléaire qui transforment, en son noyau, l'hydrogène en hélium.Environ 8,9×1037 protons (noyaux d'hydrogène) sont convertis en hélium chaque seconde, libérant l'énergie à raison de 4,26 millions de tonnes de matière consommées par seconde, produisant 383 yottajoules (383×1024 joules) par seconde, soit l'équivalent de l'explosion de 9,15×1016 tonnes de TNT. Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein du coeur est un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation du coeur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le coeur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ. Le coeur est la seule partie du Soleil qui produise une quantité notable de chaleur par fusion : le reste de l'étoile tire sa chaleur uniquement de l'énergie qui en provient. La totalité de l'énergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu'à la photosphère, avant de s'échapper dans l'espace sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules. Les photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l'interaction avec la matière et par le phénomène permanent d'absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d'un photon du coeur à la surface se situe entre 17 000[23] et 50 millions d'années[24]. Après avoir traversé la couche de convection et atteint la photosphère, les photons s'échappent dans l'espace, en grande partie sous forme de lumière visible. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux avant de s'échapper dans l'espace. Des neutrinos sont également libérés par les réactions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d'un tiers que la valeur théorique : c'était le problème des neutrinos solaires, qui a été récemment résolu (en 1998) grâce à une meilleure compréhension du phénomène d'oscillation du neutrino. La zone de radiation [modifier] La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,2 et 0,7 rayon solaire. La matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par la seule radiation thermique. L'hydrogène et l'hélium ionisés émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d'être réabsorbés par d'autres ions. Dans cette zone, il n'y a pas de convection thermique car bien que la matière se refroidisse en s'éloignant du coeur, le gradient thermique reste inférieur au gradient thermique adiabatique. La température y diminue à 2 millions de kelvins. La zone de convection [modifier] La zone de convection ou zone convective s'étend de 0,7 rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une couche épaisse d'environ 3000 kilomètres, la tachocline, qui d'après les études récentes pourrait être le siège de puissants champs magnétiques et jouerait un rôle important dans la dynamo solaire. Dans la zone de convection la matière n'est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation : c'est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à 6000 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu'à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formées sont responsables des granulations solaires observables à la surface de l'astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil. La photosphère [modifier] La photosphère vue à travers un filtre. La présence de taches solaires la rend facilement identifiable.La photosphère est la partie visible de la surface du Soleil. En-dessous d'elle, le Soleil devient opaque à la lumière visible. Au-delà de la photosphère, la lumière visible est libre de se propager dans l'espace, et son énergie de s'échapper entièrement du Soleil. Épaisse de seulement quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres, la photosphère est légèrement plus opaque que l'air sur Terre. Elle s'étend en altitude sur environ 500 kilomètres, jusqu'à une zone de température minimum (environ 4000 kelvins) qui se prolonge par la chromosphère. La lumière solaire y a approximativement le spectre électromagnétique d'un corps noir (ce qui permet d'estimer sa température (moyenne) à 5770K, soit 5500°C), émaillé de quelques bandes provenant des couches ténues qui surplombent la photosphère. La densité particulaire de la photosphère avoisine les 1×1023/m³, soit environ 1 % de la densité particulaire de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer. Les premières analyses spectrométriques de la photosphère, au XVIIIe siècle, révélèrent l'existence d'un élément alors inconnu sur Terre. Norman Lockyer isola en 1868 cet élément qu'il baptisa "hélium", vingt-cinq ans avant sa découverte sur Terre[25]. L'atmosphère solaire [modifier] Au-delà de la photosphère la structure du Soleil est généralement connue sous le nom d'Atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphère, la couronne et l'héliosphère. La chromosphère est séparée de la photopshère par la zone de température minimum et de la couronne par une zone de transition. L'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire où elle est limitée par l'héliopause. Pour une raison encore mal élucidées, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu'elle puisse être étudiée en détail par les télescopes spectroscopiques, l'atmosphère solaire n'est jamais aussi accessible que lors des éclipses totales de Soleil. La chromosphère [modifier] La chromosphère vue en analyse spectrale Hα. Les éclipses totales de Soleil (ici celle du 11 août 1999) sont la seule occasion de visualiser directement la couronne (en blanc) et la chromosphère (en rose).La zone de température minimum qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (4000 kelvins) pour qu'on y trouve des molécules simples (monoxyde de carbone, eau), détectables par leur spectre d'absorption. La chromosphère proprement dite est épaisse d'environ 2000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l'altitude, pour atteindre un maximum de 100 000 kelvin à son sommet. Son spectre est dominé par des bandes d'émission et d'absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque chroma (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu'elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil. La couronne [modifier] La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d'une élévation rapide de température, qui peut approcher 1 million de kelvins. Cette élévation est liée à une transition de phase au cours de laquelle l'hélium devient totalement ionisé sous l'effet des très hautes températures. La zone de transition n'a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme un halo surplombant la chromosphère sous l'apparence de spicules et de filaments. Elle est le siège d'un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l'utilisation de coronographes, elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extrêmes du spectre. Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la couronne solaire elle-même s'étend à partir de la zone de transition et s'évanouit progressivement dans l'espace, mêlée à l'héliosphère par les vents solaires. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre 1×1014/m³ et 1×1016/m³, soit moins d'un milliardième de la densité particulaire de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu'aucune théorie n'explique encore complètement cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d'un processus de reconnection magnétique. L'héliosphère [modifier] Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire. On admet qu'elle débute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d'Alfvén (le flux est alors dit superalfvénique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière n'ont pas d'influence sur la structure de la couronne solaire, car l'information ne peut se déplacer qu'à la vitesse des ondes d'Alfvén. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l'héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d'une spirale de Parker jusqu'à sa rencontre avec l'héliopause, à plus de 50 ua du Soleil. En décembre 2004, Voyager 1 est devenue la première sonde à franchir l'héliopause. Chacune des deux sondes Voyager a détecté d'importants niveaux énergétiques à l'approche de cette frontière[26]. L'activité solaire [modifier] Le champ magnétique solaire [modifier] Vue d'artiste du champ magnétique solaire.Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Toute la matière solaire se trouvant sous forme de gaz et de plasma en raison des températures extrêmement élevées, le Soleil tourne plus rapidement à l'équateur (vingt-cinq jours environ) qu'aux pôles (trente-cinq jours). Cette rotation différentielle des latitudes solaires donne au champ magnétique solaire une forme de spirale en perpétuelle rotation, les lignes de champ se trouvant emmêlées les unes aux autres au cours du temps. Cet enchevêtrement serait au moins en partie responsable du cycle solaire, phénomène périodique s'étalant sur 11,2 années en moyenne avec une alternance de minima et de maxima tous les onze semestres environ. Au terme d'un cycle solaire le champ magnétique s'est inversé par rapport à la fin du précédent. Les manifestations les plus spectaculaires en période d'intense activité magnétique sont l'apparition de taches solaires et de protubérances. Les taches solaires [modifier] Bien que tous les détails sur la genèse des taches solaires ne soient pas encore élucidés, il a été démontré qu'elles sont la résultante d'une intense activité magnétique au sein de la zone de convection, si puissante qu'elle freine la convection et limite l'apport thermique en surface à la photosphère. Elles sont ainsi moins chaudes de 1500 à 2000 kelvins que les régions voisines, ce qui suffit à expliquer pourquoi elles nous apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosphère. Cependant si elles étaient isolées du reste de la photosphère, les taches solaires, où règne malgré tout une température proche des 4500 kelvins, nous sembleraient dix fois plus brillantes que la pleine lune, soit davantage qu'un arc électrique. La sonde spatiale SoHO a permis de démontrer que les taches solaires répondent à un mécanisme proche de celui des cyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d'ombre centrale (environ 2000 kelvins) et la zone de pénombre périphérique (environ 2700 kelvins). Le diamètre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois supérieur à celui de la Terre. En période d'activité il est parfois possible de les observer à l'oeil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée. Le groupe de taches solaires 9393, l'un des plus importants repéré dans les dernières années (2001).La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour contrôler l'activité solaire et prédire ses répercussions terrestres. Une tache solaire a une durée de vie moyenne de deux semaines. L'astronome allemand Heinrich Schwabe, au XVIIIe siècle, fut le premier à tenir une cartographie méthodique des taches solaires, ce qui lui permit d'évaluer leur périodicité. Les études ultérieures ont fixé leur période à 11,2 années, chaque demi-période étant alternativement caractérisée par un maximum d'activité (où les taches se multiplient) et un minimum d'activité. Le dernier maximum d'activité a été enregistré en 2001, avec un groupe de taches particulièrement marqué (image). Le prochain minimum d'activité est prévu pour le premier semestre de 2007[27]. Pour davantage de détails sur les taches solaires, voir l'article Cycle solaire. Les éruptions solaires [modifier] Une éruption solaire Pour davantage de détails, voir les articles Éruption solaire et Sursaut solaire. Effets terrestres de l'activité solaire [modifier] Les aurores polaires sont une manifestation spectaculaire de l'activité solaire.Les effets terrestres de l'activité solaire sont multiples, le plus spectaculaire est le phénomène des aurores polaires. La Terre, possède une magnétosphère qui la protège des vents solaires, mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils déforment la magnétosphère et des particules radioactives solaires la traversent en suivant les lignes de champs. Ces particules excitent ou ionisent les particules de la haute atmosphère. Le résultat de ces réactions est la création de nuages ionisés qui reflètent les ondes dont la lumière, ce qui provoque la formation des aurores polaires. Les vents solaires peuvent également perturber les moyens de communications et de navigations utilisant des satellites, en-effet les satellites à basse altitude peuvent être endommagés par la ionisation de la ionosphère. Le système solaire [modifier] À lui seul, le soleil représente 99,86 % de la masse totale du système solaire, les 0,14 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), dont la Terre. Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes Mercure 6 023 600 Jupiter 1 047 Vénus 408 523 Saturne 3 498 Terre et Lune 328 900 Uranus 22 869 Mars 3 098 710 Neptune 19 314 Symbolique [modifier] Le soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture. D'une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d'Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c'est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est le kami Amaterasu, la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a importée dans son oeuvre. Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s'éteindrait sur Terre, d'où le symbole de vie (donneur de vie). Dans l'Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu Soleil (il était l'un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d'Aton. Dans le Panthéon grec c'est Apollon, fils de Zeus et du titan Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l'appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maître du monde. S'il n'est pas associé à un dieu, des gens l'ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d'Amaterasu, déesse du Soleil. En alchimie, le symbole du Soleil et de l'or est un cercle avec un point au centre : . Il représente l'intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le même.