Soleil(latin populairesoliculus,du latin classiquesol, solis)

ASTRONOMIEIntroductionLe Soleil est l'une des quelque 100milliards d'toiles de laGalaxie. Il prsente la double caractristique d'tre unetoileextrmement proche (Proximadu Centaure, l'toile la plus proche duSystme solaire, est 270000fois plus lointaine) et du type le plus courant. Son tude constitue de ce fait un moyen d'information permettant d'accder aux processus fondamentaux d'volution des toiles et de vrifier certaines hypothses et mthodologies utilises en astrophysique stellaire. L'essentiel de ce que l'on sait du Soleil vient de l'tude de son rayonnement; toutefois, depuis les annes1970, l'hliosismologie(ousismologie solaire), qui tudie les modes d'oscillation du Soleil, favorise la connaissance de sa structure interne. Par ailleurs, les observations spatiales viennent dsormais utilement complter celles faites au sol, en autorisant l'tude du Soleil dans des domaines du spectre correspondant des rayonnements arrts par l'atmosphre terrestre: rayonnements, X et ultraviolet.Historique des principales dcouvertes sur le SoleilLorsqu'il dcouvre, en1611, la rotation du Soleil en se fondant sur le mouvement des taches solaires,Galileinaugure les tudes modernes du Soleil. La premire estimation correcte de la taille de celui-ci et de sa distance par rapport la Terre fut effectue en France, par l'Acadmie des sciences, en1684, grce aux donnes obtenues par triangulation partir de la mesure de la distance de Mars. En effet, cette mesure, faite en1672 lorsque la plante s'approcha au maximum de la Terre, permit de connatre par une simple applicationde la troisime loi deKeplerla distance Terre Soleil. La dcouverte des raies sombres du spectre solaire parJoseph von Fraunhofer, en1814, et son interprtation physique parGustav Robert Kirchhoff, en1859, inaugurrent l're de l'astrophysique solaire, au cours de laquelle l'tude effective de l'tat physique et de la composition chimique de la matire solaire devint possible.Le champ magntique intense des taches solaires fut dcouvert parGeorge Ellery Haleen1908. Le rle des ractions nuclaires dans la production de l'nergie solaire fut dmontr parJean Perrinen1919 et ces ractions furent explicites parHans Betheen1939. Les connaissances sur le Soleil voluent et ne restent pas figes: le vent solaire ne fut dcouvert qu'en1962, et ce n'est que sept ans plus tard que sa source fut identifie avec les trous coronaux.Le Soleil, une toile naineLe Soleil, compar aux plus grandes toiles connues, dont les diamtres sont 1000fois suprieurs au sien et dont les masses peuvent atteindre prs d'une centaine de fois sa masse, est une toile tout fait moyenne, mais c'est un astre de taille respectable par rapport aux minuscules toiles rouges. Il est donc rpertoridans la classe des toiles naines. Son spectre, sa temprature de surface et sa couleur amnent le classer plus prcisment comme une naine G2V, suivant la classification en usage (G dsignant le type spectral, etV la classe de luminosit). La dcomposition spectrale de son rayonnement a son maximum environ 500nm de longueur d'onde, ce qui lui vaut sa couleur jaune caractristique.La structure du Soleil

SoleilDe son cur jusqu' sa couronne et son vent solaire qui s'tend jusqu' la Terre et au-del qui s'tend jusqu' la Terre, et au-del, sa couleur amnent le classer plus prcis.Le cur du SoleilLe poids des couches extrieures du Soleil comprime le gaz de la rgion centrale, le cur, pour lui donner une densit qui est environ 160fois celle de l'eau.La temprature atteinte est d'environ 15millions de degrs. Partout l'intrieur du Soleil, des atomes entrent constamment en collision avec assez d'nergie pour ioniser le gaz, qu'on appelle alors unplasma.La zone radiative du SoleilDans le premier tiers du Soleil, les collisions entre particules sont si violentes qu'elles provoquent des ractions nuclaires, qui librent une nergie colossale et donnent au Soleil son clat habituel. Cette srie de ractions provoque lafusion thermonuclairede l'hydrogne et sa transformation en hlium, suivant plusieurs squences, dont la principale, qui fournit plus de 90% de l'nergie totale, est appele chane proton proton, car elle met en uvre quatre noyaux d'hydrogne, ou protons (le noyau d'hydrogne tant compos d'un seul proton), pour former un noyau d'hlium. Cette raction proton proton peut alimenter le Soleil en nergie pendant environ 10milliards d'annes (l'ge du Soleil tant estim environ 5milliards d'annes,il lui reste donc encore un temps quivalent vivre). Lesrayons gammamis par les ractions nuclaires voyagent vers l'extrieur et sont sans cesse absorbs et rmis: c'est lazone radiative. Unphotonparcourt en moyenne 1cm avant d'tre captur; les absorptions et missions successives diminuent l'nergie des photons, qui passent l'tat derayonsX, puisultraviolets, avant de devenir visibles au niveau de la photosphre.La zone convective du SoleilVers 0,8rayon solaire, comme le poids des couches de gaz extrieures diminue, la densit et la temprature requises pour maintenir cette couche en quilibre hydrostatique diminuent galement rapidement. une distance du centre du Soleil gale 0,6rayon solaire, la temprature est d'environ 1million de degrs; aussi, l'hydrogne et l'hlium ne sont plus compltement ioniss, et les atomes neutres absorbent donc les radiations qui proviennent des zones incandescentes du cur. Dans cette rgion, le chauffage et l'expansion des gaz qui s'ensuit permet ces derniers de se dplacer vers le haut cause de leur densit plus faible, et la chaleur atteint les couches suprieures. Ainsi, le transport de l'nergie s'effectue par un vaste brassage de matire qui monte, se refroidit, puis redescend: c'est laconvection, qui constitue un moyen puissant pour vacuer la chaleur vers l'extrieur.Le plasma solaire de la zone de convection est peu prs aussi bon conducteur qu'un fil de cuivre temprature ambiante. Aussi, lorsqu'un volume important d'une matire de ce type traverse un champ magntique, comme ici dans le Soleil, il induit un courant lectrique considrable, qui dforme le champ primitif au point de l'entraner dans son mouvement. L'influence mutuelle des champs magntiques et des plasmas en mouvement est connue sous le terme demagntohydrodynamique(MHD). La MHD permet d'tudier comment la rotation diffrentielle modifie les lignes de champ magntique polaires, les dforme et les amne paralllement l'quateur au cours du cycle d'activit du Soleil.La convection continue tre efficace jusqu' ce que soient atteintes les couches o la densit est si faible que l'nergie rayonne par les gaz ascendants peut s'chapper directement dans l'espace. Cette couche est la surface visible du Soleil, laphotosphre.La photosphre

image: http://www.larousse.fr/encyclopedie/data/images/1315036-Photosph%c3%a8re_du_Soleil.jpgPhotosphre du SoleilL'observation de la photosphre montre un grand nombre de cellules convectives, lesgranules, dont la taille est d'environ 1millier de kilomtres. Ces granules vivent environ un quart d'heure; elles sont formes par des gaz ascendants chauds, entours par des gaz descendants plus froids, se dplaant environ 1km/s.Il semble que les mouvements convectifs des gaz solaires, en plus du transport de chaleur, aient des effets importants sur la rotation du Soleil, sur son magntisme et sur la structure des couches situes au-dessus de la photosphre. La convection contribuerait expliquer le fait que les gaz de la photosphre ne tournent pas de faon rigide: si la priode de rotation est d'environ 25jours l'quateur, elle s'lve dj 1mois la latitude de60.Aux abords de la photosphre, la densit du gaz diminue rapidement en altitude, d'un facteur10 tous les 1000km environ. Cette diminution rapide explique le bord net du Soleil, mme quand on le voit dans des tlescopes, car la couche dans laquelle le gaz perd son opacit et devient transparent n'a que quelques centaines de kilomtres d'paisseur (ce qui reprsente moins d'une seconde d'arc quand on l'observe depuis la Terre). Ainsi, la photosphre n'est pas une surface, mais une couche solaire d'environ 300km d'paisseur.La chromosphreAu-dessus de la photosphre, la temprature descend jusqu' un minimum d'environ 4500K; puis, assez curieusement, elle commence remonter. Pendant quelques secondes, au dbut et la fin d'uneclipsetotale de Soleil, on peut observer un mince anneau de quelques milliers de kilomtres d'paisseur autour du disque solaire; cet anneau brille d'un clat ros intense, d'o son nom dechromosphre, c'est--dire sphre de couleur. Lorsqu'on l'examine au tlescope avec un spectrographe haute rsolution, on peut voir que la plupart des missions chromosphriques proviennent de jets trs fins de gaz dirigs vers l'extrieur, lesspicules, d'une temprature d'environ 15000K et d'une densit d'environ 1011particules par centimtre cube. Un spicule a une dure de vie de5 10minutes; sa hauteur est en gnral de 5000 10000 km, et son paisseur environ dix fois plus faible. Les gaz se dplacent vers l'extrieur des vitesses d'environ 25km/s. Les spicules semblent se situer la priphrie des cellules de supergranulation, semblables aux granules, mais qui s'tendent sur des diamtres de l'ordre de 30000km.La couronne

image: http://www.larousse.fr/encyclopedie/data/images/1010276-Couronne_solaire.jpgCouronne solaireAu cours d'une clipse totale, ou l'aide d'un coronographe, on peut observer l'atmosphre du Soleil, qui s'tend une distance de plusieurs rayons solaires au-del de la photosphre et met une faible lueur, lacouronne solaire, 1million de fois moins brillante que le disque, dans sa partie la plus lumineuse. Cependant, malgr les tempratures observes dans la chromosphre, la densit de matire dcrot si rapidement qu'aucune couronne ne devrait tre visible mme proximit de la surface. L'explication de ce phnomne a t trouve en1940 lorsqu'on a pu prouver que dans le spectre du rayonnement de la couronne certaines raies non identifies taient causes par des corps fortement ioniss, comme le fer ionis 13fois, ce qui implique une temprature de l'ordre du million de degrs. Comme un gaz chaud a moins tendance tre comprim par les couches suprieures qu'un gaz froid, la temprature leve qui rgne dans la couronne permet d'expliquer pourquoi cette dernire est si tendue.

image: http://www.larousse.fr/encyclopedie/data/images/1313250-%c3%89clipse_totale_de_Soleil_juillet_1981.jpgclipse totale de Soleil, juillet 1981Le mcanisme qui porte la couronne une temprature aussi leve est mal connu, et cette question est au centre de nombreuses recherches, notamment partir de satellites artificiels. Ainsi, le gaz coronal proximit du Soleil est visible l'il nu pendant les clipses, car il diffuse la lumire photosphrique partir des lectrons du plasma de la couronne. En effet, ce plasma trs chaud met ses propres rayonnements, ultraviolet etX, lorsque des lectrons, se dplaant rapidement, entrent en collision avec des ions d'lments plus lourds. Le chauffage de la couronne n'est donc pas une simple question de flux de chaleur en provenance de la photosphre plus froide, par conduction, convection ou radiation, car un tel flux irait l'encontre de la seconde loi de la thermodynamique. Plus vraisemblablement, ce sont des ondes acoustiques ou d'autres formes d'ondes gnres par les mouvements gazeux de la photosphre qui transportent l'nergie dans le milieu coronal et la dissipent en la transformant en chaleur, pour quilibrer les pertes subies par la couronne. Une autre explication peut tre la dissipation de courants lectriques dans le plasma coronal, trs conducteur, de la mme faon que l'effet Joule lve la temprature dans un matriau rsistant.Le vent solaire

image: http://www.larousse.fr/encyclopedie/data/images/1313413-aurore_polaire.jpgaurore polaireLa temprature et la pression des gaz de la couronne sont trop leves pour que leur effet soit compens par la gravit solaire. Des particules peuvent ainsi s'chapper dans l'espace, et participer la formation duvent solaire. Celui-ci est constitu d'lectrons (90%), de neutrons, de quelques noyaux d'hlium et de traces d'lments plus lourds. En1983, quand la sonde amricaine Pioneer10 quittait le Systme solaire connu, elle dtectait encore la prsence du vent solaire. Au niveau de l'orbite de la Terre, la vitesse d'expansion du vent solaire est de300 700km/s, avec une densit de1 10particules par centimtre cube; ainsi, la perte de masse du Soleil, due au vent solaire, n'est que de 1013masses solaires par an. Nanmoins, le vent solaire a des effets observables sur les couches suprieures de l'atmosphre terrestre,notamment lors desaurores polaires.Les anneaux de poussiresLe Soleil est entour d'anneaux, ou de disques, de poussires interplantaires. L'un de ces anneaux, situ dans le plan de l'orbite de Jupiter, est connu depuis longtemps: il est l'origine de la lumire zodiacale.En1983, un autre anneau fut dcouvert dans la ceinture d'astrodes, entre Mars et Jupiter, par IRAS (Infrared Astronomy Satellite, ou satellite artificiel d'observation astronomique dans l'infrarouge). Une quipe d'astronomes japonais et indonsiens dcouvrit, galement en1983, un troisime anneau seulement deux diamtres solaires de notre astre.L'activit solaireLe Soleil entretientun champ magntique intensequi influence les structures physiques de la photosphre, de la chromosphre et de la couronne de manire complexe et variable selon les poques: c'est ce qu'on appelle l'activit solaire.Taches solaires et faculesLes champs magntiques mergent dans les couches visibles sous l'aspect de boucles torodales de flux magntique. Leur effet le plus vident sur la photosphre est la formation destaches solaires sombreset desfacules brillantes, qui caractrisent ce niveau une rgion active. Lorsqu'ils sont intenses, ils perturbent la convection, et amoindrissent donc l'efficacit du processus dominant de transport de chaleur jusqu' la photosphre, d'o la temprature basse et la relative obscurit des taches solaires.Une rgion active se dveloppe horizontalement lorsque le tube magntique merge de la photosphre, en forme de boucle, passant d'une taille de moins de 5000km jusqu' plus de 100000km en une dizaine de jours. C'est au cours de cette priode de croissance rapide que la probabilit pour que se produise uneruption solairespectaculaire est la plus forte.ruption solaireUne forte ruption est caractrise par un rapide accroissement de la brillance, d'un facteur5 10, en quelques minutes, sur une surface considrable de la rgion active, comme on peut l'observer dans la raieH de l'hydrogne mise par la chromosphre. Seules les ruptions trs importantes peuvent tre dceles en lumire blanche, cause de la brillance de la photosphre. Les effets les plus violents et les plus spectaculaires de l'ruption ont lieu cependantdans la couronne. L, les boucles magntiques qui surmontent les taches et les facules peuvent accrotre leur brillance dans les rayonnementsX et ultraviolet d'un facteur100 ou plus. Les particules charges sont acclres jusqu'aux vitesses relativistes, et une puissante mission sur des longueurs d'ondes centimtriques est gnralement constate.Certaines ruptions produisent aussi de fortes explosions radio sur des longueurs d'ondes mtriques, et d'importants volumes de plasma sont souvent projets dans l'espace des vitesses qui dpassent la vitesse d'chappement qui est de l'ordre de 600km/s udu champ de gravit solaire au niveau de la photosphre. L'vnement cataclysmique s'affaiblit lentement, en quelques heures, aprs avoir libr une nergie allant jusqu' 10215J. Ce mcanisme a t rcemment interprt comme un court-circuit gant entre des tubes de force du champ magntique. Les taches solaires durent en gnral quelques semaines, les grandes, plus durables, pouvant survivre2 ou 3mois. Les facules continuent signaler une rgion active pendant un peu plus longtemps. Finalement, il semble que les mouvements de convection dsordonns prs de la photosphre dmantlent la boucle de flux magntique et la dispersent en plus petits lments sur toute la surface de cette dernire.Loin des rgions actives, des champs d'intensits comparables (de0,1 0,2tesla) sont mesurs, mais ils se restreignent un rseau polygonal qui concide avec les bords des cellules de supergranulation dont il a t fait mention prcdemment.BouclesAu-dessus de la photosphre, les champs magntiques d'une rgion active peuvent tre dtects par leur effet sur la rpartition des tempratures et des densits dans la chromosphre et dans la couronne. L encore, des structures prominentes en forme de boucles, observes dans les rayonnementsX et ultraviolets, montrent comment les lignes de champ s'tendent jusqu' 100000km et davantage au-dessus d'une tache, et reviennent ensuite vers la photosphre, gnralement dans le mme centre d'activit.Protubrances

image: http://www.larousse.fr/encyclopedie/data/images/1010277-Protub%c3%a9rances_solaires.jpgProtubrances solairesDans d'autres rgions de la couronne,d'immenses feuillets de plasma condens relativement froid(10000K, contre1 3millions dans la couronne), appelsprotubrances,sont soutenus par les tubes de champ magntique jusqu' des hauteurs qui peuvent dpasser 200000km.Trous coronauxDans certaines grandes zones, appelestrous coronaux, l'mission de la couronne est nettement plus faible, ce qui montre une baisse de la densit du plasma, dont la temprature est de 1million de degrs au moins. Les observations radioastronomiques indiquent que dans ces rgions les lignes de champ magntiques s'tendent radialement vers l'extrieur et ne forment plus des structures closes, comme dans les boucles et les protubrances. Une partie de la couronne peut alors s'couler dans l'espace interplantaire, c'est levent solaire. Ces trous sont plus frquents aux ples solaires, o les lignes magntiques sont plus facilement ouvertes, mais peuvent descendre parfois jusqu' l'quateur.Les cycles d'activit solaireL'activit solaire prsenteun cycle d'une priode d'environ 22ans. La proprit la plus facilement observable de ce cycle est la variation, tous les onze ans environ, du nombre de taches solaires. Le cycle de 22ans semble avoir t assez rgulier au cours duxixes. et mme au-del, mais les tmoignages historiques indiquent qu'entre1640 et1710 ce qu'on appelle le minimum de Maunder aundern appelle le minimum de MaundergnagesLes irrgularits, long terme, de l'activit solaire peuvent avoir des retombes tangibles sur la Terre, car les flux de particules solaires charges et le rayonnement ultraviolet sont directement lis au niveau d'activit manifest par les rgions actives, les ruptions et les trous coronaux. Des variations dans ces missions peuvent affecter, on le sait, les couches suprieures de l'atmosphreet avoir des rpercussions importantes sur leclimat.Les relations Soleil-TerreLe Soleil met en permanence dans l'espace un flux de particules charges, levent solaire. Celui-ci a pour effet de dformer lamagntosphreterrestre, qui est comprime du ct du Soleil et tire dans la direction oppose. Mais ce rgime peut tre brutalement perturb en priode d'activit solaire, quand le Soleil met des bouffes de plasma plus nergtique: l'arrive massive de ces particules dans l'environnement terrestre provoque alors la formation d'aurores polaireset d'orages magntiques.Par ailleurs, on sait que la Terre est soumise des variations d'ensoleillementlies sa rotation sur elle-mme(alternance des jours et des nuits) et sa translation autour du Soleil(cycle des saisons). Sur des intervalles de temps plus longs, on a pu tablir que les variations de l'excentricit de son orbite et de l'inclinaison de son axe de rotation avaient galement des rpercussions climatiques (thorie deMilankovi). Il est lgitime de se demander si le Soleil lui-mme et son rayonnement n'ont pas des fluctuations suffisantes pour avoir un impact sur le climat de la Terre. Les observations spatiales ont mis en vidence de lgres fluctuations (0,2%) de la constante solaire, c'est--dire du flux d'nergie solaire reu au sommet de l'atmosphre, perpendiculairement par unit de temps et de surface, en fonction du cycle de l'activit solaire. Mais on n'a pu encore clairement tablir de lien entre ces variations et celles de la temprature sur la Terre.L'volution du SoleilDepuis 4,6milliards d'annes, le Soleil est aliment en nergie par la fusion d'hydrogne en hlium. Dans 3,5milliards d'annes, il aura brl la quasi-totalit de l'hydrogne de son noyau. La production d'nergie nuclaire cessant, la matire se contractera, ce qui provoquera une augmentation interne de la temprature et de la pression. Les couches extrieures se dilateront et la temprature de la photosphre baissera: le Soleil deviendra unegante rouge. Son rayon pourra alors atteindre la moiti de la distance de la Terre au Soleil mais notre plante se sera alors loigne 250millions dekm de son toile. En effet, le Soleil ayant perdu prs de 40%de sa masse par suite de l'chappement du vent solaire, la Terre sera alors soumise une plus faible attraction. Cet loignement relatif ne compensera pas l'norme accroissement de luminosit du Soleil. Dans le cur de l'toile, lorsque la temprature atteindra 100millions de degrs, la fusion de l'hlium, produisant du carbone et de l'oxygne, se dclenchera et se propagera vers l'extrieur.Quelquesmilliards d'annes plus tard, l'hlium sera puis son tour et, la production d'nergie nuclaire cessant, le Soleil se contractera nouveau. Les ractions nuclaires reprendront alors dans deux zones: en surface, transformation de l'hydrogne en hlium, et l'intrieur, de l'hlium en carbone et oxygne. Sous la pression intense du rayonnement, de la matire sera jecte. Le rayon du Soleil se rduira une dizaine de milliers de kilomtres. Dans le mme temps, sa temprature de surface passera une centaine de milliers dekelvins. Le Soleil finira ainsi son existence sous les traits d'unenaine blanchedont le rayonnement faiblira peu peu. Quant la matire jecte, elle se dispersera dans le milieu interstellaire o elle donnera naissance, ultrieurement, de nouvelles toiles.RELIGIONLeculte du Soleil,assez rpandu dans diverses socits anciennes, a eu un succs tout particulier en gypte pharaonique, en tant que puissance fcondante. R reprsentait l'astre solaire, et Aton le disque solaire. Dans la ville sainte d'Hliopolis s'taient labors mythes et systmes thologiques et, ds la IVedynastie, certains pharaons se sont qualifis de fils de R. AmnophisIV organisa un nouveau culte solaire avec le syncrtisme Amon-R.

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