Le rayonnementultraviolet contribue à ladésinfection naturelle des eaux de surface et à y détruire certaines molécules indésirables (quand l'eau n'est pas tropturbide)[10]. Lapolarisation de la lumière solaire (ou lunaire, de nuit), par des matériaux tels que l'eau ou lescuticules végétales, est utilisée par de nombreuses espèces pour s'orienter[11],[12].
Ledemi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil, couramment appelé « distance de la Terre au Soleil », égal à 149 597 870 700 ± 3 m[13], est la définition originale de l’unité astronomique (de symbole « au »). Il faut8 minutes et19 secondes pour que la lumière du Soleil parvienne jusqu’à la Terre[13].
Le motsoleil est issu dugallo-roman*SOLICULU[14], forme dulatin populaire*soliculus (non attesté)[15], diminutif dulatin classiquesol,solis désignant l’astre et la divinité. Le latinsol se poursuit dans la plupart des langues romanes : italiensole, espagnol, portugais et catalansol[16].
Caractéristiques générales
Composition chimique
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Le Soleil est uneétoilenaine jaune qui se compose de 74 % d’hydrogène (soit 92 % de son volume), de 25 % d’hélium (8 % de son volume)[17] et d’une fraction d’éléments plus lourds. Leséléments réfractaires observables à la surface du Soleil ont une abondance inférieure à celle observée dans la plupart des étoiles ayant des caractéristiques comparables[18]. Cet écart de composition serait dû à la formation précoce deJupiter qui aurait isolé des poussières réfractaires loin du Soleil plutôt qu'à une capture par lesplanètes telluriques[18].
Il existe dans laVoie lactée plus de100 millions d’étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile assez ordinaire, bien qu’il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la Galaxie, qui sont en majorité desnaines rouges[19].
Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour duplan galactique : l’orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les30 millions d’années environ, d’un côté puis de l’autre — sens Nord-Sud galactique, puis inversement — et s’en éloignerait au maximum de 230 années-lumière environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les étoiles qui auraient un plan de révolution différent de celui du disque galactique[note 2].
Actuellement, le Système solaire se situerait à 48 années-lumière au-dessus (au nord) du plan galactique et en phase ascendante à la vitesse de7km/s[23].
Révolution et rotation
Le Soleil tourne autour dubarycentre du Système solaire (mouvement derévolution), ce dernier se situant dans les années 2000 à un peu plus d'unrayon solaire du centre de l'étoile (donc légèrement à l'extérieur du Soleil)[24], en raison de la masse deJupiter (environ un millième de lamasse solaire) et des autres planètes géantes[25].
Le Soleil tourne également sur lui-même (mouvement derotation), avec une période de27 jours terrestres environ. En réalité, n’étant pas un objet solide, il subit unerotation différentielle : il tourne plus rapidement à l’équateur (25 jours) qu’auxpôles (35 jours). Déduite des modes de vibration de gravité, la vitesse de rotation du cœur a pu aussi être déterminée : un tour par semaine environ, soit3,8 fois plus vite que les couches extérieures et intermédiaires[26],[27].
Le Soleil est une étoile âgée d'environ 4,57 milliards d’années[28], soit un peu moins de la moitié de son chemin sur laséquence principale[29]. Il s'est formé 9,23 milliards d'années après leBig Bang, qui marque l'origine de l'Univers, il y a 13,8 milliards d'années. L'hypothèse des années 1970, selon laquelle une supernova serait à l'origine de l'effondrement de la nébuleuse qui a donné naissance au Soleil, n'est plus crédible. Une modélisation réalisée en 2012 propose un scénario en trois étapes pour expliquer la formation du Soleil et l'abondance demagnésium 26 et denickel 60 dans les météorites. Ces éléments sont les produits de la décomposition de deux isotopes radioactifs (à la demi-vie relativement courte), nés dans les étoiles : l'aluminium 26 (demi-vie de 717 000 ans) et lefer 60 (demi-vie de 2,6 Ma). Pour comprendre la présence de ces éléments dans la chimie du Soleil, il fallait imaginer une étape pour le fer 60 et une autre pour l'aluminium 26.
Le cycle de vie du Soleil est similaire à celui d’unenaine jaune. Le diagramme est trop court de deux milliards d’années et il lui manque la « courte » phase desous-géante.
Actuellement, dans le cœur du Soleil, chaque seconde, environ620 millions de tonnes d'hydrogènefusionnent pour produire environ615,7 millions de tonnes d'hélium[31],[note 3]. La différence de masse de4,35 millions de tonnes, soit 0,7 % (une masse de l'ordre de celle de lapyramide de Gizeh[32]), équivaut à l'énergie lumineuse produite, soit 4 × 1026 joules par seconde, ouwatts. La part photonique migre lentement vers la surface solaire, parrayonnement et parconvection, puis est émise dans l’espace sous forme derayonnement électromagnétique (lumière,rayonnement solaire) et de flux de particules (vent solaire)[note 4].
Évolution de laluminosité, durayon et de la température solaires, comparés aux valeurs actuelles du Soleil. D'après Ribas (2010)[33].
Le Soleil est dans saphase linéaire, durant laquelle il épuise petit à petit ses réserves d’hydrogène. Saluminosité augmente d’environ 7 % par milliard d’années, à mesure qu'augmente le rythme des réactions de fusion du fait de la lente contraction du cœur. Cette phase linéaire a débuté quand le Soleil était âgé d'environ500 millions d'années et durera jusqu'à la rupture de l'équilibre hydrostatique. Le Soleil était donc moins brillant dans le passé et sera plus brillant dans le futur.
Lorsqu’il sera âgé de10,5 milliards d’années, l’équilibre hydrostatique sera rompu. Le Soleil aura converti tout l'hydrogène de son cœur en hélium. Le noyau d'hélium se contractera et s’échauffera fortement, tandis qu’une couronne externe du cœur fusionnera l’hydrogène en hélium, libérant davantage d'énergie par réaction. Ses couches superficielles, dilatées par le flux thermique croissant et ainsi partiellement libérées de l’effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera, d'abord lentement sur500 millions d'années, puis plus rapidement sur500 millions d'années supplémentaires, pour finalement se transformer engéante rouge. Au terme de ce processus, le Soleil aura un diamètre environ100 fois supérieur à l’actuel et sera près de 2 000 fois plus lumineux. Saphotosphère dépassera l’orbite deMercure et deVénus. LaTerre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu’un désert calciné. Cette phase de géante rouge durera environ un milliard d'années, le Soleil y perdra environ un tiers de sa masse.
À la fin de sa phase de géante rouge, son cœur d'hélium sera enétat dégénéré, sa température, augmentant par contraction de l'hélium produit par la couronne externe du cœur, arrivera aux environs de100 millions de kelvins, amorçant les réactions de fusion de l’hélium pour donner du carbone (voirréaction triple alpha) ainsi que de l'oxygène. Cette ignition de l'hélium sera brutale : elle produira unflash de l'hélium, suivi d'un réarrangement des couches du Soleil faisant diminuer son diamètre jusqu’à ce qu’il se stabilise à une taille jusqu’à dix fois sa taille actuelle, soit d’environ10 millions de kilomètres de diamètre. Il sera devenu une sous-géante, émettant environ50 fois sa luminosité actuelle.
La période de fusion de l'hélium durera environ100 millions d'années, les noyaux d'hélium se combineront trois par trois pour former des noyaux de carbone, qui peupleront le cœur de la géante rouge, produisant un peu d'oxygène par ajout d'un noyau d'hélium supplémentaire au carbone. Durant cette phase, le Soleil deviendra plus grand et plus lumineux encore.
Enfin, lorsque l'hélium au centre du cœur sera entièrement transformé en carbone et en oxygène, il redeviendra une géante rouge, entrant dans la phase de labranche asymptotique des géantes, qui durera approximativement20 millions d'années. Dans cette phase, deux couronnes de fusion prendront place en son cœur : une externe fusionnant l'hydrogène, une interne fusionnant l'hélium. Dans cette configuration, le Soleil sera très instable, les couronnes de fusion variant alternativement de puissance. Cela produira de puissantes pulsations qui finiront par souffler les couches externes. Le Soleil perdra ainsi environ la moitié de sa masse.
Le Soleil ne sera plus assez massif pour comprimer son cœur de carbone et atteindre la température de600 millions de kelvins nécessaire à lafusion du carbone, produisant du néon, du sodium et du magnésium[34].
Ce scénario est caractéristique des étoiles de faible à moyenne masse[35],[36] ; de ~0,5 à ~4 M.
Structure et fonctionnement
Structure du Soleil en coupe.
Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul environ 99,854 % de la masse duSystème solaire. Sa forme est presque parfaitementsphérique, présentant unaplatissement aux pôles estimé à neuf millionièmes[37], ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres.
Contrairement auxobjets telluriques, le Soleil n'a pas de limite extérieure bien définie. La densité de ses gaz chute de manière à peu prèsexponentielle à mesure que l'on s'éloigne de son centre. Par contre, sa structure interne est bien définie.
Lerayon du Soleil est mesuré de son centre jusqu'à laphotosphère. 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 couche la plus visible à l'œil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à0,7rayon du centre.
La structure interne du Soleil n'est pas observable directement. De la même façon que lasismologie permet, par l’étude des ondes produites par lestremblements de terre, de déterminer la structure interne de laTerre, on utilise l'héliosismologie pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. Lasimulation informatique est également utilisée comme outil théorique pour sonder les couches les plus profondes.
Chaque seconde, environ620 millions detonnes d'hydrogène (3,4 × 1038protons ou noyaux d’hydrogène[38][réf. à confirmer]) sont converties en615,7 millions de tonnes d'hélium[31],[note 3], ce qui libère une énergie correspondant à l'annihilation de4,26 millions de tonnes de matière[5] (soit 0,7 % de la masse initiale[39]) et produit383yottajoules (383 × 1024J) par seconde[5], soit l’équivalent de l’explosion de 91,5 × 1015tonnes de TNT.
Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, aussi est-elle un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et unedilatation du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ.
Aucune chaleur n'étant produite en dehors du cœur, toute la chaleur du reste de l’étoile en provient, l'énergie traversant de nombreuses couches jusqu’à la photosphère, avant de s’échapper dans l’espace sous forme derayonnement solaire ou deflux de particules.
L'énergie desphotons de haute énergie (rayonsX etgamma) libérés lors des réactions de fusion met un temps considérable pour traverser les zones de rayonnement et de convection avant d'atteindre la surface du Soleil. On estime que le temps de transit du cœur à la surface se situe entre 10 000 et 170 000 ans[40].
Après avoir traversé la couche de convection et atteint laphotosphère, les photons s’échappent dans l’espace, en grande partie sous forme delumière. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux qui s’échappent dans l’espace. Quelque 1038neutrinos solaires sont également libérés chaque seconde par les 1038 réactions de fusion de lachaîne proton-proton, 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 leproblème des neutrinos solaires, qui a été résolu en 1998 grâce à une meilleure compréhension du phénomène d’oscillation du neutrino.
Zone radiative
La zone de rayonnement ou zone radiative se situe approximativement entre 0,25 et0,7rayon 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 le seulrayonnement thermique. L’hydrogène et l’héliumionisés émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions. 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 de l'énergie d’un photon du cœur à la surface se situe entre 10 000 et 170 000 ans[40]. Dans cette zone, il n’y a pas deconvection thermique, car bien que la matière se refroidisse en s’éloignant du cœur, legradient thermique reste inférieur augradient adiabatique. La température y diminue à deux millions de kelvins.
La zone de convection ou zone convective s’étend de0,8rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone radiative par une couche épaisse d’environ 3 000 km, latachocline, qui, d’après des études récentes, pourrait être le siège de puissantschamps magnétiques et jouerait un rôle important dans ladynamo solaire. Dans la zone de convection, la matière n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par rayonnement : c’est donc parconvection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à ~5 800 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 rayonnement, etc. Les gigantesquescellules de convection ainsi formées sont responsables desgranulations 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.
Laphotosphère est une partie externe de l’étoile qui produit entre autres lalumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 0,1 % du rayon pour les étoiles naines, soit quelques centaines de kilomètres ; à quelques dizaines de pour cent du rayon de l’étoile pour les plus géantes, ce qui leur donnerait un contourflou contrairement au Soleil aux bords nets.
La structure du Soleil au-delà de la photosphère est généralement connue sous le nom d’atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : lachromosphère, lacouronne et l’héliosphère. La chromosphère est séparée de la photosphère par lazone de température minimum et de la couronne par unezone de transition. L’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du Système solaire où elle est limitée par l’héliopause. Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu’elle puisse être étudiée en détail par lestélescopesspectroscopiques, l’atmosphère solaire n’est jamais aussi accessible que lors deséclipses totales de Soleil.
Lazone de température minimum qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (~4 000 kelvins) pour qu’on y trouve des molécules simples (monoxyde de carbone,eau), détectables par leurspectre d’absorption. Lachromosphère proprement dite est épaisse d’environ 2 000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l’altitude, pour atteindre un maximum de100 000 kelvins à son sommet. Son spectre est dominé par desbandes d’émission et d’absorption. Son nom, qui vient de la racine grecquechroma (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu’elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil.
Lazone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d’une élévation rapide de température, qui peut approcher1 million de kelvins. Cette élévation est liée à unetransition de phase au cours de laquelle l’hélium devient totalementionisé sous l’effet des très hautes températures. La zone de transition n’a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme unhalo surplombant la chromosphère sous l’apparence despicules et de filaments. Elle est le siège d’un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l’utilisation decoronographes, elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnementsultraviolets extrêmes du spectre.
La couronne solaire est composée à 73 % d’hydrogène et à 25 % d’hélium. Les températures sont de l’ordre du million de degrés.
Bien plus vaste que le Soleil lui-même, lacouronne solaire elle-même s’étend à partir de la zone de transition et s’évanouit progressivement dans l’espace, mêlée à l’héliosphère par lesvents solaires. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre 1 × 1014m−3 et 1 × 1016m−3, soit moins d’un milliardième de la densité particulaire de l’atmosphère terrestre au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les5 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 dereconnexion magnétique.
Héliosphère
Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 au) du centre du Soleil, l’héliosphère s’étend jusqu’aux confins duSystème solaire. On admet qu’elle débute lorsque le flux devent solaire devient plus rapide que lesondes d’Alfvén (le flux est alors ditsuperalfvénique) : 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 desondes d’Alfvén. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l’héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d’unespirale de Parker jusqu’à sa rencontre avec l’héliopause, à plus de 50 au du Soleil. Le,Voyager 1 est devenue la première sonde à franchir l’héliopause[41]. Chacune des deux sondesVoyager a détecté d’importants niveaux énergétiques à l’approche de cette frontière[42].
Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Le soleil étant une boule degaz et deplasma, sa rotation n'est pas contrainte à une rotation solide. On peut ainsi observer une rotation différentielle selon la latitude. Cela signifie que la surface du Soleil tourne à une vitesse différente autour de son axe selon la latitude. Cette rotation est plus rapide à l'équateur qu'aux pôles. Différents effetsmagnétohydrodynamiques régissent cette rotation différentielle, mais il n'y apas encore[Quand ?] de consensus parmi les scientifiques pour expliquer la cause de cette rotation.
On appellecycle solaire l'alternance de minima et de maxima d'activité solaire (apparition de taches solaires, intensité et complexité du champ magnétique). Le cycle solaire reste inexpliquéaujourd'hui[Quand ?]. On évoque certains modèles dedynamo pour y apporter des explications, mais aucun modèle auto-consistant n'est aujourd'hui capable de reproduire les cycles solaires.
Levent solaire est un flux de particules issu de lacouronne solaire en expansion. Une partie des particules de la couronne solaire possède une vitesse thermique suffisamment élevée pour dépasser la vitesse de libération gravitationnelle du Soleil. Elles quittent alors la couronne, en se dirigeant radialement dans l'espace interplanétaire. En raison duthéorème du gel qui régit le comportement des plasmas très peurésistifs (magnétohydrodynamique idéale), comme dans la couronne, où lenombre de Reynolds magnétique est très élevé, le plasma (la matière) entraîne avec lui le champ magnétique. C'est ainsi que le vent solaire est muni d'un champ magnétique initialement radial. À partir de la distance d'Alfven, qui décrit l'équilibre des forces entre la réaction à la courbure des lignes de champs et le moment angulaire dû à la rotation du Soleil, le champ se courbe. Cette courbure est due à la rotation du Soleil. Il existe une analogie avec un arroseur rotatif produisant des jets d'eau dont les figures forment des spirales. Dans le cas du Soleil, cette spirale s'appellespirale de Parker, du nom de celui qui l'a prédite dans les années 1950[43].
Ce vent de particules et ce champ magnétique spiralé est le support de l'influence du Soleil autour du Système solaire. C'est ainsi qu'est définie l'héliosphère.
Bien que tous les détails sur la genèse des taches solaires ne soient pas encore élucidés, il a été démontré (par l’observation de l’effet Zeeman) qu’elles sont la résultante d’une intenseactivité magnétique au sein de la zone de convection. Le champ magnétique, qui en est issu, freine laconvection et limite l’apport thermique en surface à laphotosphère, leplasma de la surface se refroidit et se contracte.
Lechamp magnétique au niveau d’un groupe detaches froides de la photosphère solaire (intensité exprimée en Gauss). Les niveaux de couleur décrivent la composante du champ magnétique le long de la ligne de visée. Les traits blancs illustrent la composante du champ perpendiculaire à la ligne de visée. Image obtenue à partir d’observations dutélescope solaire THEMIS[44] et traitée parBASS 2000[45].
Les taches solaires sont des dépressions à la surface solaire. Elles sont ainsi moins chaudes de1 500 à2 000 kelvins que les régions voisines, ce qui suffit à expliquer pourquoi elles 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 des4 000 kelvins, sembleraient dix fois plus brillantes que la pleine lune.
La sonde spatialeSoHO a permis de démontrer que les taches solaires répondent à un mécanisme proche de celui descyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d’ombre centrale (environ4 000 kelvins) et la zone de pénombre périphérique (environ4 700 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’œil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée.
La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour mesurer l’activité solaire et prédire ses répercussions terrestres. Une tache solaire a une durée de vie moyenne de deux semaines. AuXIXe siècle, l’astronome allemandHeinrich Schwabe fut le premier à tenir une cartographie méthodique des taches solaires, ce qui lui permit de mettre en évidence une périodicité temporelle de leurs occurrences. L'ensemble des mesures réalisées indique un cycle principal dont lapériode varie entre neuf et treize ans (11,2 ans en moyenne statistique). Dans chaque période apparait 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)[46][Quand ?].
Une éruption solaire ou tempête solaire est un événement primordial de l'activité du Soleil. La variation du nombre d'éruptions solaires permet de définir uncycle solaire d'une période moyenne de 11,2 ans. Les éruptions solaires suivent trois stades, chacun d'eux pouvant durer de quelques secondes à quelques heures selon l'intensité de l'éruption.
Lesaurores polaires sont une manifestation spectaculaire de l’activité solaire.
Les effets terrestres de l’activité solaire sont multiples, le plus spectaculaire étant le phénomène desaurores polaires (également appelées aurores boréales dans l’hémisphère Nord et aurores australes dans l’hémisphère Sud). Une prévision de l'activité solaire est particulièrement importante en vue des missions spatiales. Une méthode reposant sur des relations entre plusieurs périodes consécutives a été établie par Wolfgang Gleissberg.
LaTerre possède unemagnétosphère qui la protège desvents solaires, mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils déforment la magnétosphère et des particules solaires ionisées la traversent en suivant leslignes de champs. Ces particulesionisent et excitent les particules de la haute atmosphère. Le résultat de ces réactions est la création de nuages ionisés qui reflètent lesondes radios et l’émission de lumière visible par les atomes et molécules excités dans les aurores polaires.
Les vents solaires peuvent également perturber les moyens de communication et de navigation utilisant des satellites. En effet, lessatellites à basse altitude peuvent être endommagés par l’ionisation de l’ionosphère.
Peu de temps après, en 1644,Descartes énonce une théorie selon laquelle le Soleil est une étoile parmi bien d’autres. Entre 1645 et 1715, se trouve la période durant laquelle on observa peu de taches solaires ; on appelle cette période « leminimum de Maunder ».
L’astronome françaisPierre-Simon de Laplace énonce en 1796, l’hypothèse de la nébuleuse selon laquelle le Soleil et le Système solaire sont nés de l’effondrement gravitationnel d’un grand nuage de gaz diffus.
En 1811, le physicien et astronome françaisFrançois Arago établit la nature gazeuse de la surface du Soleil, en montrant que la lumière émise depuis celle-ci n'est pas polarisée[48].
En 1845, la première image du Soleil est prise par les physiciens françaisHippolyte Fizeau etLéon Foucault. La première relation entre l’activité solaire et géomagnétique a lieu en 1852 (première observation en 1859 par l’astronome amateurRichard Carrington).
L’observation de l'éclipse solaire totale de 1860[49] permet le premier enregistrement d’une éjection de masse coronale.
En 1908 a lieu le premier enregistrement des champs magnétiques des taches solaires par l’astronome américainGeorge Ellery Hale. Onze ans après, en 1919, les lois de la polarité de Hale fournissent une preuve ducycle magnétique solaire. En 1942 est observée pour la première fois une émission d’ondes radio solaires, puis en 1946 a lieu la première observation de rayonsultraviolets (UV) solaires à l’aide d’une fusée sonde, et la température de la couronne est évaluée à deux millions dedegrés Celsius, à l’aide desraies spectrales. La première observation desrayons X solaires à l’aide d’une fusée sonde date de 1949. En 1954, on s’aperçoit que l’intensité des rayons provenant du Soleil varie sur un cycle solaire de 11 ans. Une observation massive de taches solaires est réalisée en 1956. Levent solaire est observé pour la première fois en 1963, par la sondeMariner 2. En 1973 et 1974,Skylab observe le Soleil et découvre lestrous coronaux. En 1982 a lieu la première observation desneutrons d’unetache solaire par lesatelliteSolar Maximum Mission (SMM). En 1994 et 1995,Ulysses (sonde lancée par la navetteDiscovery en 1990) survole les régions polaires du Soleil.
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[54]. Kelvin etHelmholtz tentèrent d’expliquer la production d’énergie solaire par la théorie connue sous le nom demécanisme de Kelvin-Helmholtz. Cependant, 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 lagéologie[note 5]. En 1890,Joseph Norman Lockyer, le découvreur de l’hélium, proposa une théoriemétéoritique sur la formation et l’évolution du Soleil[55].
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 laradioactivité était à la source de cette énergie[56]. 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,Jean Perrin, suivi par SirArthur Eddington proposèrent la théorie selon laquelle le centre du Soleil était le siège depressions et detempératures extrêmes, permettant des réactions defusion nucléaire qui transformaient l’hydrogène enhélium, libérant de l’énergie proportionnellement à une diminution de la masse[57]. La prépondérance de l’hydrogène dans le soleil fut confirmée en 1925 parCecilia Payne-Gaposchkin. Ce modèle théorique fut complété dans les années 1930 par les travaux desastrophysiciensSubrahmanyan Chandrasekhar,Hans Bethe etCarl von Weizsäcker, qui décrivirent en détail les deux principales réactions nucléaires productrices d’énergie au cœur du Soleil[58],[59]. Pour finir, en 1957, un article intituléSynthèse des éléments dans les étoiles[60] apporta la démonstration définitive que la plupart deséléments rencontrés dans l’Univers se sont formés sous l’effet de réactions nucléaires au cœur d’étoiles telles que le Soleil, ce qu'on appelle lanucléosynthèse stellaire.
Les premières sondes conçues pour observer le Soleil depuis l’espace interplanétaire furent lancées par laNASA entre 1959 et 1968 : ce furent les missionsPioneer 5,6',7',8 et9. En orbite autour du Soleil à une distance similaire à celle de l’orbite terrestre, elles permirent les premières analyses détaillées duvent solaire et du champ magnétique solaire.Pioneer 9 resta opérationnelle particulièrement longtemps et envoya des informations jusqu’en 1987[61].
Dans les années 1970, deux missions apportèrent aux scientifiques des informations capitales sur le vent solaire et la couronne solaire. La sondegermano-américaineHelios 1 étudia le vent solaire depuis lapérihélie d’une orbite plus petite que celle deMercure. La station américaineSkylab, lancée en 1973, comportait un module d’observation solaire baptiséApollo Telescope Mount et commandé par lesspationautes 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 detrous coronaux, phénomènes dont on sait aujourd’hui qu’ils sont intimement liés au vent solaire.
Vue d’artiste du satelliteSolarMax. Il observa la couronne solaire et les taches solaires de 1984 à 1989.
En 1980 laNASA lança le satelliteSolar Maximum Mission (plus connu sous le nom deSolarMax), conçu pour l’observation des rayonsgamma,X etultraviolets émis par leséruptions solaires dans les périodes de forteactivité solaire. Quelques mois après son lancement, un dysfonctionnement électronique plaça le satellite en modestandby, et l’appareil resta inactif les trois années suivantes. En 1984 toutefois, la missionSTS-41-C du programmeSpace Shuttle Challenger intercepta le satellite et permit de le réparer.SolarMax put alors réaliser des milliers d’observations de lacouronne solaire et destaches solaires jusqu’à sa destruction en[62].
Le satellitejaponaisYohkoh (Rayon de Soleil), lancé en 1991, observa leséruptions solaires auxlongueurs 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 uncycle solaire entier mais tomba en panne à la suite d’une éclipse annulaire de Soleil le. Il fut détruit en rentrant dans l’atmosphère en 2005[63].
Une des plus importantes missions solaires à ce jour estSolar and Heliospheric Observatory ouSoHO, lancée conjointement par l’Agence spatiale européenne et laNASA le. Prévue au départ pour deux ans, la missionSoHO est toujours active en 2020[64]. Elle s’est avérée si performante qu’une mission de prolongement baptiséeSolar Dynamics Observatory est lancée en 2010. Localisée aupoint de Lagrange L1 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 decomètes, principalement de très petites comètes effleurant le Soleil et détruites lors de leur passage, lescomètes rasantes[65].
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 sondeUlysses a été lancée pour étudier les régions polaires du Soleil. Elle fit d’abord route versJupiter et utilisa sonassistance gravitationnelle pour se séparer du plan de l’écliptique. Par chance elle fut idéalement placée pour observer, en, la collision entre lacomète Shoemaker-Levy 9 et Jupiter. Une fois sur l’orbite prévue,Ulysses étudia le vent solaire et la force du champ magnétique à deslatitudes solaires élevées, découvrant que le vent solaire aux pôles était plus lent que prévu (750km s−1 environ) et que d’importantes ondes magnétiques en émergeaient, participant à la dispersion desrayons cosmiques[66].
La missionGenesis 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, mais une partie des prélèvements a pu être sauvée et est en cours d’analyse.
La missionSTEREO (Solar TErrestrial RElation Observatories) lancée le par la NASA a permis pour la première fois l’observation tridimensionnelle du Soleil depuis l’espace. Composée de deux satellites quasiment identiques, cette mission doit permettre une meilleure compréhension des relations Soleil-Terre, en particulier en permettant l’observation des CME (Éjections de Masse Coronale) jusqu’à l’environnement électromagnétique terrestre.
La sondeHinode, lancée en septembre 2006, confirme la présence d'ondes magnétiques dans la chromosphère et la couronne solaire ainsi qued'ondes d’Alfvén responsables de l'accroissement considérable de la température entre la chromosphère (4000 à 8000 kelvins) et la couronne (un à deux millions de degrés)[67].
Lasonde Parker lancée le vise à étudier la couronne solaire, partie extérieure de l'atmosphère du Soleil qui s'étend jusqu'à plusieurs millions de kilomètres de l'astre.
Regarder le Soleil à l’œil nu, même brièvement, est douloureux et même dangereux pour les yeux.
Un coup d’œil vers le Soleil entraîne descécités partielles et temporaires (taches sombres dans la vision). Lors de cette action, environ quatre milliwatts de lumière frappent larétine, la chauffant un peu, et éventuellement la détériorant. Lacornée peut également être atteinte.
L’exposition générale à la lumière solaire peut aussi être un danger. En effet, au fil des années, l’exposition auxUV jaunit lecristallin ou réduit sa transparence et peut contribuer à la formation decataractes.
Regarder le Soleil à travers les dispositifs optiques grossissants — par exemple desjumelles, un téléobjectif, une lunette astronomique ou untélescope solaire — dépourvus defiltre adapté (filtre solaire) est extrêmement dangereux et peut provoquer des dommages irréparables à la rétine, au cristallin et à la cornée.
Avec des jumelles, environ500 fois plus d’énergie frappe la rétine, ce qui peut détruire les cellules rétinales quasiment instantanément et entrainer une cécité permanente.
Une méthode pour regarder sans danger le Soleil est de projeter son image sur un écran en utilisant unelunette astronomique avecoculaire amovible (les autres types de télescopes peuvent être détériorés par ce traitement).
Les filtres utilisés pour observer le Soleil doivent être spécialement fabriqués pour cet usage. Certains filtres laissent passer lesUV ouinfrarouges, ce qui peut blesser l’œil. Les filtres doivent être placés sur la lentille de l’objectif ou l’ouverture, mais jamais sur l’oculaire car ses propres filtres peuvent se briser sous l’action de la chaleur.
Les films photographiques surexposés — et donc noirs — ne sont pas suffisants pour observer le Soleil en toute sécurité car ils laissent passer trop d’infrarouges. Il est recommandé d’utiliser des lunettes spéciales enMylar, matière plastique noire qui ne laisse passer qu’une très faible fraction (1/100 000) de la lumière.
Leséclipses solaires partielles sont particulièrement dangereuses car lapupille se dilate en fonction de la lumière globale du champ de vision et non selon le point le plus brillant présent dans le champ. Durant une éclipse, la majeure partie de la lumière est bloquée par la Lune, mais les parties non cachées de la photosphère sont toujours aussi brillantes. Dans ces conditions, la pupille se dilate pour atteindre deux à six millimètres et chaque cellule exposée au rayonnement solaire reçoit environ dix fois plus de lumière qu’en regardant le Soleil sans éclipse. Ceci peut endommager ou même tuer ces cellules, ce qui crée de petits points aveugles dans la vision[68].
Les éclipses sont encore plus dangereuses pour les observateurs inexpérimentés et les enfants car il n’y a pas perception de douleur lors de ces destructions de cellules. Les observateurs peuvent ne pas se rendre compte que leur vision est en train de se faire détruire.
Durant l’aube et l’aurore, le rayonnement solaire est atténué par ladiffusion de Rayleigh et ladiffusion de Mie dues à un plus long passage dans l’atmosphère terrestre, à tel point que le Soleil peut être observé à l’œil nu sans grand danger. En revanche, lorsque sa lumière est atténuée par des nuages ou la brume, sa luminosité pourrait croître très rapidement dès qu’il en sortirait. Un temps brumeux, les poussières atmosphériques et la nébulosité sont autant de facteurs qui contribuent à atténuer le rayonnement.
Le Soleil est unsymbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture.
D’une façon générale, il est un principe masculin et actif. Toutefois, certains peuples nomades d’Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c’est aussi le cas desshintoïstes, pour qui le Soleil est lekamiAmaterasu, la grande déesse, sœur deTsukuyomi, lekami de la Lune. Même dans la langue allemande, le Soleil est féminin selon son article (die Sonne). Dans lamythologie nordique, les enfants deMundilfari et Glaur sontSol (déesse du Soleil) etMáni (dieu de la Lune), une idée queJ. R. R. Tolkien a reprise dans son œuvre.
Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie et 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).
En astrologie, le Soleil est censé correspondre à la conscience et à la volonté. Ainsi, la personnalité et les traits de caractère sont souvent attribués auxsignes du zodiaque (lorsque le luminaire est vu dans un signe du zodiaque, on dit que la personne dont on étudie lethème natal est« de ce signe »).
Soleil est aussi employé parmétaphore en poésie pour« jour, journée » et par analogie aux sens de« plein jour », de« vie publique » et de« grand homme » (voir le Roi-Soleil)[69]. Ces différents sens se retrouvent dans de nombreusespériphrases qui le caractérisent :« l’œil du ciel »,« le maître des astres »,« l’âme du monde »,« le seigneur des étoiles »,« le père du jour »« le fils aîné de la nature »,« le grand flambeau », etc.
↑Les 0,02 ou 0,03 % restants proviennent de la Terre elle-même ; l’ensemble des activités humaines (actuelles) produisent une puissance de l’ordre de 0,01 % de celle de l’ensoleillement terrestre.
↑C’est une situation gravitationnelle très différente de celle en cours dans le Système solaire, où la masse du Soleil peut être considérée (en première approximation) comme la source unique du champ gravitationnel.
↑a etbUnion astronomique internationale, « Resolution B2 on recommended zero points for the absolute and apparent bolometric magnitude scales, Proposed by IAU Inter-Division A-G Working Group on Nominal Units for Stellar & Planetary Astronomy » [« Résolution B2 sur les points zéro recommandés pour les échelles de magnitudes bolométriques absolue et apparente, Proposé par le groupe de travail de l'UAI interdivision A-G sur les unités nominales pour l'astronomie stellaire et planétaire »],29e assemblée générale de l'Union astronomique internationale,
↑La position du barycentre fluctue selon celle des planètes : il se trouve en moyenne à1,19rayon solaire du centre, mais peut s'en éloigner jusqu'à deux rayons solaires, ou s'en rapprocher jusqu'à être presque confondu avec lui[réf. nécessaire].
↑Geoffrey Stephen Kirk, John Earle Raven et Malcolm Schofield,Les philosophes présocratiques : une histoire critique avec un choix de textes,(lire en ligne), Concepts physiques,p. 183.
Le Soleil à la Renaissance: Sciences et mythes. Colloque international tenu en avril 1963, Bruxelles, Presses universitaires de Bruxelles ; Paris, Presses universitaires de France, 1965, 584 p.
Le Soleil à la Renaissance et à l’âge classique : actes, enrichis de contributions supplémentaires, de la journée d’études tenue à l’Université Paul-Valéry - Montpellier 3 (20 novembre 2015), édités par François Roudaut et Jean-François Stoffel, inRevue des questions scientifiques, vol. 189, 2018, n°4, 264 p.
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