Le Soleil

Le Soleil est l’étoile de type naine jaune du Système solaire, qui se situe dans le bras d'Orion, à environ 8 kpc (environ 26 100 années-lumière du centre galactique de la galaxie Voie lactée. Il orbite autour du centre galactique en une année galactique de 225 à 250 millions d'années. Autour de lui gravitent de nombreux objets, dont la Terre (à la vitesse de 30 km/s), sept autres planètes, au moins cinq planètes naines, de très nombreux astéroïdes et comètes et une bande de poussière. Le Soleil représente à lui seul environ 99,85 % de la masse du système planétaire ainsi constitué, Jupiter représentant plus des deux tiers du reste.

Chiffres clés

Données orbitales :

Distance moyenne par rapport à la Terre : 149 597 870 km
Magnitue apparente : -26,8
Magnitue absolue : 4.74
Distance au centre de la Voie lactée : environ 26 100 années-lumière
Période de rotation galactique : 225 à 250 millions d'années
Vitesse orbitale : 217 km/s

Données physiques :

Diamètre : 1 392 684 km
Masse : 1,412 × 1018 km³
Volume : 2,1958 × 1010 km³
Vitesse de libération : 617,54 km/s
Température à la surface : de 5 772 Kelvins
Type spectral : G2 V

Principales caractéristiques

Composition chimique

Le Soleil est une étoile naine jaune qui se compose de 74 % d’hydrogène (soit 92 % de son volume), de 25 % d’hélium (8 % de son volume) et d’une fraction d’éléments plus lourds. Les éléments réfractaires observables à la surface du Soleil ont une abondance inférieure à celle observée dans la plupart des étoiles ayant des caractéristiques comparables. Cet écart de composition serait dû à la formation précoce de Jupiter qui aurait isolé des poussières réfractaires loin du Soleil plutôt qu'à une capture par les planètes tellurique.

Type spectral

Le Soleil est de type spectral G2 V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud (5 770 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 » (ou « classe de luminosité ») 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, dans son noyau, l'hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d’équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles.

Situation dans la Voie lactée

Il existe dans la Voie lactée plus de 100 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 des naines rouges.

Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée, dont il est distant d’environ 26 673 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d’environ 220 millions d’années et sa vitesse d'environ 250 km/s, équivalente à une année-lumière tous les 1 400 ans environ, ou une unité astronomique tous les huit jours.

Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique : l’orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 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.

Actuellement, le Système solaire se situerait à 48 années-lumière au-dessus (au nord) du plan galactique et en phase ascendante à la vitesse de 7 km/s.

Révolution et rotation

Le Soleil tourne autour du barycentre du Système solaire (mouvement de révolution), ce dernier se situant dans les années 2000 à un peu plus d'un rayon solaire du centre de l'étoile (donc légèrement à l'extérieur du Soleil), en raison de la masse de Jupiter (environ un millième de la masse solaire) et des autres planètes géantes.

Le Soleil tourne également sur lui-même (mouvement de rotation), 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). Déduite des modes de vibration de gravité, la vitesse de rotation du cœur a pu aussi être déterminée : un tour par semaine environ, soit 3,8 fois plus vite que les couches extérieures et intermédiaires.

L'évolution du Soleil

L'état actuel

Actuellement, dans le cœur du Soleil, chaque seconde, environ 620 millions de tonnes d'hydrogène fusionnent pour produire environ 615,7 millions de tonnes d'hélium. La différence de masse de 4,35 millions de tonnes, soit 0,7 % (une masse de l'ordre de celle de la pyramide de Gizeh), équivaut à l'énergie lumineuse produite, soit 4 × 1026 joules par seconde, ou watts. La part photonique migre lentement vers la surface solaire, par rayonnement et par convection, puis est émise dans l’espace sous forme de rayonnement électromagnétique (lumière, rayonnement solaire) et de flux de particules (vent solaire).

La transformation en géante rouge

Lorsqu’il sera âgé de 10,5 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 sur 500 millions d'années, puis plus rapidement sur 500 millions d'années supplémentaires, pour finalement se transformer en géante rouge.

Au terme de ce processus, le Soleil aura un diamètre environ 100 fois supérieur à l’actuel et sera près de 2 000 fois plus lumineux. Sa photosphère dépassera l’orbite de Mercure et de Vénus. La Terre, 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.

Schéma décrivant l'évolution du Soleil en géante rouge.

La fusion de l'hélium

À la fin de sa phase de géante rouge, son cœur d'hélium sera en état dégénéré, sa température, augmentant par contraction de l'hélium produit par la couronne externe du cœur, arrivera aux environs de 100 millions de kelvins, amorçant les réactions de fusion de l’hélium pour donner du carbone (voir réaction triple alpha) ainsi que de l'oxygène. Cette ignition de l'hélium sera brutale : elle produira un flash 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’environ 10 millions de kilomètres de diamètre. Il sera devenu une sous-géante, émettant environ 50 fois sa luminosité actuelle.

Evolution du Soleil sur le Diagramme Hersprung-Russels.

La période de fusion de l'hélium durera environ 100 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 la branche asymptotique des géantes, qui durera approximativement 20 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 de 600 millions de kelvins nécessaire à la fusion du carbone, produisant du néon, du sodium et du magnésium.

Nébuleuse planétaire et naine blanche

La matière des couches externes sera répandue dans l’espace et donnera naissance à une nébuleuse planétaire. Celle-ci sera un nuage de gaz très chaud (plus de 10 000 K) composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium non consommés dans les fusions, et d'un peu de carbone. Elle servira de berceau à de nouvelles étoiles. Le cœur de carbone, n'ayant plus de carburant pour fournir l'énergie nécessaire pour contrecarrer la gravité, s'effondrera sur lui-même et formera une naine blanche, d’une taille comparable à celle de la Terre. La densité y sera si élevée que le cœur abritera de la matière électronique dégénérée. La température en surface de la naine blanche atteindra 50 000 K (chaleur emmagasinée lors de l'effondrement du cœur). Cette chaleur sera émise par un rayonnement de couleur blanche. La surface radiative étant extrêmement faible, la naine blanche mettra plusieurs milliards d'années à se refroidir. Quand sa température sera assez basse, son rayonnement thermique sera si faible que la naine blanche sera invisible. Elle terminera sa vie en naine noire, un cadavre céleste si froid qu'il n'émet plus aucune lumière.

Structure interne

Le Soleil se compose de couches superposées. Entourant le noyau, la zone radiative évacue la chaleur vers l’extérieur. Son rayon représente 70% celui de l’astre entier. Puis vient la zone convective, animée en permanence de gigantesques mouvements de gaz. Enfin, la surface, 400 km d’épaisseur, est appelée photosphère. C’est de là que proviennent les rayonnements. Au fur et à mesure que l’on s’éloigne du cœur, la température et la pression diminuent. En surface, le thermomètre n’indique « plus que » 5 800 °C.

Le Soleil est également entouré d’une atmosphère divisée en 2 couches : la partie la plus proche de la surface, la chromosphère et la couronne solaire qui s’étend sur 10 millions de kilomètres, en se diluant peu à peu dans l’espace. Fait étrange : au niveau de la couronne solaire, la température regrimpe en flèche pour atteindre 2 000 000°C. Cette propriété est encore mal comprise des scientifiques.

L'activité solaire

Le Soleil émet aussi en permanence de la matière, des particules chargées que l’on appelle le vent solaire. Et parfois, il crache de véritables tempêtes solaires accompagnées d’éruptions de matière qui se répand à des centaines de milliers de km. Ces manifestations suivent un cycle régulier. L’activité solaire connaît un pic tous les 11 ans. En 2024, le Soleil a atteint le point culminant de son 25e cycle.

L'observation

Vu de la Terre, le Soleil semble tourner autour de la Terre, phénomène d'illusion à l'origine de la théorie antique du géocentrisme de l'histoire des sciences, entre autres défendue par Platon, Aristote et Ptolémée.

La plus ancienne éclipse solaire répertoriée date de 1223 av. J.-C.47, elle est représentée sur une tablette d'argile dans la cité d’Ougarit (aujourd’hui en Syrie).
Le philosophe grec Anaxagore avance l’idée que le Soleil est un corps grand, éloigné de la Terre. Il estime son rayon à 56 km. Ses idées vont à l’encontre des croyances de son temps, ce qui lui vaut d’être menacé puis finalement exilé d’Athènes.
La première tentative de calcul mathématique de la distance Terre-Soleil est faite en 250 av. J.-C., par Aristarque de Samos.
Claude Ptolémée déclare en 150 apr. J.-C., que la Terre est un corps stationnaire au centre de l’Univers. Selon lui, ce sont le Soleil, la Lune et les autres planètes qui tournent autour de la Terre.
En 1543 (Des révolutions des sphères célestes), Copernic présente son modèle d’Univers dans lequel le Soleil est au centre et les planètes tournent autour de lui.
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 « le minimum de Maunder ».
1876, l’astronome français Pierre-Simon de Laplace énonce 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 français François Arago établit la nature gazeuse de la surface du Soleil, en montrant que la lumière émise depuis celle-ci n'est pas polarisée.
En 1845, la première image du Soleil est prise par les physiciens français Hippolyte Fizeau et Léon Foucault.
La première relation entre l’activité solaire et géomagnétique a lieu en 1852 (première observation en 1859 par l’astronome amateur Richard
L’observation de l'éclipse solaire totale de 1860 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 américain George Ellery Hale.
En 1919, les lois de la polarité de Hale fournissent une preuve du cycle magnétique solaire.
En 1942 est observée pour la première fois une émission d’ondes radio solaires.
En 1946 a lieu la première observation de rayons ultraviolets (UV) solaires à l’aide d’une fusée sonde, et la température de la couronne est évaluée à deux millions de degrés Celsius, à l’aide des raies spectrales.
La première observation des rayons 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.
Le vent solaire est observé pour la première fois en 1963, par la sonde Mariner 2.
En 1973 et 1974, Skylab observe le Soleil et découvre les trous coronaux.
En 1982 a lieu la première observation des neutrons d’une tache solaire par le satellite Solar Maximum Mission (SMM).
En 1994 et 1995, Ulysses (sonde lancée par la navette Discovery en 1990) survole les régions polaires du Soleil.

La sonde Parker Solar Probe

Vue d'artiste de la sonde Parker Solar Probe - Crédit : Nasa, Johns Hopkins APL, Steve Gribben.

Le 24 décembre 2024 Parker Solar Probe à 6,1 millions de km du Soleil

Le mardi 24 décembre à 6h53 HNE, Parker Solar Probe passe à seulement 6,1 millions de kilomètres de la surface du Soleil. Au cours de l'approche au plus près, ou périhélie, les opérations de la mission sont hors de contact avec le vaisseau spatial, et Parker transmet une autre tonalité de balise le vendredi 27 décembre pour confirmer son état de santé après le survol.

La Nasa réalise un exploit : en s’approchant au plus près du Soleil la sonde Parker de l’agence spatiale américaine est parvenue à s’approcher à une distance de 6,1 millions de kilomètres de l’étoile. Un record.

L'exploit réalisé ce 24 décembre 2024 devrait permettre de recueillir davantage de données sur l'étoile, l'objectif étant notamment de comprendre pourquoi l'atmosphère du Soleil, appelée couronne solaire, est mille fois plus chaude que la surface du Soleil même.

Pour en savoir plus :

Qu'est-ce que Parker Solar Probe ?

La sonde solaire Parker de la NASA va révolutionner notre compréhension du Soleil. Le vaisseau spatial orbite de plus en plus près de la surface du Soleil, bien à l'intérieur de l'orbite de Mercure. En survolant pour la première fois la partie la plus éloignée de l'atmosphère du Soleil, la couronne, la sonde solaire Parker collecte des mesures et des images pour approfondir nos connaissances sur l'origine et l'évolution du vent solaire . Elle contribue également de manière essentielle à la prévision des changements de l'environnement spatial qui affectent la vie et la technologie sur Terre.

Parker Solar Probe a été lancé 12 août 2018 à 7:31 UTC.
Lanceur : Delta IV-Heavy avec étage supérieur.
Lieu de lancement : Base aérienne de Cap Canaveral, Floride.
Parker a volé plus de sept fois plus près du Soleil que n’importe quel vaisseau spatial.
En sept ans, le vaisseau spatial effectuera 24 orbites autour du Soleil.
À son approche la plus proche, le vaisseau spatial s'est approché à environ 6,2 millions de kilomètres du Soleil. Aucun autre vaisseau spatial ne s'était approché aussi près du Soleil.
La sonde se déplace à une vitesse pouvant atteindre 692 017 km/h.
Le vaisseau spatial subit des températures pouvant atteidre 982° Celcius alors qu’il traverse l’atmosthère ténue du Soleil que l’on appelle la couronne.

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