Soleil
Un article de Vev.
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☉ | |||||
Image:Sun in X-Ray.png | |||||
Données observées | |||||
Demi-grand axe de la Terre (1 ua) | Modèle:Formatnum:149,597,870 km | ||||
Magnitude apparente | −26,8 | ||||
Magnitude absolue | 4,83 | ||||
Caractéristiques orbitales | |||||
Distance du centre de la Voie lactée | {{formatnum:2.50Modèle:X10}} km (Modèle:Formatnum:8,700 pc) | ||||
Période galactique | 2,26Modèle:X10 années | ||||
Vitesse | 217 km/s | ||||
Caractéristiques physiques | |||||
Diamètre moyen | Modèle:Formatnum:1,392,000 km | ||||
Aplatissement aux pôles | 9Modèle:X10 | ||||
Surface | 6,09Modèle:X10 km2 | ||||
Volume | 1,41Modèle:X10 km3 | ||||
Masse (M☉) | 1,9891Modèle:X10 kg | ||||
Masse volumique | moyenne | Modèle:Formatnum:1408 kg∙m-3 | |||
au centre | Modèle:Formatnum:150 000 kg∙m-3 | ||||
Gravité à la surface | Modèle:Formatnum:273.95 m∙s-2 | ||||
Vitesse de libération | 617,54 km/s | ||||
Température | au centre | 15,1 MK | |||
à la surface | 5800 K | ||||
couronne<ref>Valeur maximale.</ref> | 5 MK | ||||
Luminosité (L☉) | 3,826Modèle:X10 W | ||||
Type spectral | G2 - V | ||||
Rotation | |||||
Inclinaison de l'axe | /écliptique | 7,25º | |||
/plan Galaxie | 67,23º | ||||
Vitesse, latitude 0° | Modèle:Formatnum:7,008.17 km∙h-1 | ||||
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 ou Ήλιος en grec) est l'étoile du système solaire, notre système planétaire. 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 Modèle:Formatnum:99,86 % de la masse du système solaire ainsi constitué (Jupiter représente presque tout le reste). 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 à 99,98% d'origine solaire. Les 0.02% restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-même.
Le Soleil fait partie d'une galaxie constituée de matière interstellaire et d'environ deux cents milliards d'étoiles : la Voie lactée. Il se situe à Modèle:Formatnum:15 parsecs du plan équatorial du disque, et est distant de Modèle:Formatnum:8600 parsecs (environ Modèle:Formatnum:25000 années-lumière) du centre galactique.
Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, Modèle:Formatnum:149597870 km, est la définition originale de l'unité astronomique (ua).
Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point en son centre : <math>\odot</math>.
Sommaire |
Présentation générale
www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html space.com.</ref>.//www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html space.com.</ref>.
articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf Review of galactic constants]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221 : 1023-1038.</ref>.//articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf Review of galactic constants]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221 : 1023-1038.</ref>.
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 attirant les étoiles qui auraient un plan de révolution différent.
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 un millième de la masse solaire).
Histoire naturelle du Soleil
arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0204/0204331.pdf "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS"]. Astronomy and Astrophysics 390 : 1115-1118.</ref>. On admet généralement qu'il s'est formé sous l'effet des ondes de choc produites par une supernova.//arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0204/0204331.pdf "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS"]. Astronomy and Astrophysics 390 : 1115-1118.</ref>. On admet généralement qu'il s'est formé sous l'effet des ondes de choc produites par une supernova.
Dans son état actuel, le cœur 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 Modèle:Formatnum: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, dilatées par le flux thermique et ainsi 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.
www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy]. The Once & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Retrieved on 2005-12-07.</ref>,<ref>Source : (en) Sackmann, I.-Juliana, Arnold I. Boothroyd ; Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418 : 457.</ref>.//www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy]. The Once & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Retrieved on 2005-12-07.</ref>,<ref>Source : (en) Sackmann, I.-Juliana, Arnold I. Boothroyd ; Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418 : 457.</ref>.
Histoire de l'exploration solaire
Développement de l'approche scientifique moderne
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 charriot 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.
www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml Galileo Galilei (1564 - 1642)]. BBC. Retrieved on 2006-03-22.</ref>. Près de cent ans plus tard, Newton décomposa la lumière solaire au moyen d'un prisme, révélant le spectre visible<ref>Source : (en) Sir Isaac Newton (1643 - 1727). BBC. Retrieved on 2006-03-22.</ref>, tandis qu'en 1800 William Herschel découvrit les rayons infrarouges<ref>Source : (en) Herschel Discovers Infrared Light. Cool Cosmos. Retrieved on 2006-03-22.</ref>. 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.//www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml Galileo Galilei (1564 - 1642)]. BBC. Retrieved on 2006-03-22.</ref>. Près de cent ans plus tard, Newton décomposa la lumière solaire au moyen d'un prisme, révélant le spectre visible<ref>Source : (en) Sir Isaac Newton (1643 - 1727). BBC. Retrieved on 2006-03-22.</ref>, tandis qu'en 1800 William Herschel découvrit les rayons infrarouges<ref>Source : (en) Herschel Discovers Infrared Light. Cool Cosmos. Retrieved on 2006-03-22.</ref>. 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.
zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun's Heat"]. Macmillan's Magazine 5 : 288-293.</ref>. 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<ref>Source : (en) Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York : Macmillan and Co.</ref>.//zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun's Heat"]. Macmillan's Magazine 5 : 288-293.</ref>. 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<ref>Source : (en) Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York : Macmillan and Co.</ref>.
www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ The Nature of Scientific Inquiry].</ref>. 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<ref>Source : (en) Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington (2005-06-15).</ref>. 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<ref>Source : (en)Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review 54 : 862-862.</ref>,<ref>Source : (en) Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55 : 434-456.</ref>. Pour finir en 1957, un article intitulé Synthèse des Éléments dans les Étoiles<ref>Source : (en) E. Margaret Burbidge ; G. R. Burbidge ; William A. Fowler ; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics 29 (4): 547-650.</ref> 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.//www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ The Nature of Scientific Inquiry].</ref>. 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<ref>Source : (en) Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington (2005-06-15).</ref>. 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<ref>Source : (en)Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review 54 : 862-862.</ref>,<ref>Source : (en) Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55 : 434-456.</ref>. Pour finir en 1957, un article intitulé Synthèse des Éléments dans les Étoiles<ref>Source : (en) E. Margaret Burbidge ; G. R. Burbidge ; William A. Fowler ; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics 29 (4): 547-650.</ref> 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
www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm Encyclopedia Astronautica]. Retrieved on 2006-03-22.</ref>.//www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm Encyclopedia Astronautica]. Retrieved on 2006-03-22.</ref>.
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.
web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html Solar Maximum Mission Overview]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.//web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html Solar Maximum Mission Overview]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.
www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere].Consulté le 22 mars 2006.</ref>.//www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere].Consulté le 22 mars 2006.</ref>.
ares.nrl.navy.mil/sungrazer/ SoHO Comets]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.//ares.nrl.navy.mil/sungrazer/ SoHO Comets]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.
ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html Ulysses — Science — Primary Mission Results. NASA]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.//ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html Ulysses — Science — Primary Mission Results. NASA]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.
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.
La mission STEREO (Solar TErrestrial RElation Observatories) lancée le 25 octobre 2005 par la NASA a permis pour la première fois l'observation tridimensionnelle de notre étoile 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 (Ejections de Masse Coronale) jusqu'à l'environnement électromagnétique terrestre.
Structure et fonctionnement du Soleil
aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface"][pdf]. Astronomy and Astrophysics 355 : 365-374.</ref>, ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres.//aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface"][pdf]. Astronomy and Astrophysics 355 : 365-374.</ref>, 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'œil 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
On considère que le cœur du Soleil s'étend du centre à environ 0,2 rayon solaire. Sa masse volumique est supérieure à Modèle:Formatnum:150000 kg∙m-3 (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 Modèle:Formatnum:6000 kelvins). C'est dans le cœur 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 (voir aussi : Réaction nucléaire#Le Soleil).
Environ 8,9Modèle:X10 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 (383Modèle:X10 joules) par seconde, soit l'équivalent de l'explosion de 9,15Modèle:X10 tonnes de TNT. Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein du cœur est un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation 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.
Le cœur 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.
www.badastronomy.com/bitesize/solar_system/sun.html Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core]. Bad Astronomy. Consulté le 22 mars 2006.</ref> et 50 millions d'années<ref>Source : (en) Lewis, Richard (1983). The Illustrated Encyclopedia of the Universe. Harmony Books, New York, 65.</ref>.//www.badastronomy.com/bitesize/solar_system/sun.html Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun's Core]. Bad Astronomy. Consulté le 22 mars 2006.</ref> et 50 millions d'années<ref>Source : (en) Lewis, Richard (1983). The Illustrated Encyclopedia of the Universe. Harmony Books, New York, 65.</ref>. 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
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 cœur, le gradient thermique reste inférieur au gradient thermique adiabatique. La température y diminue à deux millions de kelvins.
La zone de convection
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 Modèle:Formatnum: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 Modèle:Formatnum: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
La photosphère est une partie externe de l’étoile qui produit entre autre la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dizaines de pourcent du rayon de l’étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres. Sa température moyenne est de Modèle:Formatnum:6000 K. Elle permet de définir la température effective qui pour le Soleil est de Modèle:Formatnum:5781 K. Sur l'image de la photosphère solaire on peut voir l'assombrissement centre-bord qui est une des caractéristiques de la photosphère. L'analyse du spectre de la photosphère solaire est très riche en information en particulier sur la composition chimique du Soleil qui est très proche de celle des météorites.
L'atmosphère solaire
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 photosphère 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 élucidée, 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
La zone de température minimum qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (Modèle:Formatnum: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 Modèle:Formatnum:2000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l'altitude, pour atteindre un maximum de Modèle:Formatnum:100000 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
La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d'une élévation rapide de température, qui peut approcher un 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 {{formatnum:1Modèle:X10}} m−3 et {{formatnum:1Modèle:X10}} m−3, 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 reconnexion magnétique.
L'héliosphère
www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394 The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.//www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394 The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.
L'activité solaire
Le 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 pour un tour) qu'aux pôles (trente-cinq jours pour un tour). 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 de l'activité solaire, la polarité du champ magnétique s'est inversée par rapport à la fin du précédent: le cycle magnétique solaire a donc une période double (environ 22 ans) de celle du cycle d'activité. Les manifestations les plus spectaculaires en période d'intense activité magnétique sont l'apparition de taches solaires et de protubérances.
Les taches solaires
www.themis.iac.es/ Page officielle du télescope THEMIS]</ref> et traitée par BASS 2000<ref>Page officielle de la base de données solaires BASS 2000</ref>.]]//www.themis.iac.es/ Page officielle du télescope THEMIS]</ref> et traitée par BASS 2000<ref>Page officielle de la base de données solaires BASS 2000</ref>.]]
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 Modèle:Formatnum:1500 à Modèle:Formatnum: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 Modèle:Formatnum: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 Modèle:Formatnum:2000 kelvins) et la zone de pénombre périphérique (environ Modèle:Formatnum: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'œil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée.
www.sec.noaa.gov/SolarCycle/ sec.noaa.gov] – Le cycle solaire actuel.</ref>.//www.sec.noaa.gov/SolarCycle/ sec.noaa.gov] – Le cycle solaire actuel.</ref>.
Les éruptions solaires
Effets terrestres 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 l'ionisation de l'ionosphère.