Soleil

Fiche d'identité

Diamètre équatorial : 1 392 000 km (109 diamètres terrestres) Masse : 1.99 × 1030 kg (330 432 × Terre) Densité moyenne : 0.256 × eau Vitesse de libération à l'équateur : 617.54 km·s-1 Température : 6000 K (5727 °C), pour les couches externes Inclinaison de l'équateur sur le plan orbital : 26.73° Période de rotation équatoriale : 25.6 jours Période de rotation latitude 60° : 30.9 jours Période de rotation aux pôles : 36 jours Inclinaison sur l'écliptique : 7.5° Période de révolution galactique : 260.000.000 années Excentricité de l'orbite : 0.87 ½ grand-axe de l'orbite : 25000 AL du centre de la Voie lactée Vitesse moyenne sur orbite : 220 km·s-1 Nombre de planètes : 8 + planètes naines

Missions spatiales vers le Soleil

 
Caractéristiques de la vidéo
 
Les longueurs d'onde dans l'ordre :
1700 nm,
Oeil humain entre 400 et 700 nm ------------        
335 nm,
304 nm,
193 nm,
171 nm,
131 nm
et 94 nm.
Source : Solar Dynamics Observatory

Carte d'identité

Le Soleil est une étoile de type spectral G2 (couleur jaunâtre, correspondant à une température de surface légèrement inférieure à 6000 K). Sa classe de luminosité est V (autrement dit, c'est une étoile de la séquence principale). Sa composition chimique, la place par ailleurs parmi les étoiles de population I, typique des étoiles (jeunes) du disque de la Voie lactée.

Composition

Le Soleil est composé (en masse) de 75 % d'hydrogène, de presque 25% d'hélium et de quelque chose comme 0,1 % d'éléments plus lourds que l'hélium (ou métaux). En nombre d'atomes, cela correspond à 92,1 % d'hydrogène et 7,8 % d'hélium. Les proportions sont différentes selon la région considérée : en surface on mesure (en masse) 70 % d'hydrogène, 28 % d'hélium et 2% de métaux. La majorité des éléments chimiques qui sont connus sur Terre y ont ainsi été décelés, même si c'est dans des proportions très différentes. Mais dans les régions centrales, les calculs montrent sont de 35% seulement d'hydrogène et de 63 % d'hélium. Une différence qui provient de ce que depuis sa formation, il y a 4,57 milliards d'années, le Soleil a consommé à peu près la moitié des réserves d'hydrogène présentes dans son noyau; ce qui le place donc à peu près à la moitié de sa vie.

Intérieur

La masse et la phase d'évolution dans laquelle se trouve une étoile suffisent à décider de sa structure interne. Pour le Soleil et pour les autres étoiles de la séquence principale de masse analogue ont aura donc la même stratification des régions internes. Au centre se trouve le coeur ou noyau, qui est le siège des réactions de fusion thermonucléaires, autour se rencontre l'enveloppe, divisée en zone radiative interne et en zone convective.

Le coeur

Le coeur ou noyau du Soleil a un diamètre qui est presque le tiers du diamètre total. La température qui y règne va de 7 à plus de 15,6 millions de kelvins. Quant à la densité centrale (maximale) elle est de 160 kg/l. A la périphérie du coeur, elle tombe à 10 kg/l seulement. Ces conditions définissent la possibilité des réactions de fusion des noyaux d'hydrogènes présents. Chaque seconde 600 millions de tonnes d'hydrogène sont ainsi converties en hélium (la masse convertie en énergie et évacuée sous forme de photons gamma, étant, comme on l'a dit plus haut, de 4 millions de tonnes).

La zone radiative interne

La zone radiative interne est la région la plus profonde de l'enveloppe. Elle se situe entre 0,3 et 0,7 rayons solaires. Elle est suffisamment transparente pour que l'énergie produite dans le coeur puisse la traverser et s'évacuer vers les couches supérieures sans mettre en branle des mouvements de convection. Le transfert radiatif n'en demeure pas moins un processus complexe fait de milliards absorptions et de réémissions successives des photons par la matière traversée. Les photons qui appartenaient au domaine gamma au départ sont ainsi chaque fois un peu moins énergétiques, et leur traversée complète de cette région peut prendre plusieurs centaines de milliers d'années. La température de la zone radiative interne chute de 7 à 1 millions de kelvins, à mesure que l'on s'éloigne du centre.

La zone convective

A partir de 0,7 rayons solaires, commence la zone convective. La température un varie progressivement de 1 million de kelvins dans les régions les plus profondes à 15 000 K seulement dans sa partie supérieure. L'énergie y est principalement transportée par convection, c'est-à-dire par le moyen de mouvements cycliques verticaux de la matière de l'enveloppe. Ces mouvements se laissent deviner à la surface du Soleil sous la forme d'un "bouillonnement" permanent, appelé la granulation.

Atmosphère

Chaque couche de l'atmosphère solaire possède non seulement des caractéristiques globales (gradients de température et de pression, notamment) qui lui lui sont propres, mais aussi des structures observables localement, telles que des taches, des protubérances, etc. Certaines de ces structures sont aussi clairement attachées à une couche donnée, tels les granules de la photosphère et les supergranules de la chromosphère, et elles représentent des éléments stables (ou plutôt stationnaires), caractéristiques de ce que les astronomes appellent le Soleil calme.

Activités solaires

Les étoiles de la séquence principale de masse moyenne, comme notre Soleil, semblent stable si les compare à la plupart des autres étoiles. Elles maintiennent sur des durées très longues un éclat et des caractéristiques pratiquement constants. Elles sont pourtant sujettes aussi à des variations dont l'étude du Soleil ici encore peut donner la meilleure idée.
Le signe le plus plus visible de l'activité du Soleil est le nombre de taches que l'on peut dénombrer à sa surface. Celui-ci est très variable au cours du temps. Comme l'a découvert Heinrich Schwabe, en 1843 (après une série d'observations démarrées en 1826), le nombre suit un cycle de 11 ans environ.

La région d'apparition des tâches varie elle aussi au cours du cycle. Après une période où les tâches sont peu nombreuses ou même complètement absentes, de nouvelles tâches apparaissent par groupes à des latitudes moyennes (disons vers 35°), à peu près symétriquement dans chaque hémisphère. Pendant quatre à cinq ans, le nombre s'accroît nettement, et leur région région d'apparition privilégiée se rapproche de l'équateur (vers 10°), où elles seront de plus en plus fréquentes, jusqu'àu terme du cycle où le nombre des tâches chute assez brutalement. Ce comportement se retrouve exprimé par la forme en "ailes de papillon" du diagramme ci-dessus, où sont répertoriées les tâches apparues sur le Soleil au cours des six derniers cycles de tâches.

Spectre du Soleil

Voici le spectre du Soleil, réalisé par Jacques, lors d'une journée nuageuse ...
et sa traduction sur un graphe

Crédits photographiques : NASA/ SDO