Le Soleil est une étoile, c'est-à-dire un astre qui produit sa propre énergie. Formé de gaz, essentiellement d'hydrogène, il est une merveille d'équilibre entre deux forces : la gravitation, qui pousse ses couches extérieures vers son cœur, et le rayonnement, qui cherche à faire jaillir la matière vers l'extérieur. Cet équilibre peut être stable sur une très longue durée : dans le cas du Soleil, dix milliards d'années environ.

Cette étoile est particulièrement importante car elle fournit l'essentiel de l'énergie reçue par les planètes du système solaire. Néanmoins, elle reste relativement banale comparée à l'ensemble des autres étoiles. Il s'agit d'une étoile de classe G (voir le diagramme de Hertzsprung-Russel), située sur la séquence principale, donc dans la phase principale de sa vie. Malgré son rayon de 7x10⁵ km et sa masse de 2x10²⁷ tonnes, le Soleil est d'une taille modeste (Bételgeuse dans la constellation d'Orion a un rayon qui lui est 1100 fois supérieur).

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Diagramme de Hertzsprung-Russell donnant la relation entre température superficielle et luminosité d'une étoile. Notez que les axes de luminosité et température sont en échelle logarithmique.

Crédit : T. Lombry

Situé à une distance moyenne de 150 millions de km de la Terre, le Soleil permet d'étudier en détail la physique se déroulant depuis son cœur jusque dans les régions les plus périphériques de son atmosphère. C'est la seule étoile que nous puissions étudier avec une telle précision temporelle et spatiale. Les théories peuvent ensuite être testées sur d'autres étoiles, de type solaire ou non, pour essayer d'avoir une vision globale de la physique qui régit l'évolution des étoiles.

Le Soleil et le système solaire sont nés d'un même nuage de gaz, provenant lui-même d'étoiles ayant explosées dans un lointain passé. Sous l'action des forces de gravitation, ce nuage grossit peu à peu. Il attire ainsi les atomes de gaz passant près de lui. Sa masse est suffisamment importante pour attirer aussi les grains de poussière composés de carbone, d'azote, d'oxygène ainsi que, en moins grande quantité, magnésium, silicium, soufre et fer. Tous les éléments nécessaires à la formation du système solaire sont présents dans le nuage.

Probablement sous l'impulsion d'une faible perturbation provenant d'une lointaine étoile, ce nuage de gaz commence à s'effondrer sous son propre poids. Petit à petit, il s'aplatit et se met à tourner sur lui-même : tel un patineur qui replie les bras, il tourne de plus en plus vite (voir exercice suivant pour comprendre le processus). Au centre de ce nuage, la pression et la température augmentent considérablement. Il y a 4,6 milliards d'années, les réactions thermonucléaires se sont initiées dans le cœur de cette boule de gaz.

Toujours sous l'effet des forces de gravitation, la matière s'organise autour de l'étoile. Les particules de poussière les plus lourdes s'agglomèrent. Elles forment des cailloux de plus en plus gros. C'est la toute première phase de la formation des planètes à surface solide. Dans sa rotation, le nuage rejette vers sa périphérie les particules de gaz plus légères. Des poches de gaz de plus en plus grandes se forment. Véritables aspirateurs de matière, elles donneront naissance aux planètes gazeuses que nous connaissons aujourd'hui. Et oui ! Toutes les planètes ne sont pas solides !!

Pendant plusieurs millions d'années, les corps de matière solide et de gaz vont subir de constantes transformations dans de violentes collisions. Puis, petit à petit, tous les débris sont absorbés. La situation se stabilise. Grâce à la datation de roches, il a été établi que la Terre avait mis 100 millions d'années à se former.

Le système solaire est né : en son centre une étoile, notre Soleil. Dans sa proche périphérie, des planètes à surface solide appelées planètes telluriques car ressemblant à la Terre. Plus loin, des planètes de gaz, dites Joviennes car semblables à Jupiter. Entre les deux, une ceinture des cailloux de quelques dizaines de kilomètres, la ceinture d'astéroïdes et, plus loin, aux confins de notre système solaire, un autre réservoir de roches, témoins de notre système solaire primitif. Sous l'effet de perturbations interstellaires, certains de ces cailloux sont renvoyés vers l'intérieur du système solaire formant ainsi des comètes.

L'existence d'une quantité appelée "moment angulaire" non nul entraîne la rotation d'un objet (voir exercice). C'est ce qui s'est passé pour le nuage proto-solaire. Ce nuage n'était pas sphérique et les différentes particules le constituant, dans leur mouvement aléatoire, ont induit une composante non nulle du moment cinétique. Ce faisant une autre force est intervenue : la force centrifuge qui tend à renvoyer les particules vers l'extérieur (c'est cette pseudo force que vous sentez en voiture en prenant un virage). La résultante des forces de gravitation et centrifuge est une force dirigée vers un plan perpendiculaire à l'axe de rotation (voir figure).

La conservation du moment cinétique indique que la « quantité de rotation » d'un objet isolé se conserve (est constante) : pas de création, pas de destruction. En grandeur non vectorielle, le moment cinétique s'écrit :

Où désigne l'angle entre r et v. Si t = 0 (r et v alignés), L = 0 ; si = 90, L est maximum. Autrement dit, pour faire tourner une porte, il vaut mieux appliquer une force dirigée perpendiculairement à son axe de rotation que parallèlement !…

Dans le cas où il n'y a pas d'axe de rotation privilégié, la contraction du gaz sous l'effet de la gravitation conduit à une sphère. Dans le cas où un axe de rotation existe, la résultante des forces centrifuge et de gravitation conduit à l'aplatissement du nuage.

Crédit : ENS-Lyon - F. Kalfoun

Le Soleil est un plasma c'est-à-dire un gaz fortement ionisé. Il est constitué d'électrons, de protons et d'atomes et molécules plus ou moins ionisés (ayant perdu au moins un électron, ce qui rend l'atome ou la molécule électriquement non neutre).

Quelques ordres de grandeur de dimensions solaires :

• Age : 4,5 x 10⁹ ans
• Durée de vie estimée : 10¹⁰ ans
• Distance à la Terre : 150 x 10⁶ km
• Diamètre : 1,4 x 10⁶ km (Terre = 12 600 km)
• Masse : 2 x 10³⁰ kg (Terre = 6 x 10²⁴ kg)
• Masse volumique : 1,41 g.cm^-3 (eau = 1 g.cm^-3 ; Terre = 5,5 g.cm^-3 )
• Puissance rayonnée : 4 x 10²⁶ W
• Energie reçue par la Terre : 1353 J.m^-2.s^-1
• Température au centre : 15 x 10⁶ K
• Température de surface : 5 800 K
• Champ magnétique global 1 à 2 Gauss

Le tableau donne les abondances relatives d'éléments constituant le Soleil. On peut constater la présence d'atomes lourds (tel que le fer, le phosphore etc). Ces éléments n'ont pas été produits par le Soleil. Ils proviennent des résidus d'étoiles ayant servis au nuage proto-solaire.

Abondance approximative (relativement à l'hydrogène) des principaux éléments chimiques dans l'atmosphère du Soleil.

Bien que la notion de surface n'ait pas grand sens dans le cas d'une sphère de gaz, on distingue toutefois deux grandes zones : l'intérieur et l'atmosphère du Soleil. Schématiquement, l'intérieur du Soleil est toute la région inaccessible par des moyens optiques (quels qu'ils soient).

L’intérieur solaire est composé de trois régions :

• le coeur
• la zone radiative
• la zone de convection

L’atmosphère est elle aussi composée de trois zones :

• la photosphère
• la chromosphère
• la couronne

Il faut cependant noter que si l'intérieur du Soleil a une limite supérieure (la "surface"), l'atmosphère solaire n'en a pas ! La couronne solaire, à environ 3 rayons solaires, est accélérée pour donner lieu à un vent solaire, s'étendant dans tout le milieu interplanétaire. La plupart des étoiles possèdent un tel vent, alors appelé vent stellaire.

Le noyau est la région la plus centrale du Soleil. C'est de là que provient toute l'énergie solaire, traversant toutes les couches jusqu'à la surface, puis l'espace interplanétaire.

La température est de l'ordre de 15 millions de Kelvin, alors que la concentration y est de 5 x 10³¹ particules.m^-3 (à comparer à l'atmosphère terrestre qui en contient 10²⁵ m^-3). La densité est de 150 x 10³ kg.m^-3. La pression y est de 2,2 x 10¹¹ atm. Ce sont les fortes température et pression qui permettent aux réactions thermonucléaires de s'initier.

Le noyau est supposé occuper environ 200 000 km, soit 0,3 rayon solaire, et représenter environ 60% de la masse totale du Soleil. Le noyau est une zone particulièrement importante puisqu'il est le siège des réactions thermonucléaires donnant lieu à l'énergie dégagée par le Soleil sous forme de rayonnement. On estime cependant que la production thermonucléaire ne s'effectue que dans une région faisant 0,1 rayon solaire.

La rotation du noyau est rigide, c'est-à-dire qu'il tourne comme un solide sur lui-même.

Schéma résumant les différentes couches de l'intérieur du Soleil : le coeur, la zone de radiation et la zone de convection.

Crédit : IMCCE - Observatoire de Paris

La zone radiative entoure le noyau de 0,3 à 0,8 rayon solaire. La densité décroît de 1,4 x 10³¹ m^-3 à 1,7 x 10²⁸ m^-3 à mesure que l'on s'approche de la surface. De même, la pression décroît de 3 x 10¹⁰ à 6 x 10⁶ atm, et la température de 8 x 10⁶ à 1,3 x 10⁶ K.

Comme son nom l'indique, l'énergie émise par le coeur est transférée vers la surface sous forme de radiations électromagnétiques, c'est-à-dire sous forme de photons. Ces photons rentrent en collision avec les particules (atomes ionisés) du milieu. Ces collisions successives ont deux effets :

• 1. ralentir la sortie des photons (au lieu de 2,5 secondes, les photons mettent plus d'un million d'années pour atteindre la surface du Soleil)
• 2. changer l'énergie des photons (ils perdent peu à peu de l'énergie)

On pense que cette zone contient entre un tiers et la moitié de la masse du Soleil. La rotation y est rigide.

La zone de convection est la dernière couche de l’intérieur du Soleil. La température décroît suffisamment (de 2x10⁶ à 6x10³ Kelvin) pour que des atomes se forment. La densité aussi décroît considérablement. L'énergie n’est plus transportée par rayonnement mais par convection vers la surface : le rayonnement chauffe la matière qui monte, se refroidit à proximité de la surface et se renfonce alors. La signature de cette convection est visible au niveau de la photosphère sous la forme de granulation.

La rotation de la zone convective est différentielle en latitude : elle tourne plus rapidement à l'équateur qu'aux pôles. Or la zone radiative a une rotation plutôt solide. Cette différence est très importante car on pense que la zone de frottement entre rotation rigide et différentielle - appelée tachocline - est à l'origine du champ magnétique solaire qui se forme ainsi par effet dynamo (voir chapitre suivant).

La photosphère est la première couche de l'atmosphère solaire. C'est partie "visible à l'œil nu" du Soleil (attention : ne regardez jamais le Soleil sans des moyens de protection adéquats pour les yeux). C'est une zone d'environ 500 km d'épaisseur où la température décroît avec l'altitude de 5800 K à 4200 K. 99% de la lumière émise par le Soleil provient de la photosphère.

Les structures les plus typiques de la photosphère sont les granules. Il s'agit du sommet des cellules convectives engendrées dans la zone de convection. C'est aussi ici que le champ magnétique généré au niveau de la zone de convection émerge. Bien que ce champ ne soit pas visible, un certain nombre de signatures le caractérisant émaillent la photosphère :

• Les tubes de flux magnétiques : leur taille est d'une centaine de kilomètres et leur durée de vie de quelques minutes. Ils apparaissent isolés entre les granules ou regroupés pour former de très grandes zones (brillantes dans certaines longueurs d'onde) appelées facules
• Les taches solaires : elles peuvent atteindre des dimensions de plusieurs centaines de milliers de kilomètres et ont une durée de vie de quelques heures à plusieurs semaines. Elles apparaissent sombres sur le disque solaire. Elles peuvent être isolées ou en groupe.

Observation d'une tache solaire (en sombre) entourée de la granulation photosphérique. Les points brillants entre les granules sont des tubes de flux magnétiques. Un zoom sur une de ces régions de tube de flux est présenté en bas à droite. La flèche indique la direction du Nord solaire. Les distances sont indiquées en secondes d'arc. Observée depuis la Terre, une seconde d'arc sur le Soleil équivaut à environ 700 km. D'autres images sont disponibles sur le site : http://www.staff.science.uu.nl/~rutte101/dot/albums/images/album.html

Crédit : R. Rutten , P. Sütterlin, Dutch Open Telescope

La chromosphère s'étend de 500 à 2000 km d'altitude. Visible comme un fin liseré rougeâtre autour du Soleil lors des éclipses totales de Soleil, la chromosphère peut être observée au-dessus du disque solaire grâce à des filtres spéciaux qui coupent l'intense lumière de la photosphère. Le filtre typique est centré sur la raie dite « Hα » de l'hydrogène (à 636,5 nm), mais on peut aussi choisir des filtres centrés autour des longueurs d'onde des raies du calcium.

La particularité essentielle de cette couche de l'atmosphère du Soleil est que la température croît avec l'altitude, passant de 4200 K à près de 10 000 K. Cette croissance de la température avec la distance au Soleil reste l'un des grands mystères de la physique solaire actuelle.

Tout comme dans la photosphère, le champ magnétique joue un rôle particulièrement important pour structurer et conditionner l'évolution à court terme de la chromosphère. Les structures caractéristiques sont :

• Les plages : grandes régions brillantes de la chromosphère, contreparties des facules photosphériques. Le champ magnétique local y est assez important.
• Les fibrilles : structures horizontales qui semblent délimiter les structures magnétiques de la chromosphère.
• Les filaments / les protubérances : ces deux noms recouvrent en fait la même structure. Les deux noms viennent de raisons historiques : nommées protubérances quand elles sont visibles au limbe (brillantes sur fond sombre), elles sont appelées filaments lorsqu'elles sont visibles sur le disque solaire (elles apparaissent alors sombres traduisant leur faible température par rapport au milieu environnant). Il s'agit de régions de champ magnétique où la matière est piégée.

La chromosphère solaire

Image du Soleil en Hα. Les filaments apparaissent comme des régions sombres étirées sur la surface solaire. Les régions brillantes sont appelées "facules" et correspondent à des régions magnétiques plus chaudes. Cette photo a été obtenue à l'Observatoire de Meudon

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

Protubérances solaires

Ce cliché surexposé dans la raie K du calcium ionisé fait apparaître sur le pourtour du Soleil des protubérances, qui ne sont que des filaments vus de profil.

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

La couronne est le nom que l'on donne à l'ensemble de l'atmosphère extérieure du Soleil... qui s'étend jusque dans le milieu interplanétaire. C'est un milieu très peu dense. La température y atteint quelques millions de Kelvin (on le sait grâce à l'observation de certains ions qui ne peuvent exister qu'à des températures très élevées).

Il s'agit de régions où les lignes de champ magnétique, au lieu de se refermer sur le Soleil, s'ouvrent vers l'espace (voir section suivante), favorisant ainsi l'émission rapide de particules dans le milieu interplanétaire. Les trous coronaux se situent principalement autour des pôles solaires et s'étendent vers les régions de plus basses latitudes. Ils sont parfois de très grande taille pouvant atteindre 50% de la surface solaire pour les plus grands. La densité et la température y étant plus faibles, ces régions paraissent sombres.

Couronne et trous coronaux

Image de la couronne solaire (en ultraviolet) avec un large trou coronal (zone sombre) s'ouvrant depuis l'un des pôles du Soleil

Crédit : EIT/SOHO - ESA - NASA

La couronne est souvent le siège de phénomènes violents comme les éruptions, qui se caractérisent par une brusque libération d'une quantité importante d'énergie, ou comme les éjections de masse coronale (en anglais Coronal Mass Ejection, CME), "bulles" de matière coronale qui s'envolent dans le milieu interplanétaire. L'étude de ces phénomènes revêt une importance particulière car ce sont des sources importantes d'émission et d'accélération de particules dans l'espace qui peuvent affecter de façon significative l'environnement des planètes (Terre incluse).

Du fait de sa très faible densité, la couronne solaire n'est observable en longueur d'onde visible qu'au cours d'une éclipse naturelle (le disque solaire est caché par la Lune) ou artificielle (le disque solaire est caché par un masque mis devant un télescope). La couronne solaire est visible lors d'une éclipse solaire car les photons émis par la photosphère sont diffusés par les particules de la couronne solaire.

Eclipse naturelle de Soleil

Différentes phases autour de la totalité d'une éclipse de Soleil. Première et dernière photos : la photosphère (jaune) est encore visible ; seconde, troisième, cinquième et sixième photos : le fin cercle rougeâtre de la chromosphère est visible ; photo centrale : le halo blanc est la partie la plus basse de la couronne solaire. Il faut attendre que la Lune couvre exactement tout le disque solaire pour la voir.

Crédit : Observatoire de Paris - BASS 2000

Eclipse artificielle de Soleil

Observation de la couronne solaire en masquant les plus basses couches de l'atmophère solaire. De telles observations depuis l'espace sont quotidiennes et permettent de suivre de façon continue l'évolution en temps quasi réel de notre étoile.

Crédit : LASCO/SOHO - ESA - NASA

Le Soleil émet en permanence près d'un million de tonne de matière par seconde dans le milieu interplanétaire. C'est ce que l'on appelle le vent solaire. Le vent solaire est un plasma c'est-à-dire un gaz constitué principalement d'électrons et de protons mais également d'ions (tels que He² et d'autres plus lourds).

En fait, il existe deux vents :

• un vent solaire lent, situé principalement autour du plan de l'équateur solaire en période de minimum d'activité solaire,
• un vent solaire rapide situé aux plus hautes latitudes (émanant des trous coronaux - voir Figure).

Vitesses du vent solaire mesurées par la sonde Ulysse, en fonction de la latitude dans le milieu interplanétaire, en période de minimum solaire. La séparation entre vent rapide (en bleu –hémisphère Sud - et rouge –hémisphère Nord) et lent a lieu à ± 15°. La densité (en vert) est plus élevée dans les régions de vent lent. Les axes indiquent les valeurs de vitesse en km.s^-1. Les petites graduations aux environs de 700 km.s^-1 donnent l'échelle des densités (en cm^-3)

Crédit : ULYSSES / ESA

La vitesse du vent solaire lent est d'environ 350 km.s^-1. Il varie peu en fonction du cycle solaire et ne dépend pas de l'activité solaire. Le vent solaire rapide quant à lui varie entre 500 et 800 km.s^-1. Il dépend fortement du cycle et de l'activité solaire. Ce sont ses sursauts qui peuvent avoir des conséquences sur la Terre.

Si l'origine du vent solaire est à peu près comprise (voir page En savoir plus), l'existence d'une composante rapide est pour l'instant encore la source de nombreux débats.

Le vent solaire se propage radialement dans une zone très étendue appelée l'héliosphère. A un peu moins de 100 UA (soit dans la partie externe de la Ceinture de Kuiper, ceinture d'objets glacés orbitant au delà de Neptune), la sonde Voyager 1 a atteint en 2004 la première de ces limites extrêmes de notre système solaire : le choc terminal (suivi par Voyager 2 en 2007). Dans toute l'héliosphère, le vent solaire est supersonique. Perdant peu à peu de la vitesse à mesure qu'il rencontre les particules du milieu intersidéral, le vent solaire devient sub-sonique (plus petit que la vitesse locale du son) au niveau du choc terminal.

Juste après le choc terminal on trouve l'héliogaine (zone très turbulente). Au-delà, la configuration est purement théorique (et se base sur les observations de l'interaction du vent solaire avec les planètes et des modèles).

L'héliopause est la région où le vent solaire est arrêté par le vent stellaire. Dans l'hypothèse où le vent stellaire se déplacerait à une vitesse supersonique, un choc doit être présent devant l'héliopause. Ce phénomène est d'ailleurs observé autour d'autres étoiles.

Vue d'artiste des confins de notre système solaire, avec la position des deux sondes Voyager.

Crédit : Adapté d'un dessin original de NASA/JPL