Sans elle, nous ne serions pas là. Notre bonne étoile, le Soleil, contribue à l’habitabilité de la Terre en rendant possible la présence d’eau liquide, la photosynthèse des végétaux et une température moyenne à 15 °C. L’astre fascine par l’énergie qu’il dégage et offre de magnifiques spectacles lors des éruptions solaires. Depuis les missions Pioneer dans les années 1960, l’Homme étudie en détails son fonctionnement. Mise en lumière de ce que l’on sait du Soleil aujourd’hui. 

Éruptions solaires vues en UV lointain en décembre 2014 : on voit le Soleil en totalité, en couleurs orange et violet, avec plusieurs éruptions solaires de part et d'autre de la sphère en couleur jaune vif.

Éruptions solaires vues en UV lointain en décembre 2014. Crédit : Nasa/SDO/Duberstein

Le Soleil dans la galaxie

Le Soleil est l’étoile autour de laquelle tournent la Terre et les autres planètes du Système solaire à une vitesse de 30 km/s. L’astre est moyennement massif (environ 2 x 1030 kg) et possède un diamètre 110 fois plus élevé que celui de la Planète bleue. On peut dire qu’il est à la moitié de sa vie puisqu’il a brûlé en 4,6 milliards d’années à peu près la moitié de son carburant. Le Soleil représente 99,8 % de la masse totale du Système solaire – Jupiter les deux tiers du reste. Il se situe à environ 150 millions de kilomètres de la Terre (1 unité astronomique) et sa lumière met 8 minutes et 19 secondes à nous parvenir.

Notre étoile se trouve dans le bras d’Orion, à environ 26 000 années-lumière du centre galactique. À 217 km/s, plus de 225 millions d’années lui sont donc nécessaires pour faire un tour complet autour du centre de la Voie Lactée. Ce tour est appelé année galactique.

Notre galaxie la Voie lactée : spirale vue de dessus avec le nom de chaque bras indiqué en anglais et la position du Soleil dans le bras d'Orion.

Le Soleil (Sun) dans notre galaxie la Voie Lactée. Crédit : Nasa

La structure interne du Soleil

Le Soleil est une étoile de type naine jaune composée à 74 % d’hydrogène (~ 92 % du volume), 25 % d’hélium (~ 8 % du volume) et 1 % d’éléments plus lourds. À noter qu’il est plus brillant que 85 % des étoiles de la galaxie, qui sont en majorité des naines rouges. Par ailleurs, n’étant pas un objet solide mais une boule géante de gaz en combustion, le Soleil tourne plus rapidement à l’équateur (25 jours) qu’aux pôles (35 jours). Son cœur lui, se meut presque 4 fois plus vite que ses couches externes.

Structure interne du Soleil avec ses trois couches principales : le cœur, la zone radiative et la zone convective. On voit une coupe du Soleil avec le cœur en blanc, la zone radiative en jaune, convective en orange et extérieure en rouge.

L’intérieur du Soleil se décompose en trois principales couches : le cœur (“core”), la zone radiative et la zone convective. Crédit : Nasa.

C’est dans le cœur du Soleil, à 15 millions de degrés, que s’effectue la fusion nucléaire qui transforme les atomes d’hydrogène (carburant) en hélium. Toute la chaleur de l’étoile est produite ici : cette énergie est ensuite expulsée sous forme de photons de haute énergie (rayons gamma et X) jusqu’à la surface de l’astre. Autour du noyau, on trouve une zone radiative entre 15 millions et 1,5 million de degrés. Dense et chaude, elle permet aux photons de la traverser directement, par simple rayonnement thermique.

Coupe du Soleil en 3D où l'on part du noyau (blanc), avec le détail des zones radiative (jaune) et convective (orange rouge). Cette dernière zone est agrémentée de flèches montrant les cellules de convection.

Structure interne du Soleil. Crédit : Berkeley/SSL

Les photons atteignent ensuite une zone convective, entre 1,5 million et 5 500 degrés. Moins chaude et moins dense, cette couche ne permet plus de transporter les photons par rayonnement. Ils sont donc soumis à un phénomène de convection et emportés par des courants ascendants et descendants de gaz chauds via d’énormes bulles. Appelées cellules de convection, ces bulles sont à l’origine de granulations d’environ 1000 km de diamètre et d’une durée de vie moyenne de huit minutes.

Zoom sur une tache solaire en couleurs jaune-marron. Le centre (où la température est plus faible) est plus foncé que le contour.

Zoom sur les sphères de granulation (petites formes claires) tout autour d’une tache solaire (plus sombre). Crédit : Vaacum Tower Telescope/NSO/NOAO

Après la zone convective, les photons finissent par atteindre la surface visible du Soleil : la photosphère. Son épaisseur est de 400 km seulement (diamètre moyen du Soleil ~ 1,4 million de kilomètres) et sa température moyenne de 6000 degrés. C’est au niveau de cette surface que l’on observe les granulations et les taches solaires. Une tache solaire est une zone plus froide où le champ magnétique de notre étoile ralentit la convection, empêchant ainsi les gaz très chauds intérieurs de remonter à l’extérieur. La tache a une durée de vie de quelques jours et peut être plus grande que la Terre.

Zoom sur une partie du Soleil jaune clair où l'on voit trois principales tâches solaires (cœur noir et contour orange). Une petite Terre permet de se rendre compte de l'échelle : les tâches sont du même ordre de grandeur que notre planète.

Comparaison de la taille d’une tache solaire avec Terre. Crédit : Nasa/SDO/HMI

Finalement, l’énergie générée par la fusion nucléaire au centre de notre étoile met entre 10 000 ans (pour les particules les plus rapides) et 170 000 ans (particules les plus lentes) pour effectuer ce long périple et être évacuée sous forme de lumière !

Soleil : les couches externes

Soleil vu en coupe avec détail des couches externes : photosphère, chromosphère et couronne.

Surface et atmosphère du Soleil. Crédit : Esa

La surface du Soleil est surplombée par une atmosphère divisée en deux parties : la chromosphère puis la couronne. La chromosphère (entre 4000 et 10 000 degrés) expulse régulièrement des jets de matière ionisée appelée plasma. Le plasma est une “soupe” d’ions – atomes qui ont perdu ou gagné des électrons – très énergétiques. Les jets expulsés entre 50 à 100 km/s traversent la couronne sur des centaines de milliers de kilomètres. Ce sont les fameuses éruptions ou tempêtes solaires.

La quantité d’éruptions et de taches solaires varie au cours du temps avec des maxima et des minima. Cela permet de définir le cycle solaire. Sa durée est en moyenne de 11 ans et il correspond à l’intervalle entre deux maxima d’activité solaire.

Photographie en couleur rouge intense d'un éruption solaire. On voit une volute de 250 000 km de long environ sortir de la surface du Soleil.

Une éruption solaire en 2012 : le jet mesure environ 250 000 km de hauteur ! Crédit : Nasa/SDO

De son côté, la couronne est un plasma dont la température oscille autour du million de degrés. Vous l’aurez remarqué, la température augmente à mesure que l’on s’éloigne de la surface du Soleil. Contre-intuitif n’est-ce pas ? Cette observation interroge la communauté scientifique depuis toujours. Elle s’explique en partie par l’éjection des jets de plasma par la chromosphère. Mais la raison principale à cette variation n’a pas encore été élucidée. La théorie en vogue repose sur les ondes d’Alfvén, des ondes électromagnétiques émises par le Soleil.

Vent solaire et héliosphère

La couronne solaire s’étend sur plus de 10 millions de kilomètres au-dessus de la surface solaire. Elle finit par s’évanouir progressivement dans l’espace, pour laisser place à partir de 20 rayons solaires environ, à l’héliosphère. Cette bulle géante qui s’étend tout autour de notre étoile résulte du flux continu de plasma éjecté de la haute-atmosphère du Soleil : le vent solaire. L’héliosphère est allongée car souvenez-vous, le Soleil “avance” dans la Voie Lactée, il tourne autour du centre galactique.

Représentation schématique de l'héliosphère. on y voit ai centre le Soleil, entouré de sa bulle héliosphère, allongée car elle se déplace vers la gauche de l'image. Le tout sur fond noir.

Représentation schématique de l’héliosphère avec les positions des sondes Voyager 1 et 2 en 2005. Le Soleil se déplace dans le milieu interstellaire vers la gauche de l’image. Crédit : NASA/Walt Feimer

La limite à laquelle le “souffle” du vent solaire n’est plus capable de repousser le milieu interstellaire est appelée héliopause. Elle est souvent considérée comme l’ultime frontière du Système solaire. La distance de l’héliopause n’est pas connue avec précision et varie avec la vitesse du vent solaire à l’instant considéré et la densité locale du milieu interstellaire. On sait toutefois qu’elle se situe beaucoup plus loin que l’orbite de Pluton.

Les seules sondes à avoir quitté l’héliosphère sont Voyager 1 (en 2012) et Voyager 2 (fin 2018) lancées en 1977. Fin février 2019 à plus de 21 milliards de kilomètres de la Terre, Voyager 1 est le plus lointain objet jamais envoyé dans l’espace par l’Homme. 

Mais pour finir en beauté, revenons au cœur de notre Système solaire avec cette éruption solaire observée par le Solar Dynamics Observatory de la Nasa qui scrute notre étoile 24h/24 et 7j/7. En image, et en action…

Éruption solaire observée en octobre 2014 par le Solar Dynamics Observatory de la Nasa.

Éruption solaire observée en octobre 2014. Nasa/SDO