Soleil

Le Soleil est l’étoile au centre du Système solaire. C’est une immense sphère presque parfaite de plasma chaud, portée à incandescence par les réactions de fusion nucléaire en son cœur ; elle rayonne depuis sa surface de l’énergie principalement sous forme de lumière visible et de rayonnement infrarouge, et à hauteur de 10 % sous forme de rayonnement ultraviolet. Il est de loin la principale source d’énergie nécessaire à la vie sur Terre. Le Soleil a été vénéré dans de nombreuses cultures. Depuis l’Antiquité, il occupe une place centrale dans la recherche astronomique.


Le Soleil orbite autour du centre galactique à une distance de 24 000 à 28 000 années-lumière. Sa distance par rapport à la Terre définit l’unité astronomique, qui est d’environ 1.496×108 kilomètres, soit environ 8 minutes-lumière. Son diamètre est d’environ 1 391 400 km (864 600 mi), soit 109 fois celui de la Terre. La masse du Soleil est environ 330 000 fois celle de la Terre et représente près de 99,86 % de la masse totale du Système solaire. Environ les trois quarts de la masse du Soleil sont constitués d’hydrogène (~73 %) ; le reste est principalement de l’hélium (~25 %), avec de très petites quantités d’éléments plus lourds, notamment l’oxygène, le carbone, le néon et le fer.


Le Soleil est une étoile de la séquence principale de type G (G2V), informellement appelée naine jaune, bien que sa lumière soit en réalité blanche. Il s’est formé il y a environ 4,6 milliards[a] d’années, à la suite de l’effondrement gravitationnel de matière dans une région d’un grand nuage moléculaire. La majeure partie de cette matière s’est rassemblée au centre ; le reste s’est aplati en un disque en rotation, qui est devenu le Système solaire. La masse centrale est devenue si chaude et dense qu’elle a fini par déclencher la fusion nucléaire en son cœur. Chaque seconde, le cœur du Soleil transforme environ 600 milliards de kilogrammes (kg) d’hydrogène en hélium et convertit 4 milliards de kg de matière en énergie.


D’ici environ 4 à 7 milliards d’années, lorsque la fusion de l’hydrogène dans le cœur du Soleil diminuera au point qu’il ne sera plus en équilibre hydrostatique, son cœur connaîtra une forte hausse de densité et de température, ce qui provoquera l’expansion de ses couches externes et transformera finalement le Soleil en géante rouge. Après cette phase, les modèles prévoient que le Soleil perdra ses couches externes et deviendra une étoile dense en refroidissement (une naine blanche). Il ne produira alors plus d’énergie par fusion, mais continuera de briller et de dégager la chaleur issue de sa fusion antérieure pendant peut-être des milliers de milliards d’années. On pense qu’il deviendra ensuite une naine noire extrêmement dense, qui ne dégagera qu’une quantité négligeable d’énergie.


Étymologie

Le mot anglais « sun » dérive du vieil anglais « sunne ». Des mots apparentés apparaissent dans d'autres langues germaniques, notamment le frison occidental « sinne », le néerlandais « zon », le bas allemand « Sünn », l'allemand standard « Sonne », le bavarois « Sunna », le vieux norrois « sunna » et le gothique « sunnō ». Tous ces mots proviennent du proto-germanique *sunnōn.[17][18] Ce dernier est apparenté au mot désignant le soleil dans d'autres branches de la famille des langues indo-européennes, bien que dans la plupart des cas, on trouve un radical nominatif avec un « l », plutôt que le radical génitif en « n », comme par exemple en latin « sōl », en grec ancien « ἥλιος » (hēlios), en gallois « haul » et en tchèque « slunce », ainsi qu'en sanskrit (avec *l > r) « स्वर् » (svár) et en persan (خور) (xvar). En effet, la racine en l a également survécu en proto-germanique, sous la forme *sōwelan, qui a donné naissance au gothique sauil (aux côtés de sunnō) et au vieux norrois prosaïque sól (aux côtés du poétique sunna), et par son intermédiaire aux mots pour soleil dans les langues scandinaves modernes : le suédois et le danois sol, l'islandais sól, etc.[18]

Les principaux adjectifs désignant le Soleil en anglais sont « sunny » (soleil) et, dans un contexte technique, « solar » (prononcé /ˈsoʊlər/),[3] issu du latin « sol ».[19] Du grec « helios » provient l'adjectif plus rare « héliac » (prononcé /ˈhiːliæk/).[20] En anglais, les mots grecs et latins apparaissent en poésie comme personnifications du Soleil : « Helios » (prononcé /ˈhiːliəs/) et « Sol » (prononcé /ˈsɒl/),[2][1] tandis qu'en science-fiction, « Sol » peut servir à distinguer le Soleil des autres étoiles. Le terme « sol », avec un « s » minuscule, est utilisé par les astronomes planétaires pour désigner la durée d'un jour solaire sur une autre planète, comme Mars.[21]


Le symbole astronomique du Soleil est un cercle avec un point central, .[22] Il est utilisé pour des unités telles que M☉ (masse solaire), R☉ (rayon solaire) et L☉ (luminosité solaire).[23][24] L'étude scientifique du Soleil est appelée héliologie.[25]

Caractéristiques générales


Comparaison de la taille du Soleil, des huit planètes du Système solaire, d'autres corps célestes et de quelques étoiles plus massives. Le Soleil mesure 1,4 million de kilomètres (4,643 secondes-lumière) de diamètre, soit environ 109 fois le diamètre de la Terre ou quatre fois la distance Terre-Lune, et représente 99,86 % de la masse totale du Système solaire.


Le Soleil est une étoile de la séquence principale de type G, qui représente environ 99,86 % de la masse du Système solaire.[26] Sa magnitude absolue est de +4,83 ; on estime qu’il est plus brillant qu’environ 85 % des étoiles de la Voie lactée, dont la plupart sont des naines rouges.[27][28] Il est plus massif que 95 % des étoiles situées dans un rayon de 7 pc (23 années-lumière).[29] Le Soleil est une étoile de population I, c’est-à-dire riche en éléments lourds,[b][30] et sa formation, il y a environ 4,6 milliards d’années, pourrait avoir été déclenchée par les ondes de choc d’une ou plusieurs supernovæ voisines.[31][32] Cette hypothèse est étayée par l’abondance élevée d’éléments lourds dans le Système solaire, comme l’or et l’uranium, comparativement à leur abondance dans les étoiles dites de population II, pauvres en éléments lourds. Ces éléments lourds auraient très probablement été produits par des réactions nucléaires endothermiques lors d’une supernova, ou par transmutation à la suite de l’absorption de neutrons au sein d’une étoile massive de deuxième génération.[30]


Le Soleil est de loin l’objet le plus lumineux du ciel terrestre, avec une magnitude apparente de −26.74.[33][34] Il est environ 13 milliards de fois plus brillant que l’étoile suivante, Sirius, dont la magnitude apparente est de −1.46.[35]


Une unité astronomique (environ 150 millions de kilomètres ; 93 millions de miles) est définie comme la distance moyenne entre les centres du Soleil et de la Terre. La distance instantanée varie d’environ ±2,5 millions de kilomètres (1,6 million de miles) lorsque la Terre passe du périhélie, vers le 3 janvier, à l’aphélie, vers le 4 juillet.[36] À cette distance moyenne, la lumière met environ 8 minutes et 20 secondes à parcourir la distance entre l’horizon du Soleil et celui de la Terre,[37] tandis que la lumière entre les points les plus proches du Soleil et de la Terre met environ deux secondes de moins. L’énergie de cette lumière solaire permet à presque toutes les formes de vie[c] sur Terre de se maintenir grâce à la photosynthèse,[38] et détermine le climat et la météo terrestres.[39]



Le Soleil n’a pas de limite clairement définie, mais sa densité diminue de façon exponentielle à mesure que l’on s’élève au-dessus de la photosphère.[40] À des fins de mesure, le rayon du Soleil est défini comme la distance entre son centre et le bord de la photosphère, sa surface visible apparente.[41] L’aplatissement du Soleil correspond à la différence relative entre son rayon à l’équateur, Req, et son rayon au pôle, Rpol, appelée aplatissement,[42]Δ⊙=(Req−Rpol)/Rpol.


La valeur est difficile à mesurer. La distorsion atmosphérique signifie que la mesure doit être effectuée par satellite ; la valeur est très faible, ce qui signifie qu'une technique très précise est nécessaire.[43]

On a un temps proposé que l'aplatissement suffise à expliquer la précession du périhélie de Mercure, mais Einstein a suggéré que la relativité générale pouvait expliquer cette précession en considérant un Soleil sphérique.[43] Lorsque des mesures de haute précision de l'aplatissement sont devenues disponibles grâce à l'Observatoire de la dynamique solaire[44] et au satellite Picard[42], la valeur mesurée s'est avérée encore plus petite que prévu,[43] soit 8,2 × 10⁻⁶, ou 8 parties par million. Ces mesures ont permis de déterminer que le Soleil est l'objet naturel le plus proche d'une sphère parfaite jamais observé.[45] La valeur de l'aplatissement reste constante, indépendamment des variations de l'irradiation solaire.[42] L'effet de marée des planètes est faible et n'affecte pas significativement la forme du Soleil.[46]


Rotation

Article principal : Rotation solaire

Le Soleil tourne plus vite à son équateur qu'à ses pôles. Cette différence de rotation est due aux mouvements de convection liés au transport de chaleur et à la force de Coriolis induite par sa rotation. Dans un référentiel stellaire, sa période de rotation est d'environ 25,6 jours à l'équateur et de 33,5 jours aux pôles. Vu de la Terre en orbite autour du Soleil, sa période de rotation apparente à l'équateur est d'environ 28 jours.[47] Observé depuis un point situé au-dessus de son pôle Nord, le Soleil tourne dans le sens antihoraire autour de son axe de rotation.[d][48]

Une étude comparative d'analogues solaires suggère que le Soleil primitif tournait jusqu'à dix fois plus vite qu'aujourd'hui. Sa surface aurait alors été beaucoup plus active, avec une émission accrue de rayons X et d'ultraviolets. Les taches solaires auraient recouvert 5 à 30 % de sa surface.[49] La vitesse de rotation a été progressivement ralentie par le freinage magnétique, dû à l'interaction du champ magnétique solaire avec le vent solaire sortant.[50] Un vestige de cette rotation primordiale rapide subsiste encore au cœur du Soleil, qui effectue une rotation d'une semaine, soit quatre fois la vitesse de rotation moyenne de sa surface.[51][52]



Composition

Voir aussi : Molécules dans les étoiles

Le Soleil est principalement composé d'hydrogène et d'hélium. À ce stade de sa vie, ces éléments représentent respectivement 74,9 % et 23,8 % de sa masse dans la photosphère.[53] Tous les éléments plus lourds, appelés métaux en astronomie, représentent moins de 2 % de la masse, l'oxygène (environ 1 % de la masse du Soleil), le carbone (0,3 %), le néon (0,2 %) et le fer (0,2 %) étant les plus abondants.[54]

La composition chimique initiale du Soleil lui vient du milieu interstellaire à partir duquel il s’est formé. À l’origine, il devait être composé d’environ 71,1 % d’hydrogène, de 27,4 % d’hélium et de 1,5 % d’éléments plus lourds.[53] L’hydrogène et la majeure partie de l’hélium du Soleil ont été produits par la nucléosynthèse primordiale durant les 20 premières minutes de l’Univers. Les éléments plus lourds, eux, ont été produits par des générations d’étoiles antérieures à la formation du Soleil, puis dispersés dans le milieu interstellaire lors des dernières étapes de la vie des étoiles et d’événements tels que les supernovæ.[55]

Depuis la formation du Soleil, le principal processus de fusion consiste à transformer l’hydrogène en hélium. Au cours des 4,6 derniers milliards d’années, la quantité d’hélium et sa répartition à l’intérieur du Soleil ont progressivement changé. La proportion d’hélium dans le noyau est passée d’environ 24 % à environ 60 % sous l’effet de la fusion, et une partie de l’hélium et des éléments lourds a migré de la photosphère vers le centre du Soleil sous l’effet de la gravité. Les proportions des éléments plus lourds n’ont pas changé. La chaleur est transférée vers l’extérieur depuis le noyau solaire par rayonnement plutôt que par convection (voir Zone radiative ci-dessous) ; les produits de fusion ne sont donc pas entraînés vers l’extérieur par la chaleur et restent dans le noyau.[56] Peu à peu, un noyau interne d’hélium a commencé à se former, qui ne peut pas fusionner, car le noyau du Soleil n’est actuellement ni assez chaud ni assez dense pour permettre la fusion de l’hélium. Dans la photosphère actuelle, la proportion d’hélium a diminué, et la métallicité ne représente plus que 84 % de celle de la phase protostellaire (avant le début de la fusion nucléaire dans le noyau). À l’avenir, l’hélium continuera de s’accumuler dans le noyau et, dans environ 5 milliards d’années, cette accumulation progressive finira par faire sortir le Soleil de la séquence principale et le transformer en géante rouge.[57]


La composition chimique de la photosphère est généralement considérée comme représentative de celle du Système solaire primordial.[58] En règle générale, les abondances des éléments lourds du Soleil mentionnées ci-dessus sont mesurées par spectroscopie de sa photosphère ainsi que par l’analyse de météorites qui n’ont jamais été chauffées jusqu’à leur fusion. On estime que ces météorites ont conservé la composition du Soleil protostellaire et qu’elles n’ont donc pas été affectées par la sédimentation des éléments lourds. Les deux méthodes concordent généralement bien.[59]



Noyau

Article principal : noyau solaire

Le cœur du Soleil s’étend du centre jusqu’à environ 20–25 % du rayon solaire.[60] Sa densité peut atteindre 150 g/cm3[61][62] (environ 150 fois celle de l’eau) et sa température est proche de 15,7 millions de kelvins (K).[62] À titre de comparaison, la température de surface du Soleil est d’environ 5800 K. Une analyse récente des données de la mission SOHO tend à confirmer l’hypothèse selon laquelle le cœur tourne plus vite que la zone radiative qui l’entoure.[60] Pendant la majeure partie de l’existence du Soleil, l’énergie a été produite par fusion nucléaire dans la région centrale, grâce à la chaîne proton-proton ; ce processus transforme l’hydrogène en hélium.[63] Actuellement, 0,8 % de l’énergie produite par le Soleil provient d’une autre série de réactions de fusion appelée cycle CNO ; la part issue de ce cycle devrait augmenter à mesure que le Soleil vieillit et devient plus lumineux.[64][65]

Le noyau est la seule région du Soleil qui produit une quantité appréciable d'énergie thermique par fusion ; 99 % de la puissance solaire est générée dans les 24 % les plus internes de son rayon, et la fusion est quasi inexistante au-delà de 30 % du rayon. Le reste du Soleil est chauffé par cette énergie qui se propage vers l'extérieur à travers de nombreuses couches successives, jusqu'à la photosphère solaire où elle s'échappe dans l'espace par rayonnement (photons) ou par advection (particules massives).[66][67]


La chaîne proton-proton se produit environ 9.2×1037 fois par seconde au cœur du Soleil, convertissant chaque seconde quelque 3.7×1038 protons en particules alpha (noyaux d’hélium) (sur un total d’environ 8.9×1056 protons libres dans le Soleil), soit environ 6.2×1011 kg/s. Cependant, chaque proton met en moyenne près de 9 milliards d’années à fusionner avec un autre par la chaîne PP.[66] La fusion de quatre protons libres (noyaux d’hydrogène) en une seule particule alpha (noyau d’hélium) libère sous forme d’énergie environ 0,7 % de la masse fusionnée,[68] de sorte que le Soleil libère de l’énergie au rythme d’une conversion masse-énergie de 4,26 milliards de kg/s (ce qui nécessite 600 milliards de kg d’hydrogène[69]), soit 384,6 yottawatts (3.846×1026 W),[5] ou 9.192×1010 mégatonnes de TNT par seconde. La puissance considérable dégagée par le Soleil est principalement due à la taille et à la densité énormes de son cœur (comparées à celles de la Terre et des objets terrestres), même si la puissance produite par mètre cube est assez faible. Les modèles théoriques de l’intérieur du Soleil indiquent une densité de puissance maximale, ou production d’énergie, d’environ 276,5 watts par mètre cube au centre du cœur,[70] ce qui, selon Karl Kruszelnicki, correspond à peu près à la densité de puissance à l’intérieur d’un tas de compost.[71]


Le taux de fusion dans le noyau est dans un équilibre autorégulateur : un taux de fusion légèrement plus élevé entraînerait un réchauffement et une expansion légèrement plus importants du noyau contre le poids des couches externes, réduisant ainsi la densité et donc le taux de fusion et corrigeant la perturbation ; et un taux légèrement plus faible entraînerait un refroidissement et un rétrécissement légers du noyau, augmentant la densité et le taux de fusion et le ramenant à nouveau à son taux actuel.[72][73]



Zone de rédemption


La zone radiative est la couche la plus épaisse du Soleil et représente 0,45 rayon solaire. Du cœur jusqu’à environ 0,7 rayon solaire, le rayonnement thermique est le principal mode de transfert d’énergie.[74] À mesure que l’on s’éloigne du cœur, la température passe d’environ 7 millions à 2 millions de kelvins.[62] Ce gradient de température est inférieur à la valeur du gradient adiabatique, et ne peut donc déclencher de convection ; cela explique pourquoi l’énergie est transférée dans cette zone par rayonnement plutôt que par convection thermique.[62] Les ions d’hydrogène et d’hélium émettent des photons, qui ne parcourent qu’une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions.[74] Entre 0,25 et 0,7 rayon solaire, qui correspond au sommet de la zone radiative, la densité est divisée par cent (elle passe de 20 000 kg/m3 à 200 kg/m3).[74]


Tachocline

Article principal : tachocline

La zone radiative et la zone convective sont séparées par une couche de transition appelée tachocline. Dans cette région, le brusque changement de régime entre la rotation uniforme de la zone radiative et la rotation différentielle de la zone convective crée un important cisaillement entre les deux zones : les couches horizontales successives glissent les unes par rapport aux autres.[75] On suppose actuellement qu’une dynamo magnétique, ou dynamo solaire, située dans cette couche génère le champ magnétique du Soleil.[62]



Zone convective

Article principal : Zone de convection

La zone de convection du Soleil s'étend de 0,7 rayon solaire (500 000 km) jusqu'à proximité de sa surface. Dans cette couche, le plasma solaire n'est ni assez dense ni assez chaud pour transférer l'énergie thermique de l'intérieur vers l'extérieur par rayonnement. En revanche, sa faible densité permet le développement de courants de convection qui transportent l'énergie solaire vers la surface. La matière chauffée à la tachocline absorbe la chaleur et se dilate, ce qui diminue sa densité et lui permet de s'élever. Il en résulte un mouvement ordonné de la masse, formant des cellules thermiques qui transportent la majeure partie de la chaleur vers la photosphère solaire. Une fois refroidie par diffusion et rayonnement juste sous la surface photosphérique, la matière voit sa densité augmenter et elle redescend à la base de la zone de convection, où elle absorbe à nouveau la chaleur de la partie supérieure de la zone radiative, et le cycle de convection se poursuit. Au niveau de la photosphère, la température a chuté de 350 fois pour atteindre 5 700 K (9 800 °F) et la densité à seulement 0,2 g/m3 (environ 1/10 000 de la densité de l'air au niveau de la mer et 1 millionième de celle de la couche interne de la zone convective).[62]


Les colonnes thermiques de la zone de convection laissent une empreinte sur la surface du Soleil, lui conférant un aspect granuleux appelé granulation solaire à l'échelle microscopique et supergranulation à plus grande échelle. La convection turbulente dans cette partie externe de l'intérieur solaire entretient une action dynamo à petite échelle sur le volume proche de la surface du Soleil.[62] Les colonnes thermiques du Soleil sont des cellules de Bénard et prennent la forme de prismes approximativement hexagonaux.[76]


Photosphère

La surface visible du Soleil, appelée photosphère, est la couche sous laquelle le Soleil devient opaque à la lumière visible.[77] Les photons produits dans cette couche s’échappent du Soleil à travers l’atmosphère solaire transparente qui la surplombe et deviennent le rayonnement solaire, c’est-à-dire la lumière du Soleil. La variation de l’opacité est due à la diminution de la quantité d’ions H−, qui absorbent facilement la lumière visible.[77] À l’inverse, la lumière visible que nous percevons est produite lorsque des électrons réagissent avec des atomes d’hydrogène pour former des ions H−.[78][79]


La photosphère a une épaisseur de plusieurs dizaines à plusieurs centaines de kilomètres et est légèrement moins opaque que l'air terrestre. La partie supérieure de la photosphère étant plus froide que la partie inférieure, l'image du Soleil apparaît plus brillante au centre qu'à la périphérie du disque solaire, un phénomène appelé assombrissement du limbe [77]. Le spectre de la lumière solaire est approximativement celui d'un corps noir rayonnant à 5 772 K (9 930 °F) [12], ponctué de raies d'absorption atomique provenant des fines couches situées au-dessus de la photosphère. La photosphère a une densité de particules d'environ 10²³ m⁻³ (soit environ 0,37 % du nombre de particules par volume de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer). La photosphère n'est pas totalement ionisée : le taux d'ionisation est d'environ 3 %, ce qui signifie que la quasi-totalité de l'hydrogène est sous forme atomique [80].


En savoir plus


Références

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