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Le Soleil est l’une des innombrables étoiles de notre Galaxie ; à cet égard, ni sa position ni ses propriétés intrinsèques ne sont exceptionnelles. Situé aux deux tiers du rayon galactique, il appartient à un bras spiral semblable à ceux que l’on observe dans certaines galaxies. Le spectre optique du Soleil permet par ailleurs de le classer parmi les étoiles naines, qui sont les plus communes des étoiles de la Galaxie.
Intro | Activité solaire
| Relation Terre - Soleil | Conclusion
C’est la proximité du Soleil qui fait tout l’intérêt de son étude. Son atmosphère, c’est-à-dire la partie extérieure de l’étoile, est observable dans ses détails. Les taches solaires, répertoriées dès le IVe millénaire avant notre ère par les astronomes chinois, mettent en évidence l’existence d’une activité due à la concentration de champs magnétiques intenses et donnent lieu à des éruptions.
Si le Soleil permet l’étude détaillée de grandeurs et de phénomènes tout juste détectables dans les autres étoiles, c’est en revanche l’observation d’étoiles de tous âges qui a permis de placer le Soleil dans sa séquence évolutive et de connaître ainsi son histoire et son avenir. Issue d’un nuage de gaz interstellaire se contractant et s’échauffant jusqu’à l’apparition de réactions thermonucléaires, une proto-étoile a donné naissance au Soleil et à l’ensemble du système solaire.
La température du noyau central du Soleil, région occupant un quart de son rayon, est estimée à 15,5 millions de degrés, et la densité centrale à cent cinquante fois celle de l’eau. Cette valeur est relativement faible, comparée à celle d’étoiles âgées, les naines blanches, dont la densité est dix mille fois supérieure. Dans ce noyau ont lieu les réactions thermonucléaires qui fournissent son énergie au Soleil. L’hydrogène qui, à la surface, représente 71% de la masse, est réduit dans le noyau à 34% en raison de sa transformation en hélium.
L’activité solaire n’est pas constante au cours du temps. On observe en moyenne la présence d’un grand nombre de centres actifs durant des périodes se répétant tous les onze ans. La montée de chaque cycle, qui dure quatre ans et demi, est nettement plus rapide que sa descente (six ans et demi). La périodicité est en réalité de vingt-deux ans : l’ordre des polarités des taches appartenant à un groupe bipolaire, qui reste, pour chaque hémisphère (Nord ou Sud) du Soleil, identique pendant onze ans, s’inverse au cycle suivant.
Les effets de l’activité solaire sur la haute atmosphère terrestre et le proche environnement spatial sont aujourd’hui bien connus, même si la physique des processus complexes qui sont mis en jeu doit encore être approfondie. Ces effets sont particulièrement spectaculaires lors des grandes éruptions.
Les rayons X et ultraviolets parviennent au niveau de l’orbite terrestre huit minutes après un événement et perturbent l’hémisphère éclairé de la Terre ; ils troublent les télécommunications radioélectriques. Les protons solaires, qui se propagent à une vitesse dix fois moindre que celle de la lumière, atteignent la Terre une heure environ après l’éruption. Comme ils emplissent tout le milieu interplanétaire, leur présence reste notable durant plusieurs jours. Ils peuvent créer des anomalies dans le fonctionnement du matériel embarqué à bord des satellites (en particulier, celui des micro-ordinateurs) et éroder les panneaux solaires ; des astronautes peuvent être soumis à une irradiation dangereuse sur une orbite passant à hautes latitudes (ou lors d’un voyage vers la Lune ou vers Mars). Enfin, les perturbations dues au vent solaire, et en particulier les ondes de choc interplanétaires, arrivent en moyenne deux jours après l’éruption et déclenchent des orages géomagnétiques dont les aurores polaires sont la manifestation visible. Le champ magnétique terrestre perturbé peut avoir au sol des conséquences importantes (et coûteuses) sur la distribution du courant électrique, le fonctionnement des réseaux téléphoniques et informatiques.
Selon les théories actuelles, les variations des paramètres de l’orbite et de l’inclinaison de l’axe de rotation terrestres sont à l’origine des grandes glaciations que la Terre a connues. En revanche, un éventuel effet de l’activité solaire, sans être totalement écarté, n’est toujours pas démontré. Un apport essentiel à cette question provient des mesures de la " constante solaire ", c’est-à-dire du flux total d’énergie reçue du Soleil. Les mesures des radio-isotopes dans les carottes de glace prélevées par forage dans les régions polaires permettent d’analyser plus directement le climat et l’activité solaire au cours des derniers millénaires. Les résultats obtenus tendraient à montrer qu’il n’existe pas d’effet systématique de l’activité solaire sur le climat.
Le Soleil actuel, dont l’énergie provient de la transformation de noyaux d’hydrogène en noyaux d’hélium, continue à évoluer lentement car la combustion de l’hydrogène dans ses régions centrales modifie d’une manière irréversible les équilibres régnant à l’intérieur de l’étoile. On pense que, dans cinq milliards d’années environ, le Soleil, devenu une géante rouge, aura un diamètre cent fois supérieur à son diamètre actuel et aura porté la Terre à une température de l’ordre de 1 700 kelvins. À travers des phases convulsives, il deviendra une naine blanche, très dense, avant de s’éteindre définitivement.
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