Par Denis Bergeron

Attention de ne jamais observer directement le Soleil à l'oeil nu ou avec un instrument optique sans l'utilisation de filtres spéciaux. Ceci peut causer la cécité.

Lorsque vous regardez la voûte céleste sous un ciel noir exempt de pollution lumineuse, nous pouvons apercevoir des centaines de millions d'étoiles. Nous pouvons observer de très près l'une de ces étoiles, notre Soleil. Celui-ci est l'objet le plus brillant dans le ciel. Il brille à la magnitude -26.9. Son diamètre équatorial est d'environ 1 392 000km soit environ 109 fois le diamètre de la Terre. Sa période de rotation est différentielle, c'est-à-dire que sa rotation varie selon la latitude entre 25 jours à l'équateur à 37 jours vers les hautes latitudes près des pôles. La distance moyenne Terre-Soleil est de 149.6 millions de km. Cette distance équivaut à 1 unité astronomique (1 ua). On évalue les distances des planètes en unités astronomiques. Ainsi, la planète Vénus est situé à 0.723 ua du Soleil, Mars se situe à 1.524 ua, Jupiter se situe à 5.2 ua, Pluton à 39.438 ua. La masse du Soleil contiendrait 332 946 fois notre Terre. L'accélération due à la pesanteur est 27.96 fois celle de la Terre. Son diamètre apparent dans le ciel est d'environ 31' d'arc sensiblement identique à la  lune. Notre Soleil est une étoile de grandeur moyenne de type "G" dont l'âge est estimé à 4.5 milliards d'années.

Les gaz les plus abondants que l'on retrouve dans le Soleil sont l'hydrogène(75%) et l'hélium (23%). 2% de sa composition serait constitué d'éléments plus lourds. On a décelé plus de 60 éléments chimiques mais on peut conclure que la plupart des éléments chimiques que l'on retrouve sur la Terre se retrouve dans le Soleil. La pression des gaz internes ainsi que la pression de radiation sont contrebalancés par la gravitation qui maintient l'équilibre des forces. Dans environ 5 milliards d'années, on estime qu'il y aura moins d'hydrogène et plus d'hélium ce qui créera un déséquilibre des forces internes. A ce moment, notre Soleil risque de devenir une géante rouge englobant la plupart des planètes du sytème solaire actuel. Le centre du Soleil est occupé par un noyau où règne une température de l'ordre de 15 millions de degrés C. Cette température provient de la fusion nucléaire transformant  l'hydrogène en hélium.

La partie visible à la surface du Soleil s'appelle "photosphère". Celle-ci à une profondeur d'environ 400km. La température augmente de l'extérieur (4 200°C) vers l'intérieur (8 500°C). La surface présente un aspect granuleux (grains de riz) parsemé de zones plus claires (facules) et plus sombres (taches solaires). On voit plus facilement les facules près des bords du Soleil. Les taches solaires sont des zones plus froides de la surface solaire (4 500°C env). La tache parait plus sombre à cause que sa surface est plus froide que l'environnement. Les taches sont parfois entourées d'une pénombre dont la température est plus élevée (5 300°C). La dimension de certaines taches solaires peuvent atteindre 50 000km soit 4 fois le diamètre de la Terre. Le nombre de taches solaires peut aider à déterminer le degré d'activité du Soleil.

Les taches solaires apparaissent souvent seules mais se modifient avec le temps pour devenir un groupe de taches. Le cycle peut parfois prendre une centaine de jours. Le nombre de taches solaires appelé "nombre de Wolf" permet de déterminer l'activité solaire. C'est par l'étude du nombre de taches que l'on a découvert un cycle d'activité réparti sur une moyenne de 11 années. En réalité, ce cycle varie entre 5 et 15 ans. Lors des années de faible activité solaire, on constate que le nombre de Wolf est faible. Il n'y a que très peu de taches solaires et l'activité solaire est relativement tranquille. Environ, 4 à 5 ans plus tard, lors des maximums, le nombre de Wolf peut atteindre 200 et l'on voit beaucoup de taches solaires. L'activité solaire y est très intense. On observe beaucoup d'éruptions solaires qui causent souvent de nombreuses aurores polaires sur notre planète. Les aurores sont causées par l'éjection dans l'espace de particules atomiques (électrons, protons, photons, etc) à très haute vitesse lors des éruptions solaires. Souvent, lorsqu'on observe une grosse tache solaire près du centre du Soleil, on peut s'attendre à observer des aurores polaires environ 24 à 48 heures plus tard. Le 13 mars 1989, une tempête solaire très intense a provoquée une panne d'électricité majeure au Québec. Celles-ci peuvent parfois avoir de grandes influences sur les communications radios et peuvent provoquer un gonflement de l'atmosphère qui peut augmenter le frottement des satellites artificiels en basse altitude au point d'affecter leur orbite.

Animation montrant une éruption solaire	Aurore boréale

L'apparition des taches solaires ne se fait pas au hasard sur le disque solaire. Au voisinage des minimums d'activités, on remarque que les taches solaires apparaissent à l'équateur et autour des latitudes 35° N et 35° S alors que lorsqu'on approche du maximum, les taches apparaissent autour des latitudes 5° N et 5° S.

Comme les taches solaires sont des zones plus froides sur le Soleil, l'équilibre est apporté par les facules qui sont des zones plus chaudes que la surface moyenne. La température des facules est supérieure de 2 000° C par rapport aux granules de la photosphère et la durée de vie est supérieure à celles des granules.

Les taches solaires sont des sources de puissants champs magnétiques. La force de ces champs magnétiques présentent des intensités allant jusqu'à 5 000 Gauss alors que le champ magnétique terrestre a une intensité de 0.5 Gauss. Les groupes de taches solaires sont disposés généralement parallèlement à l'équateur solaire. La polarité des groupes de taches change de direction d'un cycle à l'autre. Autrement dit, lors d'un premier cycle de 11 ans, le sens de la polarité des taches indique un sens donné. Lors du cycle suivant, la polarité des champs magnétiques des taches est inversée. Le sens des polarités du champ magnétique des groupes de taches reviendront dans le sens d'origine ....22 ans plus tard. Ainsi, si on tient compte de la polarité du champ magnétique des groupes de taches solaires, le cycle solaire serait donc de 22 ans environ. Il semble que les champs magnétiques apparaissent avant que les taches solaires n'apparaissent à la surface du Soleil (photosphère). Ce phénomène semble assez complexe à comprendre. Le Soleil possède un champ magnétique général comme la Terre dont l'intensité est d'environ 1 Gauss.

Les taches solaires avec leur température plus froide sont le siège de formation de certaines molécules comme CaH, MgH, TiO, etc. Le spectre des taches a permis de mettre en évidence certains éléments lourds comme l'or, l'iridium, lithium.

La photospère (surface du Soleil) est recouverte d'une couche appelé "chromosphère" de couleur pourpre que l'on peut voir lors des éclipses totales du Soleil. Cette couche très active possède une épaisseur d'environ 8 000km. Sa température varie de 5 000°C près de la photosphère à 20 000°C dans sa partie supérieure. On peut aussi observer la chromosphère avec des télescopes spéciaux équipés de filtre H alpha (CORONADO) qui isole étroitement la raie rouge du spectre de l'hydrogène ou de coronographes. C'est dans la chromosphère que l'on observe les spicules (dentelures) et les protubérances (jets de gaz). Les spicules sont une continuation de la granulation dans la chromosphère. Leur diamètre peut atteindre 1 000km et leur hauteur 10 000km. Leur vitesse avoisinne 20 à 50km/s.

Les protubérances sont très spectaculaires à observer. Il s'agit d'immenses jets de gaz qui s'élèvent parfois très haut dans la chromosphère. On distingue les protubérances quiescentes qui s'élèvent très haut dans la couronne solaire pouvant atteindre des hauteurs de plus de 100 000km. Leur étendue peut atteindre 300 000km et leur durée de vie peut être d'une dizaine de mois. Les protubérances actives ont une durée de vie très courtes (quelques minutes à deux jours) et présentent des formes courbées. Finalement, les protubérances éruptives possèdent des vitesses très élevées (plus de 1 000km/s) qui peut projeter la matière jusqu'à plus de 1 000 000km dans la couronne solaire. Les protubérances possèdent des températures variant de 15 000°C à 20 000°C. Leurs dimensions sont parfois colossales (jusqu'à 200 fois le diamètre de la Terre). La densité de la matière éjectée est très forte. On retrouve les protubérances partout sur le Soleil non nécessairement à l'emplacement des taches solaires. Avec les télescopes spéciaux équipés de filtre H alpha, on les distingue partout sur la surface sous la forme de filaments sombres. On les distingue beaucoup plus facilement sur le limbe solaire. Le nombre de protubérances suit l'activité solaire. Elles sont très nombreuses lors des périodes de grande activité. On pense que les protubérances sont influencées par des sources de très forts champs magnétiques localisés sur la photosphère. Les surges sont des éruptions chromosphériques qui ressemblent à des colonnes de feu dont l'altitude peu atteindre 300 000km. Leur vitesse d'éjection est de l'ordre de 700 km/s.

Activités solaires	Animation montrant l'activité solaire

Finalement, l'atmosphère du Soleil s'appelle "couronne" et elle atteint une température de plus de 1 000 000° C. Quoique très difficile à percevoir sauf lors des éclipses solaires, la couronne présente un aspect circulaire lors des périodes de fortes activités solaires et une forme allongée avec de fines aigrettes aux pôles lors des périodes de faibles activités. La couronne possède plusieurs couches dont la plus proche (couche "K") est située près du disque solaire. La couronne "F" s'étend beaucoup plus loin du disque solaire. L'ensemble des couches "F" et "K" forme la couronne blanche. Il existe d'autres couches comme la couche"E" qui se trouvent à très faible distance de la surface solaire. Les très hautes températures que l'on retrouve dans la couronne sont provoquées par l'ionisation des atomes dont l'origine proviendrait de la zone de convection à l'intérieur du Soleil. Des ondes de chocs à des vitesses supersoniques seraient transmises jusqu'à la couronne provoquant l'échauffement des gaz.

Le Soleil brille également dans d'autres longueurs d'onde dont les rayons X et ultraviolets de même qu'en ondes radios. L'activité solaire n'est pas sans influence pour notre planète. Lors des grandes périodes d'activités solaires, les éruptions et tempêtes solaires éjectent dans l'espace des particules à grande vitesse qui en atteignant la Terre provoque un gonflement des hautes couches de l'atmosphère augmentant du même coup le frottement sur les satellites artificiels ayant des orbites basses. Certains satellites sont retombés sur la Terre à cause de ce phénomène. Les ondes radios et certaines lignes de transmission électriques sont perturbées au point de subir des variations de tension électrique engendrant des pannes majeures dans le réseau. Plusieurs scientifiques croient qu'il y a un lien entre le réchauffement de notre planète et l'activité solaire.

L'observation du Soleil est particulièrement intéressante. Il faut éviter à tout prix d'observer directement le Soleil avec nos yeux sans l'emploi de filtres spéciaux. Les bons magasins d'astronomie pourront vous renseigner sur les bons filtres à utiliser. Les verres de soudeur ne sont pas recommandés car ils peuvent faire passer certaines radiations invisibles. Au télescope muni d'un filtre solaire adéquat, on peut y observer facilement les taches solaires, les facules et la granulation de la photosphère. Il est intéressant de compter le nombre de taches solaires (utilisez un fort grossissement)  en fonction des journées et essayer de comparer vos résultats avec le nombre de Wolf établi par les observatoires spécialisés dans l'observation du Soleil. Si vous avez la chance d'observer le Soleil avec des filtres H alpha, vous verrez les protubérances et leurs formes. Les éclipses solaires totales ou annulaires sont des phénomènes de la nature les plus impressionnants à observer. Ces éclipses ne se produisent qu'à des endroits très localisés sur la Terre et il faut se placer à l'intérieur de la bande de totalité si l'on veut observer l'éclipse totale. A l'extérieur de cette bande, vous ne verrez qu'une éclipse partielle. Il faut se renseigner via Internet ou dans les sites d'astronomie pour savoir où et quand se produira la prochaine éclipse totale de Soleil. Vous pourrez peut-être si vous en avez les moyens, planifier un voyage pour observer une telle éclipse.

D'autres phénomènes quoique très rares sont intéressants à observer. Il arrive parfois que la planète Vénus ou Mercure passe devant le disque solaire. J'ai personnellement déjà observé le passage de la planète Mercure devant le disque solaire le 09 mai 1970 vers 7h du matin. On y voyait un petit point se déplacer devant le disque solaire. Lors d'un passage semblable de la planète Vénus, on y avait détecté une atmosphère lorsque la planète quitta le limbe du Soleil créant une forme de goutte d'eau causé par la dispersion de la lumière solaire à travers l'atmosphère de Vénus.  D'autres passages des planètes Vénus et Mercure sont prévues entre 2003 et 2012. Il faudra vérifier où et quand se produiront ces prochains passages.

Pour terminer, vous pouvez observer en tout temps l'activité solaire en direct sur Internet en vous connectant sur le site du SOLAR AND HELIOGRAPHIC ORBITAL OBSERVATORY (SOHO). La sonde SOHO lancée en 1995 est située sur le point de Lagrange, c'est-à-dire le point entre la Terre et le Soleil où la gravité est nulle. Cette sonde observe le Soleil à différentes longueurs d'onde en temps réel. Ainsi, vous pourrez y observer l'activité solaire en temps réel, les archives, visualiser des animations et même y observer le passage de comètes de très près. Certaines de ces comètes se sont mêmes écrasées sur le Soleil.

Vous pouvez aussi suivre le mouvement du Soleil dans le ciel à chaque instant par rapport aux étoiles de l'arrière plan si vous possédez un logiciel de planétarium comme "The Sky". Il vous suffit d'entrer la date et l'heure exacte apparaissant sur l'image dans votre logiciel et de trouver la position du Soleil à cet instant en affichant le ciel étoilé autour. Vous verrez exactement où est situé le Soleil dans le ciel par rapport aux étoiles. Par exemple, on peut apercevoir dans l'animation précédente les HYADES en bas à droite et la planète MERCURE en haut à droite..

La prochaine fois que vous regarderez le ciel étoilé, vous serez ce qu'est une étoile.

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