LE SOLEIL

Notre soleil est une gigantesque boule d’hydrogène et d’hélium gazeux à l’intérieur de laquelle des réactions nucléaires produisent des quantités fantastiques d’énergie, notamment la chaleur et la lumière indispensables à la vie.

C’est l’étoile la plus proche de nous, soit 150 millions de km en moyenne.

Cette étoile jaune est d’une taille et d’un éclat inhabituels : seuls 2% des étoiles de la voie lactée sont plus grosses et plus brillantes.

  • L’étoile du jour

Avec  1 302 000 km, son diamètre égale 110 fois celui de la terre et 10 fois celui de Jupiter.

Le soleil représente 99,8% de la masse totale du système solaire. Les 0,2% restants sont constitués par tout le reste : Terre, planètes, lunes, astéroïdes, comètes et poussière.

Le soleil est une sphère frémissante constituée en grande partie d’hydrogène gazeux. Sa source d’énergie est une chaîne ininterrompue de réactions nucléaires à l’intérieur de son noyau, les atomes d’hydrogène fusionnant pour donner des atomes d’hélium.

C’est justement la transformation de l’hydrogène solaire en hélium qui fait briller le soleil. Globalement, la réaction est la suivante : quatre atomes d’hydrogène fusionnent pour donner un atome d’hélium, et ce processus libère une grande quantité de lumière, ou de chaleur (ce qui est équivalent). Des réactions de fusion comme celle-ci, il s’en produit des milliards de milliards…Au total, ce sont plus de 600 millions de tonnes d’hydrogène qui, chaque seconde, se transforment en hélium ! Mais l’histoire ne s’arrête pas là : pour que le soleil brille, encore faut-il que la lumière ainsi produite atteigne la surface solaire et rayonne dans l’espace environnant. Or, elle va mettre environ 2 millions d’années pour franchir les quelque 520 millions de km qui sépare le cœur de la surface, puis 8 minutes pour arriver jusqu’à nous !

En effet, sur son parcours, elle est constamment absorbée puis réémise par la matière solaire, ce qui ralentit considérablement sa progression. Ainsi, la lumière qui nous éclaire aujourd’hui a été produite au cœur du soleil…à l’époque où notre ancêtre Homo habilis apprenait tout juste à maîtriser son premier outil.

Le soleil rayonne une quantité fantastique d’énergie, non seulement sous forme de chaleur et de lumière, mais aussi de rayons gamma, d’ultraviolets et de rayons X.

Ainsi les astronautes en orbite subissent un dangereux bombardement solaire et, bien que protégés par leurs combinaisons, ils sont parfois forcés de réduire la durée de leurs sorties dans l’espace. Les radiations peuvent même les atteindre à l’intérieur de leur vaisseau spatial.

  • La structure du soleil

Le  noyau solaire a une température de 15 millions de degrés Celsius. Mais le soleil est si énorme que, le temps d’atteindre la photosphère-la surface visible de l’astre-la température n’est plus que de 5800°C.

Au-dessus de la photosphère se trouve une couche ténue et moins chaude, la chromosphère, normalement invisible. Encore au-dessus se trouve l’atmosphère externe ou couronne, où la température atteint 2 millions de degrés Celsius. Comme la chromosphère, la couronne n’est visible que pendant les éclipses totales ou à travers un filtre spécial.

 

  • Taches solaires et autres phénomènes

C’est dans la photosphère que l’on peut observer les signes de l’activité solaire à travers un petit télescope équipé d’un filtre solaire.

Les plus connus sont les taches solaires, des régions sombres légèrement plus froides que les régions voisines. Leur nombre augmente puis décline selon une période de 11 ans, qui coïncide plus ou moins avec le cycle de variation de l’activité totale du soleil. Dans les taches, le champ magnétique est très intense.

Ces régions actives peuvent produire des éruptions solaires très brillantes mais brèves, qui rayonnent de grandes quantités de radiations et de particules chargées.

Ces éruptions sont plus fréquentes pendant les maximums d’activité solaire, mais, sans un filtre H-alpha (H pour hydrogène), elles restent toujours invisibles.

Sur la photosphère, on voit également des filaments brillants ou facules, plus chaudes que les régions voisines.

Une tache solaire, dont le diamètre peut dépasser les 25 000km, est une région dont la température est plus basse qu’ailleurs à la surface de l’astre (3900°C contre 5500° C en moyenne). Contrairement à ce que l’on pourrait croire, ces taches ont une durée de vie limitée-quelques heures, quelques mois au plus-et n’apparaissent pas toujours au même endroit. Autrement dit, elles constituent un phénomène « mouvant ».

Pour en comprendre l’origine, il faut imaginer que le globe solaire est fait non pas d’un bloc rigide mais d’une sorte de matière chaude et relativement fluide, comme du caramel fondu ou du fer en fusion. Lumière et chaleur sont produits au cœur de l’astre. Or pour que le soleil rayonne (donc éclaire et réchauffe la terre) il faut que la chaleur se transmette depuis le cœur jusqu’à la surface solaire.

Cela se fait par un mouvement de convection, comme quand l’eau bout dans une casserole : la matière s’échauffe dans le cœur du soleil, puis remonte à la surface et irradie sa chaleur dans l’espace ; une fois refroidie, elle redescend vers le cœur, où elle s’échauffe de nouveau, et ainsi de suite.

Ce mouvement crée des courants ascendants et descendants, qui évacuent la chaleur vers l’extérieur…Or, il arrive que la convection soit freinée. Car le soleil se comporte aussi comme un gigantesque aimant qui agit sur lui-même : ses forces magnétiques peuvent à certains endroits bloquer le mouvement de la matière, à la manière d’un bouchon dans une canalisation. A ces endroits, la chaleur ne remonte pas. La surface du soleil voit alors sa température et sa luminosité chuter : il se forme une tache sombre.

Les taches solaires apparaissent aux points où l’activité  magnétique est intense, réduisant le flux d’énergie.

  • L’intérieur du soleil

La photosphère-la surface visible-, avec ses taches et ses protubérances, recouvre des couches de convection en ébullition. Encore en dessous, l’énergie jaillit du noyau, gigantesque réacteur nucléaire.

Les conditions extrêmes qui règnent autour et à l’intérieur du soleil rendent impossible une plongée dans ses entrailles. Aussi les astronomes ont-ils développé des techniques indirectes d’auscultation de notre étoile.

La principale est l’héliosismologie, ou sismologie solaire, qui consiste à étudier les oscillations de l’astre roi. En effet la sphère solaire palpite, et de ces palpitations peuvent être déduites certaines de ses caractéristiques.

Il existe toutes sortes d’oscillations du soleil. Aujourd’hui, celles qui sont liées aux variations de pression du gaz solaire constituent la principale source d’informations pour les astronomes. En effet, le soleil qui est une boule de gaz incandescent, se comprime et se dilate avec des rythmes variés (on en connaît des centaines). Ces vibrations peuvent être rapides (quelques minutes séparent deux oscillations) ou plus lentes (plus de deux heurs s’écoulent entre deux oscillations). Selon leur vitesse, elles renseignent sur le comportement des différentes couches internes de gaz. On peut ainsi savoir comment elles tournent les unes par rapport aux autres, à quelle vitesse, etc.

Une autre technique d’exploration consiste à mesurer le taux de neutrinos émis par le soleil. Ces particules sont engendrées au cœur même de l’astre et ont très peu d’interactions avec le gaz de ses différentes couches. En conséquence, elles sortent rapidement de la sphère solaire en véhiculant avec elles des informations : selon le taux de neutrinos émis, on peut ainsi déduire la température qui règne au centre de l’astre. Le problème avec les neutrinos, c’est que, interagissant très peu avec la matière ordinaire, ils sont très difficiles à détecter. 

Les informations obtenues au moyen de ces techniques, couplées aux données observationnelles-rayon, luminosité, etc…sont confrontées à des modèles théoriques, ce qui permet d’élaborer progressivement une reconstitution fidèle des profondeurs de notre étoile.     

  • Le soleil se déplace t’il dans l’espace ?

Le soleil gravite autour d’un souverain beaucoup plus puissant que lui : le centre de la voie lactée.

Le soleil avec son cortège de planètes, niche dans le disque de la voie lactée, à quelques 28 000 années- lumière de son centre.

Il se déplace suivant une orbite circulaire, à raison d’un tour toutes les 240 millions d’années.

En termes de longueur de parcours, un tour à une distance de 28 000 années-lumière représente un déplacement d’environ 176 000 années-lumière. Si nous étions aux commandes d’un vaisseau spatial, il faudrait nous déplacer à la vitesse de 800 000km/h pour parcourir cette distance en 240 millions d’années.

Le soleil est donc un véritable bolide qui gravite autour de la voie lactée. Il n’est pas le seul : toutes les étoiles de notre galaxie font de même, et leur vitesse est d‘autant plus grande qu’elles sont proches du centre.

Si nous ne ressentons pas ce mouvement de révolution, c’est parce que celui-ci s’effectue sur un trajet si large que, de notre point de vue de terriens, il s’apparente à un mouvement rectiligne uniforme, mouvement qu’il est impossible de distinguer de la stricte immobilité.

A ce rythme, le système solaire tout entier a effectué depuis sa naissance, il y a 4,6 milliards d’années, une vingtaine de tours complets et devrait « bientôt » (à l’échelle du temps astronomique) boucler son vingt et unième tour…

  • Le soleil va-t-il s’éteindre un jour ?

Le soleil qui s’est formé il y a environ 5 milliards d’années a sa fin programmée dans « à peine » 5 milliards d’années…

Il va entrer dans une très longue phase mouvementée qui va le conduire à l’extinction. Pendant cette lente agonie, les planètes qui en seront le plus proches ne finiront pas gelées sur place, mais carbonisées par les feux du soleil.

Car avant de s’éteindre, celui-ci connaîtra des phases violentes durant lesquelles il gonflera et s’échauffera démesurément.

Dans 5 milliards d’années, le soleil commencera à enfler, jusqu’à atteindre une taille 20 fois supérieure à sa taille actuelle. En son cœur, la température dépassera les 100 millions de degrés…Son éclat deviendra intolérable, il brillera alors 10 000 fois plus qu’aujourd’hui. Cet astre, déjà méconnaissable, continuera de grossir et son enveloppe se refroidira, virant au rouge. Les planètes les plus proches de lui (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) disparaîtront englouties par ses feux.

Enfin viendra le moment ou le soleil, ou du moins ce qu’il en restera, éjectera son enveloppe extérieure-ce sera le dernier soubresaut avant la fin. Au centre de l’enveloppe, il ne restera plus que le cœur de l’étoile mourante : un astre très discret, cent fois plus petit que l’actuel soleil et que les astronomes appellent une naine blanche. Brillant d’un très faible éclat, cet astre mettra des dizaines de milliards d’années à s’éteindre définitivement 

Quelques explications :

Fusion : réaction au cours de laquelle plusieurs atomes légers se transforment en un atome plus lourd. Cette réaction est à la base du fonctionnement des réacteurs nucléaires.

Convection : mouvement de montée de la matière chaude et de descente de la matière froide au sein d’un corps relativement fluide (air, eau, magma, etc…)

Histoire : Les astronomes chinois furent sans doute les premiers à observer des taches sur le soleil : dès 28 avant J-C, ils en firent même un relevé systématique. Il fallut attendre le début du XVIIe siècle et l’invention de la lunette astronomique pour que l’étude des taches puisse s’approfondir. En 1612, Galilée observa ainsi les taches solaires par projection et mesura leur période de rotation.

Neutrino : particule sans charge électrique et de masse très faible. Les neutrinos sont engendrés par les réactions nucléaires qui ont lieu au cœur des étoiles. Ils sont extrêmement difficiles à détecter.

Année-lumière : distance que la lumière parcourt en un an dans le vide. Une année-lumière équivaut à 9460 milliards de kilomètres. 

Au fil de l’histoire : c’est le Néerlandais Jan Hendrik Oort (1900-1992) qui démontra en 1927 que le soleil tourne autour du centre galactique avec une période de 240 millions d’années. Il fut aussi le premier à estimer la distance du soleil au centre galactique, ce qui permit de déduire sa vitesse de révolution. Oort, l’un des plus grands astrophysiciens du xxe siècle, justifia l’idée d’une rotation de la voie lactée par l’hypothèse que celle-ci s’était formée à partir d’un gigantesque nuage animé d’une lente rotation sur lui-même. L’hypothèse est aujourd’hui admise.

Naine blanche : petite étoile très peu lumineuse, qui marque le stade ultime de la vie des étoiles comme le soleil.

Pièces à conviction : ces enveloppes de gaz que les étoiles comme le soleil éjectent à la fin de leur vie, les astronomes en repèrent un peu partout dans le cosmos. Pour eux, elles sont bien la preuve que des étoiles vivent leurs derniers moments. Certaines de ces enveloppes ressemblent à des anneaux de fumée (à l’origine, on les confondait avec des planètes, d’où leur nom actuel de « nébuleuses planétaires »), d’autres prennent des formes plus étranges. Toutes ont en commun des couleurs intenses. En leur centre, on observe la plupart du temps la petite étoile, la naine blanche, qui s’éteint doucement.

Jean-Michel (CASL)

 

Ressources complémentaires à destination des enfants :

http://www.astronomique.eu/systeme-solaire.htm

 https://fr.vikidia.org/wiki/Soleil

http://fr.wikimini.org/wiki/Soleil

http://www.momes.net/Apprendre/Dictionnaire-enfant/S/Le-soleil

https://youtu.be/3YA6K0SfDyA

C'est pas sorcier https://youtu.be/F2zOHTOQg_U

Notre étoile, le Soleil (documentaire) : https://youtu.be/vIdyrIAzseE

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