Le Soleil
Le Soleil est une étoile comme les autres à l’exception qu’elle est beaucoup plus près de nous. Comme toutes les étoiles, c’est une boule de gaz chauds. Soixante-seize pour cent ( 76 % ) de sa masse est de l’hydrogène, le reste est presque entièrement de l’hélium.
La couronne qui entoure le Soleil, la partie extérieure de la photosphère, ne devient apparente que lors d’une éclipse totale de Soleil. La température dans le gaz ténu de la couronne est de quelques millions de degrés. Entre la photosphère et la couronne, il y a la chromosphère qui apparaît comme un cercle rouge autour du Soleil.
L’énergie du Soleil lui vient de son noyau où la température est de quinze millions de degrés. Le gaz y est vingt fois plus dense que le fer. Les noyaux d’hydrogène ( les protons ) se frappent entre eux et se transforment en hélium. À chaque seconde, 4 millions de tonnes de la masse du Soleil disparaissent pour donner l’énergie du Soleil.
Cette énergie est irradiée vers l’extérieur du noyau. Des bulles de gaz se déplacent du noyau vers la surface où elles se refroidissent et retournent vers le noyau. Elles s’y réchauffent à nouveau pour revenir vers la surface en un voyage aller-retour continuel.
Ces bulles, ou cellules, arrivent à la surface du Soleil sous la forme d’un bouillonnement que l’on appelle la granulation. Chaque cellule mesure des centaines de kilomètres de diamètre.
Des jets de gaz incandescents s’élancent hors du Soleil, ce sont les spicules. Ils montent à des centaines de kilomètres au-dessus du Soleil.
À certains endroits, des taches solaires apparaissent, souvent en paires ou en groupes. Elles paraissent noires parce que leur température est 1000 degrés moins élevée que celle de la surface du Soleil ( 4800° au lieu de 5800° ).
D’énormes protubérances solaires s’incurvent à la surface perturbée du Soleil, parfois plus grandes que la surface de la Terre.
La plus grande source d’énergie provient des éruptions solaires. Elles projettent des particules atomiques aussi loin qu’à la surface de la Terre et plus loin encore.
Ces particules constituent ce que l’on appelle le vent solaire.
Le champ magnétique terrestre fait converger ces particules vers
le nord et le sud magnétique de la Terre.
On voit celles-ci sous la forme d’aurores boréales.
Le Soleil a son propre champ magnétique qui est cinq fois plus fort que celui de la Terre. Le champ magnétique solaire contrôle l’apparition des taches solaires et plusieurs autres phénomènes.
Le Soleil prend un mois environ pour effectuer une rotation. Cependant, sa vitesse de rotation change avec la latitude comme l'indique la figure ci-dessous.
Vitesse
de rotation du Soleil en fonction de la latitude
Chaque ligne magnétique est reliée au Soleil et s’enroule autour de celui-ci à un rythme différent selon la latitude. Cela déforme les lignes du champ magnétique. Les taches solaires apparaissent là où les lignes du champ magnétique traversent la surface su Soleil. À la fin, le tout se brise et de nouvelles lignes réapparaissent. L’ensemble prend 11 ans environ, la durée moyenne du cycle des taches solaires.
Graphique
du nombre de taches solaires
entre
les années 1970 et 2000
(
les points jaunes correspondent aux photographies du Soleil ci-dessous
)
Au maximum les taches sont en bandes à ± 20° de l’équateur ( 1980 et 1981 ). Au minimum du cycle des taches solaires, il y en a très peu. Elles sont près de l’équateur ( 1985 et 1986 ). Puis de nouvelles taches apparaissent à des latitudes plus élevées. Elles durent quelques semaines. Après quelques années, le nombre de taches atteint à nouveau un maximum à ± 20° de l’équateur ( 1988 et 1989 ). Ensuite, l’activité décroît à nouveau et tout le cycle recommence.