{"id":12,"date":"2013-12-04T12:49:49","date_gmt":"2013-12-04T09:49:49","guid":{"rendered":"http:\/\/www.energy-sciences.org\/energy\/2013\/12\/04\/soleil\/"},"modified":"2013-12-04T12:49:49","modified_gmt":"2013-12-04T09:49:49","slug":"soleil","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.energy-sciences.org\/sciences\/soleil\/","title":{"rendered":"Soleil"},"content":{"rendered":"

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Le Soleil<\/a><\/span><\/strong> (Sol<\/em> en latin, Helios<\/span><\/em> ou ?\u03bb\u03b9\u03bf\u03c3<\/span> en grec) est l’\u00e9toile<\/a><\/span> du syst\u00e8me solaire<\/em>, notre syst\u00e8me plan\u00e9taire. Autour de lui gravitent la Terre<\/a><\/span>, sept autres plan\u00e8tes, trois plan\u00e8tes naines, des ast\u00e9ro\u00efdes, des m\u00e9t\u00e9oro\u00efdes, des com\u00e8tes et de la poussi\u00e8re interstellaire. Le Soleil repr\u00e9sente \u00e0 lui seul 99.8% de la masse du syst\u00e8me solaire ainsi constitu\u00e9 (Jupiter repr\u00e9sente presque tout le reste). L’\u00e9nergie solaire<\/a><\/span>, transmise par ensoleillement, rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur<\/a><\/span> et de lumi\u00e8re<\/a><\/span>, permettant la pr\u00e9sence d’eau<\/a><\/span> \u00e0 l’\u00e9tat liquide<\/a><\/span> et la photosynth\u00e8se des v\u00e9g\u00e9taux. Le rayonnement<\/a><\/span> du Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des ph\u00e9nom\u00e8nes m\u00e9t\u00e9orologiques observ\u00e9s sur notre plan\u00e8te<\/a><\/span>. La densit\u00e9 thermique<\/a><\/span> \u00e0 la surface de la Terre est \u00e0 99,98 % d’origine solaire. Les 0,02 % restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-m\u00eame.<\/p>\n

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Le Soleil fait partie d’une galaxie constitu\u00e9e de mati\u00e8re<\/a><\/span> interstellaire et d’environ deux cents milliards d’\u00e9toiles : la Voie lact\u00e9e. Il se situe \u00e0 15 parsecs du plan \u00e9quatorial du disque<\/a><\/span>, et est distant de 8 600 parsecs (environ 25 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re) du centre galactique.<\/p>\n

Le demi-grand axe de l’orbite<\/a><\/span> de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la d\u00e9finition<\/a><\/span> originale de l’unit\u00e9 astronomique<\/a><\/span> (ua).<\/p>\n

Le symbole astronomique<\/a><\/span> et astrologique du Soleil est un cercle<\/a><\/span> avec un point<\/a><\/span> en son centre : ?.<\/p>\n

Pr\u00e9sentation g\u00e9n\u00e9rale<\/span><\/h2>\n
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Le Soleil vu de la surface de la Terre au travers d’un objectif.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Le Soleil est une \u00e9toile naine qui se compose de 74 % d’hydrog\u00e8ne, de 25 % d’h\u00e9lium et d’une fraction d’\u00e9l\u00e9ments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2\u2013V. \u00a0\u00bb G2 \u00a0\u00bb signifie qu’il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune<\/a><\/span> tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de m\u00e9taux ionis\u00e9s et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrog\u00e8ne. Le suffixe \u00a0\u00bb V \u00a0\u00bb indique qu’il \u00e9volue actuellement, comme la majorit\u00e9 des \u00e9toiles, sur la s\u00e9quence principale du diagramme<\/a><\/span> de Hertzsprung-Russell : il tire son \u00e9nergie<\/a><\/span> de r\u00e9actions de fusion nucl\u00e9aire<\/a><\/span> qui transforment, dans son noyau, l’hydrog\u00e8ne en h\u00e9lium, et se trouve dans un \u00e9tat d’\u00e9quilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation<\/a><\/span> continuelles. Il existe dans notre galaxie plus de cent millions d’\u00e9toiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une \u00e9toile somme toute assez banale. Bien qu’il soit en fait plus brillant que 85 % des \u00e9toiles de la galaxie, qui sont en majorit\u00e9 des naines rouges. [<\/span>2]<\/span><\/a><\/sup><\/p>\n

Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lact\u00e9e dont il est distant d’environ 25 \u00e0 28 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re. Sa p\u00e9riode de r\u00e9volution<\/a><\/span> galactique est d’environ 220 millions d’ann\u00e9es, et sa vitesse de 217 km\/s, \u00e9quivalent \u00e0 une ann\u00e9e-lumi\u00e8re<\/a><\/span> tous les 1 400 ans (environ), et une unit\u00e9 astronomique tous les 8 jours. [<\/span>3]<\/span><\/a><\/sup> Dans cette r\u00e9volution galactique, le Soleil, comme les autres \u00e9toiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique : l’orbite galactique solaire pr\u00e9sente des ondulations sinuso\u00efdales perpendiculaires \u00e0 son plan de r\u00e9volution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 millions d’ann\u00e9es environ, d’un c\u00f4t\u00e9 puis de l’autre \u2014 sens Nord-Sud galactique, puis inversement \u2014 et s’en \u00e9loignerait au maximum de 230 ann\u00e9es-lumi\u00e8re environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les \u00e9toiles qui auraient un plan de r\u00e9volution diff\u00e9rent.<\/p>\n

Le Soleil tourne \u00e9galement sur lui-m\u00eame, avec une p\u00e9riode de 27 jours terrestres environ. En r\u00e9alit\u00e9, n’\u00e9tant pas un objet<\/a><\/span> solide, il subit une rotation diff\u00e9rentielle : il tourne plus rapidement \u00e0 l’\u00e9quateur (25 jours) qu’aux p\u00f4les (35 jours). Le Soleil est \u00e9galement en rotation autour du barycentre<\/a><\/span> du syst\u00e8me solaire, ce dernier se situant \u00e0 pr\u00e8s d’un rayon solaire<\/a><\/span> du centre de l’\u00e9toile, en raison principalement de la masse colossale de Jupiter (environ un milli\u00e8me de la masse solaire).<\/p>\n

Histoire naturelle du Soleil<\/span><\/h2>\n

Le Soleil est une \u00e9toile de Population I actuellement \u00e2g\u00e9e de 4,6 milliards d’ann\u00e9es environ, soit \u00e0 peu pr\u00e8s la moiti\u00e9 de son chemin sur la s\u00e9quence principale[<\/span>4]<\/span><\/a><\/sup>. On admet g\u00e9n\u00e9ralement qu’il s’est form\u00e9 sous l’effet des ondes de choc<\/a><\/span> produites par une supernova, comme le sugg\u00e8re l’abondance d’\u00e9l\u00e9ments lourds comme l’or et l’uranium<\/a><\/span> dans le syst\u00e8me solaire. De tels \u00e9l\u00e9ments ne pourraient s’\u00eatre form\u00e9s que sous l’effet de r\u00e9actions nucl\u00e9aires endergoniques au cours d’une supernova, ou par transmutation<\/a><\/span>.<\/p>\n

Dans son \u00e9tat actuel, le c\u0153ur du Soleil transforme chaque seconde<\/a><\/span> plus de quatre millions de tonnes de mati\u00e8re (de masse) en \u00e9nergie qui est transmise aux couches sup\u00e9rieures de l’astre et \u00e9mise dans l’espace sous forme de rayonnement \u00e9lectromagn\u00e9tique<\/a><\/span> (lumi\u00e8re, rayonnement solaire) et de flux<\/a><\/span> de particules (vent solaire). Dans les cinq milliards d’ann\u00e9es \u00e0 venir, le Soleil \u00e9puisera petit \u00e0 petit ses r\u00e9serves d’hydrog\u00e8ne ; sa brillance augmentera d’environ 7 % par milliard<\/a><\/span> d’ann\u00e9es. Lorsqu’il sera \u00e2g\u00e9 d’environ 10 milliards d’ann\u00e9es, l’\u00e9quilibre hydrostatique sera rompu. Le noyau commencera \u00e0 se contracter et \u00e0 se r\u00e9chauffer tandis que les couches superficielles, dilat\u00e9es par le flux thermique et ainsi partiellement lib\u00e9r\u00e9es de l’effet gravitationnel, seront progressivement repouss\u00e9es : le Soleil se dilatera et se transformera en g\u00e9ante<\/a><\/span> rouge<\/a><\/span>. Au terme de ce processus, le diam\u00e8tre du Soleil sera environ cent fois sup\u00e9rieur \u00e0 l’actuel ; il d\u00e9passera l’orbite de Mercure et de V\u00e9nus. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu’un d\u00e9sert<\/a><\/span> calcin\u00e9.<\/p>\n

La masse du Soleil n’est pas suffisante pour qu’il explose en supernova. Environ 250 millions d’ann\u00e9es plus tard, lorsque le c\u0153ur atteindra quelque 100 millions de kelvin<\/a><\/span>, le noyau s’effondrera sur lui-m\u00eame tandis que les couches superficielles seront \u00e9ject\u00e9es dans l’espace et donneront naissance \u00e0 une n\u00e9buleuse plan\u00e9taire. Les restes de l’\u00e9toile formeront alors une naine blanche qui pourra survivre encore plusieurs milliards d’ann\u00e9es au cours desquelles elle se refroidira avant de s’\u00e9teindre d\u00e9finitivement. Ce sc\u00e9nario est caract\u00e9ristique des \u00e9toiles de masse faible \u00e0 moyenne[<\/span>5]<\/span><\/a><\/sup>‘ [<\/span>6]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

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Histoire de l’exploration<\/a><\/span> solaire<\/span><\/h2>\n

D\u00e9veloppement de l’approche scientifique<\/a><\/span> moderne<\/span><\/h3>\n

Le philosophe grec Anaxagore fut un des premiers occidentaux \u00e0 proposer une th\u00e9orie<\/a><\/span> scientifique sur le Soleil, avan\u00e7ant qu’il s’agissait d’une masse incandescente plus grande que le P\u00e9loponn\u00e8se et non le charriot d’H\u00e9lios. Cette audace lui valut d’\u00eatre emprisonn\u00e9 et condamn\u00e9 \u00e0 mort, m\u00eame s’il fut plus tard lib\u00e9r\u00e9 gr\u00e2ce \u00e0 l’intervention de P\u00e9ricl\u00e8s. Deux si\u00e8cles plus tard, \u00c9ratosth\u00e8ne est sans doute le premier \u00e0 avoir estim\u00e9 avec pr\u00e9cision la distance Terre-Soleil (environ 149 millions de kilom\u00e8tres), au troisi\u00e8me si\u00e8cle<\/a><\/span> avant J\u00e9sus-Christ.<\/p>\n

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Rompant avec le g\u00e9ocentrisme<\/a><\/span>, Copernic proposa la th\u00e9orie h\u00e9liocentrique qui pla\u00e7ait le Soleil au centre de l’univers<\/a><\/span>. Galil\u00e9e<\/a><\/span> et Kepler approfondirent ses travaux.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Au XVI<\/span>e<\/sup> si\u00e8cle, Copernic \u00e9mit la th\u00e9orie que la Terre tournait autour du Soleil, et non l’inverse<\/a><\/span> comme on l’avait toujours cru. Au d\u00e9but du XVII<\/span>e<\/sup> si\u00e8cle Galil\u00e9e inaugura l’observation<\/a><\/span> t\u00e9lescopique du Soleil, observa les taches solaires, se doutant qu’elles se situaient \u00e0 la surface de l’astre et que ce n’\u00e9taient pas des objets passant entre le Soleil et la Terre[<\/span>7]<\/span><\/a><\/sup>. Pr\u00e8s de cent ans plus tard, Newton d\u00e9composa la lumi\u00e8re solaire au moyen d’un prisme, r\u00e9v\u00e9lant le spectre visible<\/a><\/span>[<\/span>8]<\/span><\/a><\/sup>, tandis qu’en 1800 William Herschel d\u00e9couvrit les rayons infrarouges[<\/span>9]<\/span><\/a><\/sup>. Le XIX<\/span>e<\/sup> si\u00e8cle vit des avanc\u00e9es consid\u00e9rables, en particulier dans le domaine de l’observation<\/a><\/span> spectroscopique du Soleil sous l’impulsion de Joseph von Fraunhofer, qui observa les raies d’absorption<\/a><\/span> du spectre solaire, auxquelles il donna son nom.<\/p>\n

La source de l’\u00e9nergie solaire fut la principale \u00e9nigme des premi\u00e8res ann\u00e9es de l’\u00e8re scientifique moderne. Dans un premier temps<\/a><\/span> plusieurs th\u00e9ories furent propos\u00e9es, mais aucune ne s’av\u00e9ra vraiment satisfaisante. Lord Kelvin proposa un mod\u00e8le sugg\u00e9rant que le Soleil \u00e9tait un corps liquide qui se refroidissait graduellement en rayonnant \u00e0 partir d’une r\u00e9serve de chaleur stock\u00e9e en son centre[<\/span>10]<\/span><\/a><\/sup>. Kelvin et Helmholtz tent\u00e8rent d’expliquer la production d’\u00e9nergie solaire par la th\u00e9orie connue sous le nom de m\u00e9canisme de Kelvin-Helmholtz. Malheureusement, l’\u00e2ge estim\u00e9 du Soleil d’apr\u00e8s ce m\u00e9canisme n’exc\u00e9dait pas 20 millions d’ann\u00e9es, ce qui \u00e9tait tr\u00e8s inf\u00e9rieur \u00e0 ce que laissait supposer la g\u00e9ologie. En 1890 Joseph Norman Lockyer, le d\u00e9couvreur de l’h\u00e9lium, proposa une th\u00e9orie m\u00e9t\u00e9oritique sur la formation et l’\u00e9volution du Soleil[<\/span>11]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

Il fallut attendre 1904 et les travaux d’Ernest Rutherford pour qu’enfin une hypoth\u00e8se plausible soit offerte. Rutherford supposa que l’\u00e9nergie \u00e9tait produite et entretenue par une source de chaleur interne<\/a><\/span> et que la radioactivit\u00e9<\/a><\/span> \u00e9tait \u00e0 la source de cette \u00e9nergie[<\/span>12]<\/span><\/a><\/sup>. En d\u00e9montrant la relation entre la masse et l’\u00e9nergie (E=mc\u00b2), Albert Einstein<\/a><\/span> apporta un \u00e9l\u00e9ment essentiel \u00e0 la compr\u00e9hension du g\u00e9n\u00e9rateur d’\u00e9nergie solaire. En 1920 Sir Arthur Eddington proposa la th\u00e9orie selon laquelle le centre du Soleil \u00e9tait le si\u00e8ge de pressions et de temp\u00e9ratures extr\u00eames, permettant des r\u00e9actions de fusion<\/a><\/span> nucl\u00e9aire<\/a><\/span> qui transformaient l’hydrog\u00e8ne en h\u00e9lium, lib\u00e9rant de l’\u00e9nergie proportionnellement \u00e0 une diminution de la masse[<\/span>13]<\/span><\/a><\/sup>. Ce mod\u00e8le th\u00e9orique fut compl\u00e9t\u00e9 dans les ann\u00e9es 1930 par les travaux des astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Hans Bethe, qui d\u00e9crivirent en d\u00e9tail les deux principales r\u00e9actions nucl\u00e9aires productrices d’\u00e9nergie au c\u0153ur du Soleil[<\/span>14]<\/span><\/a><\/sup>,<\/sup>[<\/span>15]<\/span><\/a><\/sup>. Pour finir en 1957, un article intitul\u00e9 Synth\u00e8se des \u00c9l\u00e9ments dans les \u00c9toiles<\/em>[<\/span>16]<\/span><\/a><\/sup> apporta la d\u00e9monstration<\/a><\/span> d\u00e9finitive que la plupart des \u00e9l\u00e9ments rencontr\u00e9s dans l’univers se sont form\u00e9s sous l’effet de r\u00e9actions nucl\u00e9aires au c\u0153ur d’\u00e9toiles telles que le Soleil.<\/p>\n

Les missions spatiales solaires<\/span><\/h3>\n
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Vue d’artiste<\/a><\/span> du satellite<\/a><\/span> SolarMax<\/em>. Il observa la couronne solaire<\/a><\/span> et les taches solaires de 1984 \u00e0 1989.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Les premi\u00e8res sondes con\u00e7ues pour observer le Soleil depuis l’espace interplan\u00e9taire furent lanc\u00e9es par la NASA<\/a><\/span> entre 1959 et 1968 : ce furent les missions Pioneer 5, 6, 7, 8<\/em> et 9<\/em>. En orbite autour du Soleil \u00e0 une distance similaire \u00e0 celle de l’orbite terrestre, elles permirent les premi\u00e8res analyses d\u00e9taill\u00e9es du vent solaire<\/a><\/span> et du champ magn\u00e9tique<\/a><\/span> solaire. Pioneer 9<\/em> resta op\u00e9rationnelle particuli\u00e8rement longtemps et envoya des informations jusqu’en 1987[<\/span>17]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

Dans les ann\u00e9es 1970, deux missions apport\u00e8rent aux scientifiques des informations capitales sur le vent solaire et la couronne solaire. La sonde<\/a><\/span> germano-am\u00e9ricaine Helios 1<\/em> \u00e9tudia le vent solaire depuis la p\u00e9rih\u00e9lie<\/a><\/span> d’une orbite plus petite que celle de Mercure. La station am\u00e9ricaine Skylab<\/em>, lanc\u00e9e en 1973, comportait un module d’observation solaire baptis\u00e9 Apollo Telescope Mount<\/em> et command\u00e9 par les spationautes embarqu\u00e9s dans la station. Skylab fit les premi\u00e8res observations de la zone de transition entre la chromosph\u00e8re<\/a><\/span> et la couronne et des \u00e9missions ultraviolettes de la couronne solaire. La mission permit \u00e9galement les premi\u00e8res observations d’\u00e9jections de masse coronale et de trous coronaux, ph\u00e9nom\u00e8nes dont on sait aujourd’hui qu’ils sont intimement li\u00e9s au vent solaire.<\/p>\n

En 1980 la NASA lan\u00e7a le satellite<\/a><\/span> Solar Maximum Mission<\/em> (plus connu sous le nom de SolarMax<\/em>), con\u00e7u pour l’observation des rayons gamma, X et ultraviolets \u00e9mis par les \u00e9ruptions solaires dans les p\u00e9riodes de forte activit\u00e9<\/a><\/span> solaire. Malheureusement quelques mois<\/a><\/span> apr\u00e8s son lancement, un dysfonctionnement \u00e9lectronique pla\u00e7a le satellite en mode standby<\/em>, et l’appareil resta inactif les trois ann\u00e9es suivantes. En 1984 toutefois la mission STS-41-C<\/em> du programme Space Shuttle Challenger<\/em> intercepta le satellite et permit une r\u00e9paration et un relancement. SolarMax<\/em> put alors r\u00e9aliser des milliers d’observations de la couronne solaire et des taches solaires jusqu’\u00e0 sa destruction en juin 1989[<\/span>18]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

Le satellite japonais Yohkoh<\/em> (Rayon de Soleil<\/em>), lanc\u00e9 en 1991, observa les \u00e9ruptions solaires aux longueurs d’onde<\/a><\/span> des rayons X. Les donn\u00e9es<\/a><\/span> rapport\u00e9es par la mission permirent aux scientifiques d’identifier diff\u00e9rents types d’\u00e9ruptions, et d\u00e9montra que la couronne au-del\u00e0 des r\u00e9gions de pics d’activit\u00e9 \u00e9tait bien plus dynamique<\/a><\/span> et active qu’on l’avait suppos\u00e9 auparavant. Yohkoh<\/em> suivit un cycle solaire<\/a><\/span> entier mais tomba en panne \u00e0 la suite d’une \u00e9clipse<\/a><\/span> annulaire de Soleil le 14 d\u00e9cembre 2001. Il fut d\u00e9truit en rentrant dans l’atmosph\u00e8re<\/a><\/span> en 2005[<\/span>19]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

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Le satellite SoHO<\/a><\/span>. Lanc\u00e9e en 1995, la mission d’exploration solaire SoHO est l’une des plus importantes du genre. Elle est toujours \u00e0 l’\u0153uvre en 2006.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Une des plus importantes missions solaires \u00e0 ce jour<\/a><\/span> est la Solar and Heliospheric Observatory<\/em> ou SoHO, lanc\u00e9e conjointement par l’Agence spatiale europ\u00e9enne<\/a><\/span> et la NASA le 2 d\u00e9cembre 1995. Pr\u00e9vue au d\u00e9part pour deux ans, la mission SoHO est toujours active. Elle s’est av\u00e9r\u00e9e si performante qu’une mission de prolongement baptis\u00e9e Solar Dynamics Observatory<\/em> est envisag\u00e9e pour 2008. Localis\u00e9e au point de Lagrange<\/a><\/span> entre la Terre et le Soleil (auquel la force<\/a><\/span> d’attraction de ces deux corps c\u00e9lestes est \u00e9gale), SoHO envoie en permanence des images du Soleil \u00e0 diff\u00e9rentes longueurs d’onde<\/a><\/span>. En plus de cette observation directe du Soleil, SoHO a permis la d\u00e9couverte d’un grand nombre<\/a><\/span> de com\u00e8tes, principalement de tr\u00e8s petites com\u00e8tes effleurant le Soleil et d\u00e9truites lors de leur passage[<\/span>20]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

Toutes les observations enregistr\u00e9es par ces satellites sont prises depuis le plan de l’\u00e9cliptique<\/a><\/span>. En cons\u00e9quence, ils n’ont pu observer en d\u00e9tail que les seules r\u00e9gions \u00e9quatoriales du Soleil. En 1990 cependant la sonde Ulysses<\/em> a \u00e9t\u00e9 lanc\u00e9e pour \u00e9tudier les r\u00e9gions polaires du Soleil. Elle fit d’abord route<\/a><\/span> vers Jupiter et utilisa son assistance gravitationnelle<\/a><\/span> pour se s\u00e9parer du plan de l’\u00e9cliptique. Par chance elle fut id\u00e9alement plac\u00e9e pour observer, en juillet 1994, la collision<\/a><\/span> entre la com\u00e8te Shoemaker-Levy 9<\/a><\/span> et Jupiter. Une fois sur l’orbite pr\u00e9vue, Ulysses<\/em> \u00e9tudia le vent solaire et la force du champ<\/a><\/span> magn\u00e9tique \u00e0 des latitudes solaires \u00e9lev\u00e9es, d\u00e9couvrant que le vent solaire aux p\u00f4les \u00e9tait plus lent que pr\u00e9vu (750 km\/s environ) et que d’importantes ondes magn\u00e9tiques en \u00e9mergeaient, participant \u00e0 la dispersion des rayons cosmiques[<\/span>21]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

La mission Genesis<\/em> fut lanc\u00e9e par la NASA en 2001 dans le but de capturer des parcelles de vent solaire afin d’obtenir une mesure directe de la composition de la mati\u00e8re solaire. Elle fut s\u00e9v\u00e8rement endommag\u00e9e lors de son retour sur Terre, le 10 septembre 2004, mais une partie des pr\u00e9l\u00e8vements a pu \u00eatre sauv\u00e9e et est actuellement en cours d’analyse.<\/p>\n

Structure et fonctionnement du Soleil<\/span><\/h2>\n
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Structure du Soleil en coupe<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Bien que le Soleil soit une \u00e9toile de taille moyenne, il repr\u00e9sente \u00e0 lui seul plus de 99 % de la masse du syst\u00e8me solaire. Sa forme est presque parfaitement sph\u00e9rique, avec un aplatissement aux p\u00f4les estim\u00e9 \u00e0 neuf millioni\u00e8mes[<\/span>22]<\/span><\/a><\/sup>, ce qui signifie que son diam\u00e8tre polaire est plus petit que son diam\u00e8tre \u00e9quatorial de seulement dix kilom\u00e8tres<\/a><\/span>.<\/p>\n

Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n’a pas de limite ext\u00e9rieure bien d\u00e9finie : la densit\u00e9 de ses gaz<\/a><\/span> chute de mani\u00e8re \u00e0 peu pr\u00e8s exponentielle<\/a><\/span> \u00e0 mesure qu’on s’\u00e9loigne de son centre. Par contre sa structure interne est bien d\u00e9finie, comme d\u00e9crite plus bas. Le rayon du Soleil est mesur\u00e9 de son centre jusqu’\u00e0 la photosph\u00e8re. La photosph\u00e8re est la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condens\u00e9s pour \u00eatre opaques et au-del\u00e0 de laquelle ils deviennent transparents. La photosph\u00e8re est ainsi la plus volontiers visible \u00e0 l’oeil nu. La majeure partie de la masse solaire<\/a><\/span> se concentre \u00e0 0,7 rayon du centre. La structure interne du Soleil n’est bien s\u00fbr pas observable<\/a><\/span> directement, et le Soleil lui-m\u00eame \u00e9tant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la m\u00eame fa\u00e7on que la sismologie a permis, par l’\u00e9tude des ondes produites par les tremblements de terre, de d\u00e9terminer la structure interne de la Terre, l’h\u00e9liosismologie<\/a><\/span> utilise les pulsations solaires pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique<\/a><\/span> est \u00e9galement utilis\u00e9e comme outil<\/a><\/span> th\u00e9orique pour sonder les couches les plus profondes.<\/p>\n

Le c\u0153ur ou noyau<\/span><\/h3>\n

On consid\u00e8re que le c\u0153ur du Soleil s’\u00e9tend du centre \u00e0 environ 0,2 rayon solaire. Sa densit\u00e9 est sup\u00e9rieure \u00e0 150 000 kg\/m3<\/sup> (150 fois la densit\u00e9 de l’eau sur Terre) et sa temp\u00e9rature approche les 15 millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la temp\u00e9rature de surface du Soleil, qui avoisine les 6 000 kelvins). C’est dans le c\u0153ur que se produisent les r\u00e9actions thermonucl\u00e9aires exothermiques (fusion nucl\u00e9aire) qui transforment principalement l’hydrog\u00e8ne en h\u00e9lium, mais aussi l’h\u00e9lium en carbone, le carbone en fer (voir aussi: R\u00e9action nucl\u00e9aire#Le Soleil).<\/p>\n

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\"Le <\/p>\n
Le Soleil tire son \u00e9nergie des r\u00e9actions de fusion nucl\u00e9aire qui transforment, en son noyau, l’hydrog\u00e8ne en h\u00e9lium.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Environ 8,9\u00d71037<\/sup> protons (noyaux d’hydrog\u00e8ne) sont convertis en h\u00e9lium chaque seconde, lib\u00e9rant l’\u00e9nergie \u00e0 raison de 4,26 millions de tonnes de mati\u00e8re consomm\u00e9es par seconde, produisant 383 yottajoules (383\u00d71024<\/sup> joules) par seconde, soit l’\u00e9quivalent de l’explosion<\/a><\/span> de 9,15\u00d71016<\/sup> tonnes de TNT. Le taux de fusion nucl\u00e9aire est proportionnel \u00e0 la densit\u00e9 du noyau, de fa\u00e7on que la fusion nucl\u00e9aire au sein du c\u0153ur est un processus auto-r\u00e9gul\u00e9 : toute l\u00e9g\u00e8re augmentation du taux de fusion provoque un r\u00e9chauffement et une dilatation du c\u0153ur qui r\u00e9duit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution l\u00e9g\u00e8re du taux de fusion refroidit et densifie le c\u0153ur, ce qui fait revenir le niveau de fusion \u00e0 son point de d\u00e9part.<\/p>\n

Le c\u0153ur est la seule partie du Soleil qui produise une quantit\u00e9<\/a><\/span> notable de chaleur par fusion : le reste de l’\u00e9toile tire sa chaleur uniquement de l’\u00e9nergie qui en provient. La totalit\u00e9 de l’\u00e9nergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu’\u00e0 la photosph\u00e8re, avant de s’\u00e9chapper dans l’espace sous forme de rayonnement solaire<\/a><\/span> ou de flux de particules.<\/p>\n

Les photons de haute \u00e9nergie (rayons X et gamma) lib\u00e9r\u00e9s lors des r\u00e9actions de fusion mettent un temps consid\u00e9rable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l’interaction<\/a><\/span> avec la mati\u00e8re et par le ph\u00e9nom\u00e8ne permanent d’absorption et de r\u00e9\u00e9mission \u00e0 plus basse \u00e9nergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d’un photon<\/a><\/span> du c\u0153ur \u00e0 la surface se situe entre 17 000[<\/span>23]<\/span><\/a><\/sup> et 50 millions d’ann\u00e9es[<\/span>24]<\/span><\/a><\/sup>. Apr\u00e8s avoir travers\u00e9 la couche de convection<\/a><\/span> et atteint la photosph\u00e8re, les photons s’\u00e9chappent dans l’espace, en grande partie sous forme de lumi\u00e8re visible<\/a><\/span>. Chaque rayon gamma<\/a><\/span> produit au centre du Soleil est finalement transform\u00e9 en plusieurs millions de photons lumineux avant de s’\u00e9chapper dans l’espace. Des neutrinos sont \u00e9galement lib\u00e9r\u00e9s par les r\u00e9actions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la mati\u00e8re et sont donc lib\u00e9r\u00e9s imm\u00e9diatement. Pendant des ann\u00e9es, le nombre de neutrinos produits par le Soleil \u00e9tait mesur\u00e9 plus faible d’un tiers que la valeur th\u00e9orique : c’\u00e9tait le probl\u00e8me des neutrinos solaires<\/em>, qui a \u00e9t\u00e9 r\u00e9cemment r\u00e9solu (en 1998) gr\u00e2ce \u00e0 une meilleure compr\u00e9hension du ph\u00e9nom\u00e8ne d’oscillation<\/a><\/span> du neutrino<\/a><\/span>.<\/p>\n

La zone de radiation<\/a><\/span><\/span><\/h3>\n

La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,2 et 0,7 rayon solaire. La mati\u00e8re solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus ext\u00e9rieures se fait par la seule radiation thermique. L’hydrog\u00e8ne et l’h\u00e9lium ionis\u00e9s \u00e9mettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d’\u00eatre r\u00e9absorb\u00e9s par d’autres ions. Dans cette zone, il n’y a pas de convection thermique car bien que la mati\u00e8re se refroidisse en s’\u00e9loignant du c\u0153ur, le gradient thermique reste inf\u00e9rieur au gradient thermique adiabatique<\/a><\/span>. La temp\u00e9rature y diminue \u00e0 deux millions de kelvins.<\/p>\n

La zone de convection<\/span><\/h3>\n

La zone de convection ou zone convective s’\u00e9tend de 0,7 rayon solaire du centre \u00e0 la surface visible du Soleil. Elle est s\u00e9par\u00e9e de la zone de radiation par une couche \u00e9paisse d’environ 3 000 kilom\u00e8tres, la tachocline, qui d’apr\u00e8s les \u00e9tudes r\u00e9centes pourrait \u00eatre le si\u00e8ge de puissants champs magn\u00e9tiques et jouerait un r\u00f4le important dans la dynamo<\/a><\/span> solaire. Dans la zone de convection la mati\u00e8re n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour \u00e9vacuer la chaleur par radiation : c’est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosph\u00e8re. La temp\u00e9rature y passe de 2 millions \u00e0 6 000 kelvins. La mati\u00e8re parvenue en surface, refroidie, plonge \u00e0 nouveau jusqu’\u00e0 la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie sup\u00e9rieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi form\u00e9es sont responsables des granulations solaires observables \u00e0 la surface de l’astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarit\u00e9 magn\u00e9tique nord-sud \u00e0 la surface du Soleil.<\/p>\n

La photosph\u00e8re<\/span><\/h3>\n
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La photosph\u00e8re vue \u00e0 travers un filtre<\/a><\/span>. La pr\u00e9sence de taches solaires la rend facilement identifiable.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

La photosph\u00e8re est la partie visible de la surface du Soleil. En-dessous d’elle, le Soleil devient opaque \u00e0 la lumi\u00e8re visible. Au-del\u00e0 de la photosph\u00e8re, la lumi\u00e8re visible est libre de se propager dans l’espace, et son \u00e9nergie de s’\u00e9chapper enti\u00e8rement du Soleil. \u00c9paisse de seulement quelques dizaines \u00e0 quelques centaines de kilom\u00e8tres, la photosph\u00e8re est l\u00e9g\u00e8rement plus opaque que l’air sur Terre. Elle s’\u00e9tend en altitude<\/a><\/span> sur environ 500 kilom\u00e8tres, jusqu’\u00e0 une zone de temp\u00e9rature minimum<\/em> (environ 4 000 kelvins) qui se prolonge par la chromosph\u00e8re. La lumi\u00e8re solaire y a approximativement le spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique<\/a><\/span> d’un corps noir<\/a><\/span> (ce qui permet d’estimer sa temp\u00e9rature (moyenne) \u00e0 5 770 K, soit 5 500 \u00b0C), \u00e9maill\u00e9 de quelques bandes provenant des couches t\u00e9nues qui surplombent la photosph\u00e8re. La densit\u00e9 particulaire de la photosph\u00e8re avoisine les 1\u00d71023<\/sup> m\u22123<\/sup>, soit environ 1 % de la densit\u00e9 particulaire de l’atmosph\u00e8re terrestre au niveau de la mer<\/a><\/span>. Les premi\u00e8res analyses spectrom\u00e9triques de la photosph\u00e8re, au XVIII<\/span>e<\/sup> si\u00e8cle si\u00e8cle, r\u00e9v\u00e9l\u00e8rent l’existence d’un \u00e9l\u00e9ment alors inconnu sur Terre. Norman Lockyer isola en 1868 cet \u00e9l\u00e9ment qu’il baptisa \u00a0\u00bb h\u00e9lium \u00ab\u00a0, vingt-cinq ans avant sa d\u00e9couverte sur Terre[<\/span>25]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

L’atmosph\u00e8re solaire<\/span><\/h3>\n

Au-del\u00e0 de la photosph\u00e8re la structure du Soleil est g\u00e9n\u00e9ralement connue sous le nom d’Atmosph\u00e8re solaire<\/em>. Elle comprend trois zones principales : la chromosph\u00e8re, la couronne et l’h\u00e9liosph\u00e8re. La chromosph\u00e8re est s\u00e9par\u00e9e de la photosph\u00e8re par la zone de temp\u00e9rature minimum<\/em> et de la couronne par une zone de transition<\/em>. L’h\u00e9liosph\u00e8re s’\u00e9tend jusqu’aux confins du syst\u00e8me solaire o\u00f9 elle est limit\u00e9e par l’h\u00e9liopause<\/a><\/span>. Pour une raison encore mal \u00e9lucid\u00e9e, la chromosph\u00e8re et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu’elle puisse \u00eatre \u00e9tudi\u00e9e en d\u00e9tail par les t\u00e9lescopes spectroscopiques, l’atmosph\u00e8re solaire n’est jamais aussi accessible que lors des \u00e9clipses totales de Soleil.<\/p>\n

La chromosph\u00e8re<\/span><\/h4>\n
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La chromosph\u00e8re vue en analyse spectrale<\/a><\/span> H\u03b1.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n
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Les \u00e9clipses totales de Soleil (ici celle du 11 ao\u00fbt 1999) sont la seule occasion de visualiser directement la couronne (en blanc) et la chromosph\u00e8re (en rose).<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

La zone de temp\u00e9rature minimum<\/em> qui s\u00e9pare la photosph\u00e8re de la chromosph\u00e8re offre une temp\u00e9rature suffisamment basse (4 000 kelvins) pour qu’on y trouve des mol\u00e9cules simples (monoxyde de carbone, eau), d\u00e9tectables par leur spectre d’absorption. La chromosph\u00e8re proprement dite est \u00e9paisse d’environ 2 000 kilom\u00e8tres. Sa temp\u00e9rature augmente graduellement avec l’altitude, pour atteindre un maximum de 100 000 kelvin \u00e0 son sommet. Son spectre est domin\u00e9 par des bandes d’\u00e9mission et d’absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque chroma<\/em> (couleur), lui a \u00e9t\u00e9 donn\u00e9 en raison du flash rose soutenu qu’elle laisse entrevoir lors des \u00e9clipses totales de Soleil.<\/p>\n

La couronne<\/span><\/h4>\n

La zone de transition<\/em> entre la chromosph\u00e8re et la couronne est le si\u00e8ge d’une \u00e9l\u00e9vation rapide de temp\u00e9rature, qui peut approcher un million<\/a><\/span> de kelvins. Cette \u00e9l\u00e9vation est li\u00e9e \u00e0 une transition de phase<\/a><\/span> au cours de laquelle l’h\u00e9lium devient totalement ionis\u00e9 sous l’effet des tr\u00e8s hautes temp\u00e9ratures. La zone de transition n’a pas une altitude clairement d\u00e9finie. Grossi\u00e8rement, elle forme un halo surplombant la chromosph\u00e8re sous l’apparence de spicules et de filaments. Elle est le si\u00e8ge d’un mouvement chaotique et permanent. Difficile \u00e0 percevoir depuis la Terre malgr\u00e9 l’utilisation de coronographes, elle est plus ais\u00e9ment analys\u00e9e par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extr\u00eames du spectre.<\/p>\n

Bien plus vaste que le Soleil lui-m\u00eame, la couronne solaire elle-m\u00eame s’\u00e9tend \u00e0 partir de la zone de transition et s’\u00e9vanouit progressivement dans l’espace, m\u00eal\u00e9e \u00e0 l’h\u00e9liosph\u00e8re par les vents solaires. La couronne inf\u00e9rieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densit\u00e9 particulaire comprise entre 1\u00d71014<\/sup> m\u22123<\/sup> et 1\u00d71016<\/sup> m\u22123<\/sup>, soit moins d’un milliardi\u00e8me de la densit\u00e9 particulaire de l’atmosph\u00e8re terrestre au niveau de la mer<\/a><\/span>. Sa temp\u00e9rature, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la temp\u00e9rature de la photosph\u00e8re. Bien qu’aucune th\u00e9orie n’explique encore compl\u00e8tement<\/a><\/span> cette diff\u00e9rence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d’un processus de reconnexion magn\u00e9tique.<\/p>\n

L’h\u00e9liosph\u00e8re<\/span><\/h4>\n

D\u00e9butant \u00e0 environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l’h\u00e9liosph\u00e8re s’\u00e9tend jusqu’aux confins du syst\u00e8me solaire. On admet qu’elle d\u00e9bute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d’Alfv\u00e9n (le flux est alors dit superalfv\u00e9nique<\/em>) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-del\u00e0 de cette fronti\u00e8re<\/a><\/span> n’ont pas d’influence sur la structure de la couronne solaire, car l’information ne peut se d\u00e9placer qu’\u00e0 la vitesse des ondes d’Alfv\u00e9n. Le vent solaire se d\u00e9place ensuite en continu \u00e0 travers l’h\u00e9liosph\u00e8re, donnant au champ magn\u00e9tique solaire la forme d’une spirale<\/a><\/span> de Parker jusqu’\u00e0 sa rencontre avec l’h\u00e9liopause, \u00e0 plus de 50 ua du Soleil. En d\u00e9cembre 2004, Voyager 1<\/a><\/span> est devenue la premi\u00e8re sonde \u00e0 franchir l’h\u00e9liopause. Chacune des deux sondes Voyager<\/a><\/span> a d\u00e9tect\u00e9 d’importants niveaux \u00e9nerg\u00e9tiques \u00e0 l’approche de cette fronti\u00e8re[<\/span>26]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

L’activit\u00e9 solaire<\/span><\/h2>\n

Le champ magn\u00e9tique solaire<\/span><\/h3>\n
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\"Vue <\/p>\n
Vue d’artiste du champ magn\u00e9tique solaire.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Le Soleil est une \u00e9toile magn\u00e9tiquement active. Toute la mati\u00e8re solaire se trouvant sous forme de gaz et de plasma<\/a><\/span> en raison des temp\u00e9ratures extr\u00eamement \u00e9lev\u00e9es, le Soleil tourne plus rapidement \u00e0 l’\u00e9quateur (vingt-cinq jours environ) qu’aux p\u00f4les (trente-cinq jours). Cette rotation diff\u00e9rentielle<\/a><\/span> des latitudes solaires donne au champ magn\u00e9tique solaire une forme de spirale en perp\u00e9tuelle rotation, les lignes de champ se trouvant emm\u00eal\u00e9es les unes aux autres au cours du temps. Cet enchev\u00eatrement serait au moins en partie responsable du cycle solaire, ph\u00e9nom\u00e8ne p\u00e9riodique s’\u00e9talant sur 11,2 ann\u00e9es en moyenne avec une alternance de minima et de maxima<\/a><\/span> tous les onze semestres environ. Au terme d’un cycle solaire le champ magn\u00e9tique s’est invers\u00e9 par rapport \u00e0 la fin du pr\u00e9c\u00e9dent. Les manifestations les plus spectaculaires en p\u00e9riode d’intense activit\u00e9 magn\u00e9tique sont l’apparition de taches solaires et de protub\u00e9rances.<\/p>\n

Les taches solaires<\/span><\/h3>\n

Bien que tous les d\u00e9tails sur la gen\u00e8se des taches solaires ne soient pas encore \u00e9lucid\u00e9s, il a \u00e9t\u00e9 d\u00e9montr\u00e9 qu’elles sont la r\u00e9sultante d’une intense activit\u00e9 magn\u00e9tique au sein de la zone de convection, si puissante qu’elle freine la convection et limite l’apport thermique en surface \u00e0 la photosph\u00e8re. Elles sont ainsi moins chaudes de 1 500 \u00e0 2 000 kelvins que les r\u00e9gions voisines, ce qui suffit \u00e0 expliquer pourquoi elles nous apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosph\u00e8re. Cependant si elles \u00e9taient isol\u00e9es du reste de la photosph\u00e8re, les taches solaires, o\u00f9 r\u00e8gne malgr\u00e9 tout une temp\u00e9rature proche des 4 500 kelvins, nous sembleraient dix fois plus brillantes que la pleine lune<\/a><\/span>, soit davantage qu’un arc \u00e9lectrique<\/a><\/span>. La sonde spatiale<\/a><\/span> SoHO a permis de d\u00e9montrer que les taches solaires r\u00e9pondent \u00e0 un m\u00e9canisme proche de celui des cyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d’ombre centrale (environ 2 000 kelvins) et la zone de p\u00e9nombre p\u00e9riph\u00e9rique (environ 2 700 kelvins). Le diam\u00e8tre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois sup\u00e9rieur \u00e0 celui de la Terre. En p\u00e9riode d’activit\u00e9 il est parfois possible de les observer \u00e0 l’oeil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire<\/a><\/span> adapt\u00e9e.<\/p>\n

La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour contr\u00f4ler l’activit\u00e9 solaire et pr\u00e9dire ses r\u00e9percussions terrestres. Une tache solaire a une dur\u00e9e de vie moyenne de deux semaines. L’astronome allemand Heinrich Schwabe, au XVIII<\/span>e<\/sup> si\u00e8cle, fut le premier \u00e0 tenir une cartographie<\/a><\/span> m\u00e9thodique des taches solaires, ce qui lui permit d’\u00e9valuer leur p\u00e9riodicit\u00e9. Les \u00e9tudes ult\u00e9rieures ont fix\u00e9 leur p\u00e9riode \u00e0 11,2 ann\u00e9es, chaque demi-p\u00e9riode \u00e9tant alternativement caract\u00e9ris\u00e9e par un maximum d’activit\u00e9 (o\u00f9 les taches se multiplient) et un minimum d’activit\u00e9. Le dernier maximum d’activit\u00e9 a \u00e9t\u00e9 enregistr\u00e9 en 2001, avec un groupe de taches particuli\u00e8rement marqu\u00e9 (image). Le prochain minimum d’activit\u00e9 est pr\u00e9vu pour le premier semestre de 2007[<\/span>27]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

Les \u00e9ruptions solaires<\/span><\/h3>\n
\n
\"Une <\/p>\n
Une \u00e9ruption solaire<\/a><\/span><\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Effets terrestres de l’activit\u00e9 solaire<\/span><\/h3>\n
\n
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Les aurores polaires sont une manifestation spectaculaire de l’activit\u00e9 solaire.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Les effets terrestres de l’activit\u00e9 solaire<\/strong> sont multiples, le plus spectaculaire est le ph\u00e9nom\u00e8ne des aurores polaires.<\/p>\n

La Terre poss\u00e8de une magn\u00e9tosph\u00e8re<\/a><\/span> qui la prot\u00e8ge des vents solaires, mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils d\u00e9forment la magn\u00e9tosph\u00e8re et des particules radioactives solaires la traversent en suivant les lignes de champs. Ces particules excitent ou ionisent les particules de la haute atmosph\u00e8re. Le r\u00e9sultat de ces r\u00e9actions est la cr\u00e9ation de nuages ionis\u00e9s qui refl\u00e8tent les ondes dont la lumi\u00e8re, ce qui provoque la formation des aurores polaires.<\/p>\n

Les vents solaires peuvent \u00e9galement perturber les moyens de communications et de navigations utilisant des satellites, en-effet les satellites \u00e0 basse altitude peuvent \u00eatre endommag\u00e9s par l’ionisation<\/a><\/span> de l’ionosph\u00e8re<\/a><\/span>.<\/p>\n

Le syst\u00e8me solaire<\/span><\/h2>\n

\u00c0 lui seul, le soleil repr\u00e9sente 99,86 % de la masse totale du syst\u00e8me solaire, les 0,14 % restants incluant les plan\u00e8tes (surtout Jupiter), dont la Terre.<\/p>\n\n\n\n\n\n\n
Rapport de la masse du Soleil aux masses des plan\u00e8tes<\/strong><\/caption>\n
Mercure<\/td>\n6 023 600<\/td>\nJupiter<\/td>\n1 047<\/td>\n<\/tr>\n
V\u00e9nus<\/td>\n408 523<\/td>\nSaturne<\/td>\n3 498<\/td>\n<\/tr>\n
Terre et Lune<\/td>\n328 900<\/td>\nUranus<\/td>\n22 869<\/td>\n<\/tr>\n
Mars<\/td>\n3 098 710<\/td>\nNeptune<\/td>\n19 314<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

Symbolique<\/span><\/h2>\n

Le soleil est un symbole tr\u00e8s puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture<\/a><\/span>.<\/p>\n

D’une fa\u00e7on g\u00e9n\u00e9rale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d’Asie centrale le consid\u00e9raient comme un principe f\u00e9minin (la M\u00e8re soleil) ; c’est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est le kami Amaterasu, la dame soleil, \u00e9pouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (d\u00e9esse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une id\u00e9e que J. R. R. Tolkien a import\u00e9e dans son \u0153uvre.<\/p>\n

Souvent, le Soleil repr\u00e9sente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait \u00e0 dispara\u00eetre, ou m\u00eame si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s’\u00e9teindrait sur Terre, d’o\u00f9 le symbole de vie (donneur de vie).<\/p>\n

Dans l’\u00c9gypte antique, R\u00e2 (ou R\u00ea) est le dieu Soleil (il \u00e9tait l’un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akh\u00e9naton en fera son dieu unique sous le nom d’Aton. Dans le Panth\u00e9on grec c’est Apollon<\/a><\/span>, fils de Zeus et du titan<\/a><\/span> L\u00e9to. Citons aussi H\u00e9lios qui est la personnification du Soleil lui-m\u00eame. Les Azt\u00e8ques l’appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le ma\u00eetre du monde<\/a><\/span>. S’il n’est pas associ\u00e9 \u00e0 un dieu, des gens l’ont associ\u00e9 \u00e0 eux-m\u00eames comme le roi de France Louis XIV surnomm\u00e9 le Roi-Soleil (couronn\u00e9 de Dieu). La famille imp\u00e9riale japonaise se targue de descendre d’Amaterasu, d\u00e9esse du Soleil.<\/p>\n

En alchimie<\/a><\/span>, le symbole du Soleil et de l’or est un cercle avec un point au centre : \"Symbole. Il repr\u00e9sente l’int\u00e9rieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie<\/a><\/span> comme en astrologie<\/a><\/span>, le symbole est le m\u00eame.<\/p>\n

Observation du soleil et dangers pour l’\u0153il<\/span><\/h2>\n

Observation \u00e0 l’\u0153il nu<\/span><\/h3>\n

Regarder le soleil \u00e0 l’\u0153il nu bri\u00e8vement peut \u00eatre douloureux et m\u00eame dangereux.<\/p>\n

Un coup d’\u0153il vers le soleil entra\u00eene des c\u00e9cit\u00e9s partielles et temporaires (t\u00e2ches sombres dans la vision). Lors de cette action, environ quatre milliwatts de lumi\u00e8re frappent la r\u00e9tine, la chauffant un peu, et \u00e9ventuellement la d\u00e9t\u00e9riorant. La corn\u00e9e peut \u00e9galement \u00eatre atteinte.<\/p>\n

L’exposition g\u00e9n\u00e9rale \u00e0 la lumi\u00e8re solaire peut aussi \u00eatre un danger. En effet, au fil des ann\u00e9es, l’exposition aux UV jaunit le cristallin ou r\u00e9duit sa transparence<\/a><\/span> et peut contribuer \u00e0 la formation de cataractes.<\/p>\n

Observation avec un dispositif optique<\/a><\/span><\/span><\/h3>\n

Regarder le soleil \u00e0 travers les dispositifs optiques grossissants \u2014 par exemple des jumelles<\/a><\/span>, un t\u00e9l\u00e9objectif, une lunette astronomique<\/a><\/span> ou un t\u00e9lescope<\/a><\/span> \u2014 d\u00e9pourvus de filtre adapt\u00e9 (filtre solaire) est extr\u00eamement dangereux et peut rapidement provoquer des dommages irr\u00e9parables \u00e0 la r\u00e9tine, au cristallin et \u00e0 la corn\u00e9e.<\/p>\n

Avec des jumelles, environ 500 fois plus d’\u00e9nergie frappe la r\u00e9tine, ce qui peut d\u00e9truire les cellules r\u00e9tinales quasiment instantan\u00e9ment et entra\u00eener une c\u00e9cit\u00e9 permanente.<\/p>\n

Une m\u00e9thode pour regarder sans danger le soleil est de projeter son image sur un \u00e9cran<\/a><\/span> en utilisant un t\u00e9lescope avec oculaire amovible (les autres types de t\u00e9lescopes peuvent \u00eatre d\u00e9t\u00e9rior\u00e9s par ce traitement).<\/p>\n

Les filtres utilis\u00e9s pour observer le soleil doivent \u00eatre sp\u00e9cialement fabriqu\u00e9s pour cet usage<\/a><\/span>. Certain filtres laissent passer les UV ou infrarouges, ce qui peut blesser l’\u0153il. Les filtres doivent \u00eatre plac\u00e9s sur la lentille de l’objectif ou l’ouverture, mais jamais sur l’oculaire car ses propres filtres peuvent se briser sous l’action de la chaleur.<\/p>\n

Les films photographiques surexpos\u00e9s \u2014 et donc noirs \u2014 ne sont pas suffisant pour observer le soleil en toute s\u00e9curit\u00e9 car il laissent passer trop d’infrarouges. Il est recommand\u00e9 d’utiliser des lunettes sp\u00e9ciales en Mylar, mati\u00e8re plastique noire qui ne laisse passer qu’une tr\u00e8s faible fraction de la lumi\u00e8re.<\/p>\n

Cas particulier des \u00e9clipses<\/span><\/h3>\n

Les \u00e9clipses solaires partielles sont particuli\u00e8rement dangereuses car la pupille se dilate en fonction de la lumi\u00e8re globale du champ de vision et non selon le point le plus brillant pr\u00e9sent dans le champ. Durant une \u00e9clipse, la majeure partie de la lumi\u00e8re est bloqu\u00e9e par la lune, mais les parties non cach\u00e9es de la photosph\u00e8re sont toujours aussi brillantes. Dans ces conditions, la pupille se dilate pour atteindre deux \u00e0 six millim\u00e8tres et chaque cellule expos\u00e9e au rayonnement solaire re\u00e7oit environ dix fois plus de lumi\u00e8re qu’en regardant le soleil sans \u00e9clipse ! Ceci peut endommager ou m\u00eame tuer ces cellules ce qui cr\u00e9e de petits points aveugles dans la vision[<\/span>28]<\/span><\/a><\/sup>.<\/p>\n

Les \u00e9clipses sont encore plus dangereuses pour les observateurs inexp\u00e9riment\u00e9s et les enfants car il n’y a pas perception de douleur lors de ces destructions de cellules. Par cons\u00e9quent, les observateurs peuvent ne pas se rendre compte que leur vision est en train<\/a><\/span> de se faire d\u00e9truire.<\/p>\n

Cas particuliers du lever et coucher du soleil<\/span><\/h3>\n
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Coucher de soleil.<\/div>\n<\/p><\/div>\n<\/p><\/div>\n

Durant l’aube et l’aurore, le rayonnement solaire est att\u00e9nu\u00e9 par la diffusion<\/a><\/span> de Rayleigh et la diffusion de Mie d\u00fb \u00e0 un plus long passage dans l’atmosph\u00e8re terrestre, \u00e0 tel point que le soleil peut \u00eatre observ\u00e9 \u00e0 l’\u0153il nu sans grand danger. En revanche, il faut \u00e9viter de le regarder lorsque sa lumi\u00e8re est att\u00e9nu\u00e9e par des nuages ou la brume, car sa luminosit\u00e9 pourrait cro\u00eetre tr\u00e8s rapidement d\u00e8s qu’il en sortirait. Un temps brumeux, les poussi\u00e8res atmosph\u00e9riques et la n\u00e9bulosit\u00e9 sont autant de facteurs qui contribuent \u00e0 att\u00e9nuer le rayonnement.<\/p>\n

Notes et r\u00e9f\u00e9rences<\/span><\/h2>\n
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  1. \u2191<\/a><\/span> Valeur maximale.<\/li>\n
  2. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> http:\/\/www.space.com\/scienceastronomy\/060130_mm_single_stars.html<\/a> space.com.<\/li>\n
  3. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Kerr, F. J., Lynden-Bell D. (1986). Review of galactic constants<\/em><\/a>. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 22<\/strong>1 : 1023-1038.<\/li>\n
  4. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Bonanno, A., Schlattl, H.; Patern\u00f2, L. (2002). \u00ab\u00a0The age of the <\/a>Sun<\/a> and the relativistic corrections in the EOS\u00a0\u00bb. Astronomy and Astrophysics 390 : 1115-1118.<\/li>\n
  5. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Pogge, Richard W. (1997). New Vistas in Astronomy<\/a>. The Once<\/a><\/span> & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Retrieved on 2005-12-07.<\/li>\n
  6. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Sackmann, I.-Juliana, Arnold I. Boothroyd ; Kathleen E. Kraemer (11 1993). \u00ab\u00a0Our Sun. III. Present and Future\u00a0\u00bb<\/a>. Astrophysical Journal 418 : 457.<\/li>\n
  7. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> <\/a>Galileo Galilei<\/a> (1564 – 1642). BBC. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  8. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Sir <\/a>Isaac Newton<\/a> (1643 – 1727). BBC. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  9. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Herschel Discovers Infrared Light<\/a>. Cool Cosmos. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  10. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Thomson, Sir William (1862). \u00ab\u00a0On the Age of the Sun’s Heat\u00a0\u00bb<\/a>. Macmillan’s Magazine 5 : 288-293.<\/li>\n
  11. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems<\/a>. London and New York : Macmillan and Co.<\/li>\n
  12. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Darden, Lindley (1998). The Nature of Scientific Inquiry<\/a>.<\/li>\n
  13. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington (2005-06-15)<\/a>.<\/li>\n
  14. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span>Bethe, H. (1938). \u00ab\u00a0On the Formation of Deuterons by Proton<\/a><\/span> Combination\u00a0\u00bb. Physical Review 54 : 862-862.<\/li>\n
  15. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Bethe, H. (1939). \u00ab\u00a0Energy Production in Stars\u00a0\u00bb. Physical Review 55 : 434-456.<\/li>\n
  16. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> E. Margaret Burbidge ; G. R. Burbidge ; William A. Fowler ; F. Hoyle (1957). \u00ab\u00a0Synthesis of the Elements in Stars<\/a>\u00ab\u00a0. Reviews of Modern Physics 29 (4): 547-650.<\/li>\n
  17. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Pioneer 6-7-8-9-E. Encyclopedia Astronautica<\/a>. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  18. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> St. Cyr, Chris ; Joan Burkepile (1998). Solar Maximum Mission Overview<\/a>. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  19. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Japan Aerospace Exploration Agency<\/a><\/span> (2005). Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory \u00ab\u00a0Yohkoh\u00a0\u00bb (SOLAR-A) to the Earth’s Atmosphere<\/a>. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  20. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> SoHO Comets<\/a>. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  21. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Ulysses \u2014 <\/a>Science<\/a> \u2014 Primary Mission Results. NASA. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  22. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Godier, S., Rozelot J.-P. (2000). \u00ab\u00a0The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun’s subsurface\u00a0\u00bb<\/a>. Astronomy and Astrophysics 355 : 365-374.<\/li>\n
  23. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Plait, Phil (1997). Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun’s Core<\/a>. Bad Astronomy. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  24. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Lewis, Richard (1983). The Illustrated Encyclopedia of the Universe. Harmony Books, New York<\/a><\/span>, 65.<\/li>\n
  25. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> Discovery of Helium<\/a>. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  26. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> European Space Agency (March 15 2005). The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass<\/a>. Retrieved on 2006-03-22.<\/li>\n
  27. \u2191<\/a><\/span> Source : (en)<\/span> sec.noaa.gov<\/a> \u2013 Le cycle solaire actuel.<\/li>\n
  28. \u2191<\/a><\/span> Espenak, F.. Eye Safety During Solar Eclipses \u2014 adapted from NASA RP 1383 <\/a>Total<\/a> Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17. NASA. Dernier acc\u00e8s \u00e0 l’URL : 2006-03-22.<\/cite><\/li>\n<\/ol>\n<\/div><\/div>\n<\/p><\/div>\n
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    \u00a0<\/div>\n
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