De notre point d’observation sur Terre, le Soleil peut apparaître comme une source immuable de lumière et de chaleur dans le ciel. Mais le Soleil est une étoile dynamique, en constante évolution et qui envoie de l’énergie dans l’espace. La science qui étudie le Soleil et son influence dans tout le système solaire est appelée héliophysique.
Le Soleil est le plus gros objet de notre système solaire. Son diamètre est d'environ 865 000 milles (1,4 million de kilomètres). Sa gravité maintient le système solaire ensemble, gardant tout, des plus grandes planètes aux plus petits débris, en orbite autour de lui.
Même si le Soleil est le centre de notre système solaire et essentiel à notre survie, ce n’est qu’une étoile moyenne par sa taille. Des étoiles jusqu'à 100 fois plus grosses ont été découvertes. Et de nombreux systèmes solaires possèdent plus d’une étoile. En étudiant notre Soleil, les scientifiques peuvent mieux comprendre le fonctionnement des étoiles lointaines.
La partie la plus chaude du Soleil est son noyau, où les températures dépassent 27 millions de °F (15 millions de °C). La partie du Soleil que nous appelons sa surface – la photosphère – est à une température relativement fraîche de 10 000 °F (5 500 °C). Dans l'un des plus grands mystères du Soleil, l'atmosphère extérieure du Soleil, la couronne, devient de plus en plus chaude à mesure qu'elle s'éloigne de la surface. La couronne atteint jusqu’à 3,5 millions de °F (2 millions de °C), soit beaucoup plus chaude que la photosphère.
1-Potentiel pour la vie
Le Soleil ne pourrait pas abriter la vie telle que nous la connaissons en raison de ses températures et de ses radiations extrêmes. Pourtant, la vie sur Terre n’est possible que grâce à la lumière et à l’énergie du Soleil.
2-Taille et distance
Notre Soleil est une étoile de taille moyenne avec un rayon d'environ 435 000 milles (700 000 kilomètres). De nombreuses étoiles sont beaucoup plus grosses, mais le Soleil est bien plus massif que notre planète natale : il faudrait plus de 330 000 fois la Terres pour égaler la masse du Soleil, et il faudrait 1,3 million de Terres pour remplir le volume du Soleil.
Le Soleil est à environ 93 millions de miles (150 millions de kilomètres) de la Terre. Son voisin stellaire le plus proche est le système triple étoile Alpha Centauri : l’étoile naine rouge Proxima Centauri est à 4,24 années-lumière, et Alpha Centauri A et B, deux étoiles semblables au soleil en orbite l’une autour de l’autre sont à 4,37 années-lumière. Une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en une année, ce qui équivaut à environ 6 000 milliards de milles (9 500 milliards de kilomètres).
3-Orbite et rotation
Le Soleil est situé dans la Voie lactée dans un bras spiral appelé Orion Spur qui s’étend vers l’extérieur à partir du bras du Sagittaire.
Le Soleil tourne autour du centre de la Voie lactée, entraînant avec lui les planètes, astéroïdes, comètes et autres objets de notre système solaire. Notre système solaire se déplace à une vitesse moyenne de 450 000 miles par heure (720 000 kilomètres par heure). Mais même à cette vitesse, il faut environ 230 millions d’années au Soleil pour effectuer un tour complet autour de la Voie lactée.
Le Soleil tourne sur son axe lorsqu'il tourne autour de la galaxie. Sa rotation a une inclinaison de 7,25 degrés par rapport au plan des orbites des planètes. Puisque le Soleil n’est pas solide, différentes parties tournent à des vitesses différentes. À l’équateur, le Soleil tourne sur lui-même tous les 25 jours terrestres environ, mais à ses pôles, le Soleil tourne sur son axe tous les 36 jours terrestres.
4-Formation
Le Soleil s'est formé il y a environ 4,6 milliards d'années dans un nuage géant de gaz et de poussière en rotation appelé nébuleuse solaire. Alors que la nébuleuse s’effondrait sous l’effet de sa propre gravité, elle tournait plus vite et s’aplatissait en un disque. La majeure partie de la matière de la nébuleuse a été attirée vers le centre pour former notre Soleil, qui représente 99,8 % de la masse de notre système solaire. Une grande partie de la matière restante a formé les planètes et autres objets qui gravitent désormais autour du Soleil. (Le reste du gaz et de la poussière restants a été emporté par le vent solaire précoce du jeune Soleil.)
Comme toutes les étoiles, notre Soleil finira par manquer d’énergie. Lorsqu’il commencera à mourir, le Soleil se transformera en une étoile géante rouge, devenant si grande qu’elle engloutira Mercure et Vénus, et peut-être aussi la Terre. Les scientifiques prédisent que le Soleil est à un peu moins de la moitié de sa vie et qu’il durera encore environ 5 milliards d’années avant de devenir une naine blanche.
5-Structure
Le Soleil est une énorme boule d’hydrogène et d’hélium maintenus ensemble par sa propre gravité.
Le Soleil a plusieurs régions. Les régions intérieures comprennent le noyau, la zone radiative et la zone de convection. En allant vers l'extérieur, la surface visible ou photosphère vient ensuite, puis la chromosphère, suivie de la zone de transition, et enfin la couronne qui est la vaste atmosphère extérieure du Soleil.
Une fois que la matière quitte la couronne à des vitesses supersoniques, elle devient le vent solaire, qui forme une énorme « bulle » magnétique autour du Soleil, appelée héliosphère. L'héliosphère s'étend au-delà de l'orbite des planètes de notre système solaire. Ainsi, la Terre existe à l’intérieur de l’atmosphère du Soleil. À l’extérieur de l’héliosphère se trouve l’espace interstellaire.
Le noyau est la partie la plus chaude du Soleil. Ici, les réactions nucléaires où l'hydrogène est fusionné pour former de l'hélium , alimentent la chaleur et la lumière du Soleil. Les températures dépassent 27 millions de °F (15 millions de °C) et son épaisseur est d'environ 86 000 miles (138 000 kilomètres). La densité du noyau solaire est d'environ 150 grammes par centimètre cube (g/cm³). Cela représente environ 8 fois la densité de l'or (19,3 g/cm³) ou 13 fois la densité du plomb (11,3 g/cm³).
L'énergie du noyau est transportée vers l'extérieur par rayonnement. Ce rayonnement rebondit autour de la zone radiative, mettant environ 170 000 ans pour passer du noyau au sommet de la zone de convection. En sortant, dans la zone de convection, la température descend en dessous de 3,5 millions de °F (2 millions de °C). Ici, de grosses bulles de plasma chaud (une soupe d'atomes ionisés) remontent vers la photosphère, qui est la couche que nous considérons comme la surface du Soleil.
6-Surface
Le Soleil n’a pas de surface solide comme la Terre et les autres planètes et lunes rocheuses. La partie du Soleil communément appelée sa surface est la photosphère. Le mot photosphère signifie « sphère lumineuse », ce qui est approprié car c'est la couche qui émet la lumière la plus visible. C'est ce que nous voyons depuis la Terre avec nos yeux.
Même si nous l’appelons surface, la photosphère est en réalité la première couche de l’atmosphère solaire. Il a une épaisseur d'environ 250 milles et des températures atteignant environ 10 000 degrés Fahrenheit (5 500 degrés Celsius). C'est beaucoup plus froid que le noyau ardent, mais il est encore suffisamment chaud pour faire fondre le carbone comme les diamants et le graphite mais aussi le faire bouillir. La majeure partie du rayonnement solaire s'échappe de la photosphère vers l'espace.
Spicules
À tout moment, jusqu'à 10 millions de jets sauvages de matière solaire jaillissent de la surface du Soleil. Connues sous le nom de spicules, ces vrilles de plasma ressemblant à de l'herbe éclatent à une vitesse pouvant atteindre 60 miles par seconde (100 kilomètres par seconde) et peuvent atteindre des longueurs de 6 000 miles (9 700 kilomètres) avant de s'effondrer. Crédit : Goddard de la NASA
7-Atmosphère
Au-dessus de la photosphère se trouvent la chromosphère, la zone de transition et la couronne. Tous les scientifiques ne considèrent pas la zone de transition comme une région à part entière : il s’agit simplement de la fine couche où la chromosphère se réchauffe rapidement et devient la couronne. La photosphère, la chromosphère et la couronne font toutes partie de l'atmosphère du Soleil. (La couronne est parfois appelée « l’atmosphère du Soleil », mais il s’agit en réalité de la haute atmosphère du Soleil.)
L'atmosphère du Soleil est l'endroit où nous voyons des caractéristiques telles que des taches solaires, des trous coronaux et des éruptions solaires.
8-Principales caractéristiques du soleil
Taches solaires
Ils ressemblent à des trous sombres dans le Soleil, mais ce sont en réalité des zones légèrement plus froides que la photosphère environnante. Les taches solaires sont créées là où des fragments du champ magnétique du Soleil sortent de l'intérieur vers l'atmosphère du Soleil. D'une durée de quelques jours à quelques mois, la taille des taches solaires varie de 1 000 à 100 000 milles (1 600 à 160 900 kilomètres). Crédit : Studio de visualisation scientifique/SDO de la NASA
Trous coronaux
Un trou coronal est une partie de l'atmosphère solaire dont la densité est bien inférieure à celle des zones environnantes. Dans les vues ultraviolettes du Soleil, les trous coronaux apparaissent sous forme de taches sombres. C'est dans ces régions que les lignes du champ magnétique du Soleil sont directement connectées à l'espace interplanétaire, permettant à la matière solaire de s'échapper dans un courant de vent solaire à grande vitesse, laissant un « trou » sombre près de la surface du Soleil. Crédit : NASA/SDO
Éruptions solaires
Les éruptions solaires sont des éclats de lumière et de particules extrêmement énergétiques déclenchés par la libération d'énergie magnétique sur le Soleil. Les éruptions sont de loin les explosions les plus puissantes du système solaire, avec des libérations d’énergie comparables à des milliards de bombes à hydrogène. Crédit : NASA/SDO
Éjection de masse coronale (CME)
Les éjections de masse coronale, ou CME, sont d'immenses nuages de particules magnétisées projetées dans l'espace par le Soleil à plus d'un million de kilomètres par heure, souvent à la suite d'une éruption solaire. Les CME se développent à mesure qu’ils parcourent l’espace, mesurant souvent des millions de kilomètres de diamètre. Lorsqu’il est dirigé vers la Terre, une CME peut produire des perturbations géomagnétiques qui provoquent des aurores brillantes, court-circuitent les satellites et les réseaux électriques sur Terre ou, dans le pire des cas, mettent même en danger les astronautes en orbite. Crédit : ESA/NASA/SOHO
Proéminence solaire
Une proéminence est une structure en forme de serpent constituée d'un matériau solaire plus froid et plus dense, suspendue au-dessus de la surface du Soleil par un puissant champ magnétique local. (Lorsqu'elles sont vues contre le disque solaire, de face plutôt que hors du bord visible, elles sont appelées filaments.) Des proéminences peuvent éclater lorsque la structure magnétique devient instable, projetant leur plasma vers l'extérieur dans une explosion appelée éjection de masse coronale. Crédit : Observatoire de la dynamique solaire/NASA.
La lumière visible provenant de ces régions supérieures du Soleil est généralement trop faible pour être vue sur la photosphère plus brillante, mais lors des éclipses solaires totales, lorsque la Lune recouvre la photosphère, la chromosphère ressemble à une fine bordure rouge autour du Soleil, tandis que la couronne forme une belle couronne blanche (« corona » signifie couronne en latin et en espagnol) avec des banderoles de plasma se rétrécissant vers l'extérieur, formant des formes qui ressemblent à des pétales de fleurs.
Dans l'un des plus grands mystères du Soleil, la couronne est beaucoup plus chaude que les couches immédiatement situées en dessous. (Imaginez vous éloigner d' un feu de joie uniquement pour vous réchauffer.) La source du chauffage coronaire est une énigme majeure non résolue dans l'étude du Soleil.
9-Magnétosphère
Le Soleil génère des champs magnétiques qui s’étendent dans l’espace pour former le champ magnétique interplanétaire – le champ magnétique qui imprègne notre système solaire. Le champ est transporté à travers le système solaire par le vent solaire – un flux de gaz chargé électriquement soufflant du Soleil dans toutes les directions. La vaste bulle d’espace dominée par le champ magnétique du Soleil s’appelle l’héliosphère. Lorsque le Soleil tourne, le champ magnétique se transforme en une grande spirale rotative, connue sous le nom de spirale de Parker. Cette spirale a une forme qui ressemble à celle de l’eau d’un arroseur de jardin rotatif.
Le Soleil ne se comporte pas toujours de la même manière. Il passe par des phases de forte et de faible activité qui constituent le cycle solaire. Environ tous les 11 ans, les pôles géographiques du Soleil changent de polarité magnétique, c'est-à-dire que les pôles magnétiques nord et sud s'inversent. Au cours de ce cycle, la photosphère, la chromosphère et la couronne du Soleil passent de calmes et calmes à violemment actives.
La hauteur du cycle d'activité du Soleil , connue sous le nom de maximum solaire, est une période d'activité de tempête solaire considérablement accrue. Les taches solaires, les éruptions appelées éruptions solaires et les éjections de masse coronale sont courantes au maximum solaire. Le dernier cycle solaire, qui est le Cycle solaire 25, a commencé en décembre 2019 lorsque le minimum solaire s'est produit, selon un groupe international d'experts co-parrainé par la NASA et la NOAA. Les scientifiques s'attendent désormais à ce que l'activité du Soleil s'accélère pour atteindre le prochain maximum prévu en juillet 2025.
L’activité solaire peut libérer d’énormes quantités d’énergie et de particules, dont certaines nous affectent ici sur Terre. Tout comme la météo sur Terre, les conditions dans l'espace connues sous le nom de météo spatiale, changent constamment avec l'activité du Soleil. La « météo spatiale » peut interférer avec les satellites , le GPS et les communications radio . Cela peut également paralyser les réseaux électriques et corroder les pipelines transportant du pétrole et du gaz.
La tempête géomagnétique la plus puissante jamais enregistrée est l' événement de Carrington , du nom de l'astronome britannique Richard Carrington qui a observé l'éruption solaire du 1er septembre 1859 qui a déclenché l'événement. Les systèmes télégraphiques du monde entier se sont détraqués. Des décharges d'étincelles ont choqué les opérateurs télégraphiques et ont mis le feu à leur papier télégraphique. Juste avant l'aube du lendemain, le ciel sur toute la Terre a éclaté d'aurores rouges, vertes et violettes causés par l'énergie et des particules du Soleil interagissant avec l'atmosphère terrestre. Apparemment, les aurores étaient si brillantes que les journaux pouvaient être lus aussi facilement qu'à la lumière du jour. Les aurores boréales, ou aurores boréales, étaient visibles aussi loin au sud que Cuba, les Bahamas, la Jamaïque, le Salvador et Hawaï.
Une autre éruption solaire, le 13 mars 1989, a provoqué des tempêtes géomagnétiques qui ont perturbé le transport d'électricité depuis la centrale d'Hydro Québec au Canada, plongeant 6 millions de personnes dans l'obscurité pendant 9 heures. L'épidémie de 1989 a également provoqué des surtensions qui ont fait fondre les transformateurs de puissance dans le New Jersey.
En décembre 2005, les rayons X d'une tempête solaire ont perturbé les communications satellite-sol et les signaux de navigation du système de positionnement global (GPS) pendant environ 10 minutes.
Le centre de prévision météorologique spatiale de la NOAA surveille les régions actives du Soleil et émet des avertissements et des alertes en cas d'événements météorologiques spatiaux dangereux.
Un modèle 3D du Soleil, notre étoile. Crédit : Applications et développement de la technologie de visualisation de la NASA (VTAD)
Référence: https://solarsystem.nasa.gov
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