Voir aussi : Cycle solaire -

Principales caractéristiques

Le soleil est une étoile naine jaune de classe spectrale G dans le diagramme de Russel et de magnitude absolue +4,85.
Diamètre moyen : 1 391 000 km (109 fois le diamètre de la Terre)
Masse : 2,10 x 1030 kg (332 000 fois plus que la Terre)
Masse volumique : 1400 kg/m3.
Diamètre angulaire moyen : 32'
Perte de masse : 4,2 x 109 kg/s
Dégagement d'énergie : 3,8 x 1026 watts
Energie reçue par la Terre : 1,9 x 1017 W/s
Température superficielle : 6000°K environ
Durée d'une rotation du soleil à son équateur : 24,9 j
Distance Terre-Soleil : 149 600 000 km

Structure

En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :
- le noyau : 14 millions de °K, pression de 150x109 atmosphères au centre. C'est là que se développent les réactions thermonucléaires.
- la zone radiative : 7 à 2 millions de °K
- La tachocline, couche intermédiaire.
- la zone convective : 2 millions de °K à 6000°K
- La photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- La chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15000 km environ.
- La couronne : s'étend de 15000 à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 million de °K.

Photosphère

La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible du soleil. Elle a une épaisseur de quelques centaines de kilomètres et une température de l'ordre de 6000 °C en surface. Elle présente un aspect irrégulier causé par la juxtaposition de granules (grains de riz) et se retrouve parsemée de taches solaires d'autant plus nombreuses que l'on est proche d'un maximum du cycle solaire de 11 ans. Les ''facules'' sont des petites zones brillantes entourant les taches solaires lorsque celles-ci se trouvent très près du bord du disque solaire. Entre la photosphère et le coeur du Soleil, la température et la pression augmente au fur et à mesure que la distance au centre du Soleil diminue.

Chromosphère

Couche de gaz d'un rose transparent (pour la lumière visible) entourant la photosphère. Son épaisseur est de l'ordre de quinze milliers de km. Elle n'est visible que lors d'une éclipse totale ou à l'aide d'instruments adaptés. Contrairement à la photosphère, la température augmente au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue. C'est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s'échappant à très haute vitesse), les protubérances et que se développent les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de km de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu'elles éjectent de la matière dans l'espace. Elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs centaines de milliers de kilomètres de portée. Le plasma qui constitue la chromosphère est très peu dense puisque la densité électronique Ne ne dépasse pas 1018 électrons par m3.

Couronne solaire

Elle est située au delà de la chromosphère et s'étend à des millions de km en se diluant dans l'espace, provoquant le vent solaire. On ne peut l'observer que pendant les éclipses totales de soleil ou à l'aide d'un coronographe de Lyot car son éclat est infiniment plus faible que celle de la photosphère. La radioastronomie a permis l'étude de la couronne en écoutant les ondes radio émises par le Soleil. La température de la couronne est extrêmement élevée : de 20000°K à la frontière de la chromosphère, elle atteint le million de degrés dans sa partie la plus éloignée du soleil. La couronne est constituée de gaz fortement ionisés (plasma) d'une densité extrêmement faible.

Vent solaire

On donne le nom de vent solaire au flux de particules chargées, (ions, électrons...) éjectées par le Soleil dans toutes les directions à des vitesses pouvant aller jusqu'à 800 km/sec. L'intensité du flux peut varier dans de grandes proportions, par exemple pendant les éruptions solaires et protubérances actives, et provoquer sur Terre des aurores polaires et des orages magnétiques. A l'approche de la Terre, la densité électronique du flux solaire est de l'ordre de 35000/m3 tandis que sa vitesse atteint les 400km/sec. Le parcours Soleil-Terre est effectué en quelques dizaines d'heures.
Au contact des lignes de champ magnétique terrestre, les particules électrisées sont déviées. Certaines de ces particules participent à la formation des ceintures de radiations de Van Allen tandis que d'autres atteignent les plus hautes couches de l'atmosphère et en ionisent le gaz, contribuant ainsi à la constitution de l'ionosphère. La magnétosphère s'oppose au vent solaire comme le fait une culée de pont vis à vis du courant de la rivière.

Constante solaire

Elle exprime l'énergie solaire que recevrait un m² de la surface terrestre exposée directement aux rayons du Soleil calme et en l'absence d'atmosphère.
Elle est égale à 1,35 kW/m²

Rayonnement solaire

En plus des rayons cosmiques (particules animées d'une vitesse et d'une énergie extrêmement élevées), le Soleil rayonne des ondes électromagnétiques dont le spectre s'étend des ondes décamétriques aux rayons gamma en passant par la lumière visible.
L'intensité du rayonnement n'est pas constante et augmente énormément lors des éruptions solaires pendant les maxima du cycle solaire. On distingue trois catégories de rayonnement solaire :
- L'émission du Soleil calme (voir constante solaire ci-dessus)
- La composante lentement variable
- Les sursauts solaires
Les ondes radio émises par le soleil proviennent principalement des plasmas constituant la chromosphère et la couronne. Les ondes centimétriques correspondent aux couches basses de la chromosphère tandis que la couronne émet des ondes décamétriques.
Le plasma agit en fait comme un filtre passe-haut dont la fréquence de coupure dépend de la densité électronique du milieu. Cette fréquence (en Hz) se calcule avec la formule suivante :

Ne est la densité électronique du plasma (en électrons/m3)
Ex : à 18000°K la densité électronique est égale à 1018 et la fréquence de 9 GHz (longueur d'onde 3cm)
Une faible partie du rayonnement solaire parvient jusqu'à la surface de la Terre, des ondes radio décamétriques aux rayons ultra-violets les plus mous, le reste étant réfléchi ou filtré par l'atmosphère et l'ionosphère.
L'étude du rayonnement électromagnétique du Soleil par la radioastronomie a permis d'énormes progrès dans la compréhension du fonctionnement interne du Soleil.
La mesure du flux solaire sur 2800 MHz permet d'étudier les variations de l'activité solaire (voir cycle solaire)

Radioastronomie

La radioastronomie est une branche de l'astronomie qui utilise des appareils électroniques comme le radiotélescope ou l'interféromètre pour observer l'espace et les astres. L'astronomie classique regarde l'Univers au travers d'une étroite fenêtre du spectre radioélectrique tandis que la radioastronomie tente d'utiliser tout le spectre, des ondes décamétriques aux rayons infra-rouge. La radioastronomie terrestre utilise des antennes gigantesques comme celles de Nançay en France ou d'Arecibo à Porto-Rico. Le programme SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelligence) utilise les signaux reçus par ces observatoires pour tenter d'y déceler des traces d'intelligence extra-terrestre.
La radioastronomie a permis la découverte des quasars et des pulsars, et l'étude de la couronne solaire ou de la matière interstellaire. A la carte du ciel, couverte des petits points lumineux que sont les étoiles, la radioastronomie a superposé une carte des radiosources le plus souvent invisibles.
L'utilisation des satellites a permis de s'affranchir de l'absorption par l'atmosphère terrestre d'une partie importante des rayonnements en provenance de l'espace.
Historique : Bien que les ingénieurs américains Karl Jansky et Grote Reber aient détecté dans les années 1930 des ondes radio en provenance de l'espace, la radioastronomie n'est née officiellement qu'en 1945 avec la publication des observations effectuées à partir de 1942 par l'ingénieur radariste britannique J.S. Hey. Ce dernier, qui cherchait la présence d'avions ennemis dans le ciel avec son radar, avait constaté qu'un brouillage intense de la réception par le Soleil avait lieu en même temps que l'apparition de taches importantes à la surface solaire.