Soleil
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31864402
2008-07-25T00:03:27Z
Synthebot
218559
robot Retire: [[dz:ཉི་མ་]]
{{voir homonymes|soleil (homonymie)}}
{| align=right rules=all cellpadding=4 cellspacing=0 style="margin: 0 0 0.5em 1em; border: 1px solid #999; border-right-width: 2px; border-bottom-width: 2px; background-color: #cedaf2"
! colspan=3 style="background-color: #003399" |
{| style="background: #003399" align=center width="100%"
| padding=15px|
| style="background: #003399" align=center width="100%" |<font color=white size=4>'''Soleil'''
| padding=15px|
|}
|-
| bgcolor=white colspan=3 align=center |[[Image:Solar sys.jpg|300px]]
|-
| bgcolor=#3A0000 colspan=3 align=center |
|-
| bgcolor=white colspan=3 align=center |<!--[[Image:Sun231.png|200px|Soleil]]-->
|-
| bgcolor=#6295da colspan=3 align=center | '''Données observées'''
|-
|colspan=2| [[Demi-grand axe]]<br />de la [[Terre]] (1 [[Unité astronomique|ua]]) || {{unité|149,597,870|km}}
|-
|colspan=2| [[Magnitude apparente]] || −26,8
|-
|colspan=2| [[Magnitude absolue]] || 4,83
|-
!bgcolor=#ffffc0 colspan=3 align=center| '''Caractéristiques [[orbite|orbitales]]'''
|-
|colspan=2| Distance du centre<br />de la [[Voie lactée]]
| {{unité|2.50{{x10|17}}|km}} <br />({{unité|8,700|[[parsec|pc]]}})
|-
|colspan=2| Période [[galaxie|galactique]]
| 2,26{{x10|8}} années
|-
|colspan=2| Vitesse
| 217 km/s
|-
! bgcolor=#ffffc0 colspan=3 | Caractéristiques physiques
|-
|colspan=2| [[Diamètre]] moyen || {{unité|1,392,000|[[kilomètre|km]]}}
|-
|colspan=2| [[Aplatissement]] aux pôles || 9{{x10|-6}}
|-
|colspan=2| [[Surface]] || 6,09{{x10|12}} [[kilomètre carré|km{{exp|2}}]]
|-
|colspan=2| Volume || 1,41{{x10|18}} [[kilomètre cube|km{{exp|3}}]]
|-
|colspan=2| Masse (''M''<sub>☉</sub>)|| 1,9891{{x10|30}} [[kilogramme|kg]]
|-
|rowspan=2| [[Masse volumique]] || moyenne || {{unité|1408|kg||m|-3}}
|-
| au centre || {{unité|150 000|kg||m|-3}}
|-
|colspan=2| [[Gravité]] à la surface || {{unité|273.95|m||s|-2}}
|-
|colspan=2| [[Vitesse de libération]] || 617,54 km/s
|-
|rowspan=3| [[Température]]|| au centre || 15,1 [[kelvin|MK]]
|-
|à la surface || 5800 [[kelvin|K]]
|-
| [[couronne solaire|couronne]]<ref>Valeur maximale.</ref> || 5 [[kelvin|MK]]
|-
|colspan=2| [[Flux énergétique]] || 3,826{{x10|26}} [[Watt|W]]
|-
|colspan=2| [[Type spectral]] || G2 - V
|-
| bgcolor=#6295da colspan=3 align=center | '''Rotation'''
|-
| rowspan=2|[[Inclinaison de l'axe|Inclinaison<br /> de l’axe]]|| /[[écliptique]] || 7,25º
|-
| /[[Voie lactée|plan Galaxie]]|| 67,23º
|-
|colspan=2| Vitesse, [[latitude]] 0°
| {{unité|7,008.17|km||h|-1}}
|-
|rowspan=5 align=center| Période<br /> de [[Période de rotation|rotation]]|| latitude 0° || 24 j
|-
|latitude 30°|| 28 j
|-
|latitude 60°|| 30,5 j
|-
|latitude 75°|| 31,5 j
|-
|moyenne || 27,28 j
|-
! bgcolor=#6295da colspan=3 | Composition de la photosphère
(pourcentage en masse)
|-
|colspan=2| [[Hydrogène]] || 73,46 %
|-
|colspan=2| [[Hélium]] || 24,85 %
|-
|colspan=2| [[Oxygène]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,77 %
|-
|colspan=2| [[Carbone]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,29 %
|-
|colspan=2| [[Fer]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,16 %
|-
|colspan=2| [[Néon]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,12 %
|-
|colspan=2| [[Azote]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,09 %
|-
|colspan=2| [[Silicium]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,07 %
|-
|colspan=2| [[Magnésium]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,05 %
|-
|colspan=2|[[Soufre]] || <font color=#cedaf2>0</font>0,04 %
|}
Le '''Soleil''' ({{lang|la|''Sol''}} en [[latin]], ''{{lang|el|Helios}}'' ou {{lang|grc|Ήλιος|}} en [[Grec ancien|grec]]) est l'[[étoile]] du ''[[système solaire]]'', notre [[système planétaire]]. Autour de lui gravitent la [[Terre]], 7 autres [[planète]]s, 3 [[planète naine|planètes naines]], des [[astéroïde]]s, des [[météoroïde]]s, des [[comète]]s et de la [[lumière zodiacale|poussière]]. Le Soleil représente à lui seul {{unité|99.86|%}} de la masse du système solaire ainsi constitué ([[Jupiter (planète)|Jupiter]] représente presque tout le reste).
L’[[énergie solaire]], transmise par [[ensoleillement]], rend possible la [[vie]] sur Terre par apport de [[énergie thermique|chaleur]] et de [[lumière]], permettant la présence d’[[eau]] à l’état liquide et la [[photosynthèse]] des végétaux. Le rayonnement du Soleil est aussi responsable des [[climat]]s et de la plupart des phénomènes [[météorologie|météorologiques]] observés sur notre planète.<br>
La densité thermique à la surface de la Terre est (en moyenne) à {{unité|99.97|%}} d’origine solaire. Les {{unité|0.03|%}} restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-même. Comme pour tout les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement émis dans l'[[espace (cosmologie)|espace]], sous forme de [[rayonnement infrarouge]] ; la Terre restant ainsi en "quasi-équilibre".
Le Soleil fait partie d’une [[galaxie]] constituée de [[milieu interstellaire|matière interstellaire]] et d’environ deux cents milliards d’étoiles : la [[Voie lactée]]. Il se situe à {{unité|15|[[parsec]]s}} du plan équatorial du disque, et est distant de {{unité|8600|parsecs}} (environ {{unité|25000|[[Année-lumière|années-lumière]]}}) du centre galactique.
Le demi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil, {{unité|149597870|km}}, est la définition originale de l’[[unité astronomique]] (ua). Il faut {{unité|8|mn}} (et une vingtaine de secondes) pour que la lumière du Soleil parvienne jusqu’à la Terre<ref>[http://www.cea.fr/jeunes/themes/la_physique/le_soleil CEA - Jeunes - Thèmes - La physique - Le Soleil<!-- Titre généré automatiquement -->]</ref>.
Le symbole [[astronomie|astronomique]] et [[astrologie|astrologique]] du Soleil est un [[cercle avec un point en son centre]] : <math>\odot</math>.
== Présentation générale ==
[[Image:The sun1.jpg|thumb|left|Le Soleil vu de la surface de la Terre au travers d’un objectif.]]
Le Soleil est une [[Étoile#Les types d’étoiles|étoile naine]] qui se compose de {{unité|74|%}} d’[[hydrogène]], de {{unité|25|%}} d’[[hélium]] et d’une fraction d’éléments plus lourds. Le Soleil est de [[type spectral]] G2–V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud ({{unité|5770|[[kelvin]]s}} en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des [[bande spectrale|bandes]] de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrogène. Le suffixe « V » (ou "classe de luminosité") indique qu’il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la [[Diagramme de Hertzsprung-Russell|séquence principale]] du [[diagramme de Hertzsprung-Russell]] : il tire son énergie de réactions de [[fusion nucléaire]] qui transforment, dans son noyau, l’[[hydrogène]] en [[hélium]], et se trouve dans un état d’[[équilibre hydrostatique]], ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles. Il existe dans notre galaxie plus de cent millions d’étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile somme toute assez banale. Bien qu’il soit en fait plus brillant que {{unité|85|%}} des étoiles de la galaxie, qui sont en majorité des [[naine rouge|naines rouges]]<ref>{{en}} Voir site : [http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html space.com]</ref>.
Le Soleil gravite autour du centre de la [[Voie lactée]] dont il est distant d’environ 25 à {{formatnum:28000}} [[Année-lumière|années-lumière]]. Sa période de révolution galactique est d’environ 220 millions d’années, et sa vitesse de {{unité|217|km||s|-1}}, équivalent à une année-lumière tous les 1400 ans (environ), et une [[unité astronomique]] tous les 8 jours<ref>{{en}} Kerr, F. J., Lynden-Bell D. (1986). [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf {{lang|en|''Review of galactic constants''}}]. {{lang|en|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society}} '''22'''1 : 1023-1038.</ref>.
Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du [[plan galactique]] : l’orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 millions d’années environ, d’un côté puis de l’autre — sens Nord-Sud galactique, puis inversement — et s’en éloignerait au maximum de 230 [[Année-lumière|années-lumière]] environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attirant les étoiles qui auraient un plan de révolution différent.
Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n’étant pas un objet solide, il subit une [[rotation différentielle]] : il tourne plus rapidement à l’[[Équateur (ligne équinoxiale)|équateur]] (25 jours) qu’aux [[pôle géographique|pôles]] (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du [[barycentre]] du système solaire, ce dernier se situant à près d’un [[rayon solaire]] du centre de l’étoile, en raison principalement de la masse colossale de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] (environ un millième de la masse solaire).
== Histoire naturelle du Soleil ==
{{Article détaillé|Évolution des étoiles|Formation et évolution du système solaire}}
Le Soleil est une étoile de [[Population stellaire|Population {{I}}]] actuellement âgée de 4,6 milliards d’années environ, soit à peu près la moitié de son chemin sur la [[Diagramme de Hertzsprung-Russell|séquence principale]]<ref>{{en}} Bonanno, A., Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). {{pdf}}[http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0204/0204331.pdf "{{lang|en|The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS}}"]. {{lang|en|Astronomy and Astrophysics}} 390 : 1115-1118.</ref>. On admet généralement qu’il s’est formé sous l’effet des [[onde de choc|ondes de choc]] produites par une [[supernova]].
Dans son état actuel, le cœur du Soleil transforme à chaque seconde plus de 4 millions de tonnes de matière (de masse) en énergie qui est transmise aux couches supérieures de l’astre et émise dans l’espace sous forme de rayonnement électromagnétique ([[lumière]], [[rayonnement solaire]]) et de flux de particules ([[vent solaire]]).
Durant les 7,6 milliards d'années<ref name="">{{fr}} {{Lien web
|url=http://www.futura-sciences.com/fr/sinformer/actualites/news/t/astronomie/d/lapocalypse-dans-76-milliards-dannees_14762-1/
|titre=L'apocalypse dans 7,6 milliards d'années ?
|auteur=Laurent Sacco
|date={{date|28|février|2008}}
|site=http://www.futura-sciences.com
|éditeur=Futura-Sciences
|consulté le={{date|8|juillet|2008}}
}}</ref> à venir, le Soleil épuisera petit à petit ses réserves d’hydrogène ; sa brillance augmentera d’environ {{unité|7|%}} par milliard d’années, suite à l'augmentation du rythme des réactions de fusion par la lente contraction du coeur. <br>
Lorsqu’il sera âgé de plus de 12 milliards d’années, l’[[équilibre hydrostatique]] sera rompu. Le noyau se contractera et s'échauffera fortement tandis que les couches superficielles, dilatées par le flux thermique croissant et ainsi partiellement libérées de l’effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera et se transformera en [[géante rouge]]. Au terme de ce processus, le diamètre du Soleil sera environ 100 fois supérieur à l’actuel ; il dépassera l’orbite de [[Mercure (planète)|Mercure]] et de [[Vénus (planète)|Vénus]]. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu’un désert calciné.
C'est durant cette phase de gonflement, que son coeur en contraction arrivera aux environs de 100 millions de kelvins, initiant les réactions de fusion de l'hélium (voir : [[réaction triple-alpha]]). La "cendre" deviendra elle-même carburant, le coeur du Soleil sera lancé dans un second cycle de fusion. Néanmoins cet allumage sera brutal (voir : [[flash de l'hélium]]), le réarrangement des couches du Soleil fera diminuer son diamètre jusqu'à ce qu'il se stabilise à une taille de plusieurs fois, voire 10 fois sa taille actuelle. Il sera devenu une sous-géante.<br>
Son coeur fusionnant l'hélium principalement en carbone (et du carbone et de l'hélium en oxygène), alors qu'une couronne externe du coeur fusionnant l'hydrogène en hélium.
La masse du Soleil n’est pas suffisante pour qu’il explose en [[supernova]]. Environ 200 millions d’années plus tard, lorsque le cœur aura transformé tout l'hélium central en carbone et oxygène, le noyau s’effondrera de nouveau sur lui-même tandis que les couches superficielles seront de nouveau repoussées : le Soleil deviendra de nouveau une géante rouge, voire une [[supergéante rouge]], d'au-moins la taille de l'orbite terrestre actuelle ! <br>
Puis, les couches externes seront éjectées dans l’espace et donneront naissance à une [[nébuleuse planétaire]]. Les restes de l’étoile formeront alors une [[naine blanche]] qui pourra briller encore plusieurs milliards d’années au cours desquelles elle se refroidira avant de s’éteindre définitivement, et devenir une [[naine noire]].
Ce scénario est caractéristique des étoiles de faible à moyenne masse<ref>{{en}} Pogge, Richard W. (1997). [http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ {{lang|en|New Vistas in Astronomy}}]. {{lang|en|The Once & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy}}. Consulté le 7 décembre 2005.</ref>{{,}} <ref>{{en}} Sackmann, I.-Juliana, Arnold I. Boothroyd ; Kathleen E. Kraemer (11 1993). [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1 "{{lang|en|Our Sun. {{III}}. Present and Future}}"]. Astrophysical Journal 418 : 457.</ref>, de ~0,5 à ~4 M<sub><math>\odot</math></sub>.
[[Image:Vie du soleil.jpg|500px|center|Cycle de vie du Soleil. (trop court de 2 milliards d'années, manque la "courte" phase de sous-géante.)]]
== Histoire de l’exploration solaire ==
=== Développement de l’approche scientifique moderne ===
{{message galerie}}
Le [[philosophie|philosophe]] [[Grèce antique|grec]] [[Anaxagore de Clazomènes|Anaxagore]] fut un des premiers occidentaux à proposer une théorie scientifique sur le Soleil, avançant qu’il s’agissait d’une masse incandescente plus grande que le [[Péloponnèse]] et non le charriot d’[[Hélios]]. Cette audace lui valut d’être emprisonné et condamné à mort, même s’il fut plus tard libéré grâce à l’intervention de [[Périclès]]. Deux siècles plus tard, [[Ératosthène]] est sans doute le premier à avoir estimé avec précision la distance Terre-Soleil (environ 149 millions de kilomètres), au troisième siècle avant Jésus-Christ.
[[Image:Heliocentric.jpg|thumb|Rompant avec le [[géocentrisme]], [[Nicolas Copernic|Copernic]] proposa la théorie [[héliocentrisme|héliocentrique]] qui plaçait le Soleil au centre de l’Univers. <br>[[Galileo Galilei|Galilée]] et [[Johannes Kepler|Kepler]] approfondirent ses travaux.]]
Au {{XVIe siècle}}, [[Nicolas Copernic|Copernic]] émit la théorie que la Terre tournait autour du Soleil, et non l’inverse comme on l’avait toujours cru. Au début du {{XVIIe siècle}} [[Galileo Galilei|Galilée]] inaugura l’observation [[télescope|télescopique]] du Soleil, observa les [[cycle solaire|taches solaires]], se doutant qu’elles se situaient à la surface de l’astre et que ce n’étaient pas des objets passant entre le Soleil et la Terre<ref>{{en}} [http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml Galileo Galilei (1564 - 1642)]. BBC. Retrieved on 2006-03-22.</ref>. Près de cent ans plus tard, [[Isaac Newton|Newton]] décomposa la lumière solaire au moyen d’un [[prisme (optique)|prisme]], révélant le spectre visible<ref>{{en}} [http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml Sir Isaac Newton (1643 - 1727)]. BBC. Consulté le 22 mars 2006.</ref>, tandis qu’en [[1800]] [[William Herschel]] découvrit les rayons [[infrarouge]]s<ref>{{en}} [http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html {{lang|en|Herschel Discovers Infrared Light}}]. {{lang|en|Cool Cosmos}}. Consulté le 22 mars 2006.</ref>. Le {{XIXe siècle}} vit des avancées considérables, en particulier dans le domaine de l’observation [[spectroscopie|spectroscopique]] du Soleil sous l’impulsion de [[Joseph von Fraunhofer]], qui observa les [[Raie spectrale|raies d’absorption]] du spectre solaire, auxquelles il donna son nom.
La source de l’énergie solaire fut la principale énigme des premières années de l’ère scientifique moderne. Dans un premier temps plusieurs théories furent proposées, mais aucune ne s’avéra vraiment satisfaisante. [[William Thomson|Lord Kelvin]] proposa un modèle suggérant que le Soleil était un corps liquide qui se refroidissait graduellement en rayonnant à partir d’une réserve de chaleur stockée en son centre<ref>{{en}} [http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html Thomson, Sir William (1862). "{{lang|en|On the Age of the Sun’s Heat}}"]. Macmillan’s Magazine 5 : 288-293.</ref>. Kelvin et [[Hermann Ludwig von Helmholtz|Helmholtz]] tentèrent d’expliquer la production d’énergie solaire par la théorie connue sous le nom de [[mécanisme de Kelvin-Helmholtz]]. Malheureusement, l’âge estimé du Soleil d’après ce mécanisme n’excédait pas 20 millions d’années, ce qui était très inférieur à ce que laissait supposer la [[géologie]]. En [[1890]], [[Joseph Norman Lockyer]], le découvreur de l’[[hélium]], proposa une théorie [[météorite|météoritique]] sur la formation et l’évolution du Soleil<ref>{{en}} Lockyer, Joseph Norman (1890). [http://adsabs.harvard.edu/abs/1890QB981.L78...... {{lang|en|The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems}}]. London and New York : Macmillan and Co.</ref>.
Il fallut attendre [[1904]] et les travaux d’[[Ernest Rutherford]] pour qu’enfin une hypothèse plausible soit offerte. Rutherford supposa que l’énergie était produite et entretenue par une source de chaleur interne et que la [[radioactivité]] était à la source de cette énergie<ref>{{en}} Darden, Lindley (1998). [http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ {{lang|en|The Nature of Scientific Inquiry.}}]</ref>. En démontrant la relation entre la masse et l’énergie ([[E=mc²]]), [[Albert Einstein]] apporta un élément essentiel à la compréhension du générateur d’énergie solaire. En [[1920]] Sir [[Arthur Eddington]] proposa la théorie selon laquelle le centre du Soleil était le siège de [[pression]]s et de [[température]]s extrêmes, permettant des réactions de [[fusion nucléaire]] qui transformaient l’[[hydrogène]] en [[hélium]], libérant de l’énergie proportionnellement à une diminution de la masse<ref>{{en}} [http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html {{lang|en|Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington (2005-06-15).}}]</ref>. Ce modèle théorique fut complété dans les [[années 1930]] par les travaux des [[astrophysique|astrophysiciens]] [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] et [[Hans Bethe]], qui décrivirent en détail les deux principales réactions nucléaires productrices d’énergie au cœur du Soleil<ref>{{en}}Bethe, H. (1938). "{{lang|en|On the Formation of Deuterons by Proton Combination}}". {{lang|en|Physical Review}} 54 : 862-862.</ref>{{,}}<ref>{{en}} Bethe, H. (1939). "{{lang|en|Energy Production in Stars}}". {{lang|en|Physical Review}} 55 : 434-456.</ref>. Pour finir en [[1957]], un article intitulé ''Synthèse des Éléments dans les Étoiles''<ref>{{en}} E. Margaret Burbidge ; G. R. Burbidge ; William A. Fowler ; F. Hoyle (1957). "[http://adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B {{lang|en|Synthesis of the Elements in Stars}}]". {{lang|en|Reviews of Modern Physics}} 29 (4): 547-650.</ref> apporta la démonstration définitive que la plupart des [[Élément chimique|éléments]] rencontrés dans l’[[Univers]] se sont formés sous l’effet de réactions nucléaires au cœur d’étoiles telles que le Soleil.
=== Les missions spatiales solaires ===
[[Image:Smm.jpg|thumb|left|Vue d’artiste du satellite ''[[Solar Maximum Mission|SolarMax]]''. <br>Il observa la couronne solaire et les taches solaires de [[1984]] à [[1989]].]]
Les premières sondes conçues pour observer le Soleil depuis l’espace interplanétaire furent lancées par la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] entre [[1959]] et [[1968]] : ce furent les missions ''[[Programme Pioneer|Pioneer]] 5, 6, 7, 8'' et ''9''. En orbite autour du Soleil à une distance similaire à celle de l’orbite terrestre, elles permirent les premières analyses détaillées du [[vent solaire]] et du champ magnétique solaire. ''Pioneer 9'' resta opérationnelle particulièrement longtemps et envoya des informations jusqu’en [[1987]]<ref>{{en}} Pioneer 6-7-8-9-E. [http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm Encyclopedia Astronautica]. Consulté le 22 mars 2006.</ref>.
Dans les [[années 1970]], deux missions apportèrent aux scientifiques des informations capitales sur le vent solaire et la couronne solaire. La sonde [[Allemagne|germano]]-[[États-Unis|américaine]] ''[[Sonde Helios|Helios 1]]'' étudia le vent solaire depuis la [[périhélie]] d’une orbite plus petite que celle de [[Mercure (planète)|Mercure]]. La station américaine ''[[Skylab]]'', lancée en [[1973]], comportait un module d’observation solaire baptisé {{lang|en|''Apollo Telescope Mount''}} et commandé par les [[spationaute]]s embarqués dans la station. Skylab fit les premières observations de la zone de transition entre la chromosphère et la couronne et des émissions ultraviolettes de la couronne solaire. La mission permit également les premières observations d’[[Éjection de masse coronale|éjections de masse coronale]] et de [[Trou coronal|trous coronaux]], phénomènes dont on sait aujourd’hui qu’ils sont intimement liés au vent solaire.
En [[1980]] la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] lança le satellite {{lang|en|''[[Solar Maximum Mission]]''}} (plus connu sous le nom de ''SolarMax''), conçu pour l’observation des rayons [[Rayon gamma|gamma]], [[Rayon X|X]] et [[ultraviolet]]s émis par les [[Éruption solaire|éruptions solaires]] dans les périodes de forte [[activité solaire]]. Malheureusement quelques mois après son lancement, un dysfonctionnement électronique plaça le satellite en mode {{lang|en|''standby''}}, et l’appareil resta inactif les trois années suivantes. En [[1984]] toutefois la mission ''STS-41-C'' du programme ''[[Navette spatiale Challenger|Space Shuttle Challenger]]'' intercepta le satellite et permit une réparation et un relancement. ''SolarMax'' put alors réaliser des milliers d’observations de la [[couronne solaire]] et des [[cycle solaire|taches solaires]] jusqu’à sa destruction en {{date||juin|1989}}<ref>{{en}} St. Cyr, Chris ; Joan Burkepile (1998). [http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html {{lang|en|Solar Maximum Mission Overview}}]. Consulté le {{date|22|mars|2006}}.</ref>.
Le satellite [[japon]]ais ''[[Yohkoh]]'' (''Rayon de Soleil''), lancé en [[1991]], observa les [[Éruption solaire|éruptions solaires]] aux [[longueur d'onde|longueurs d’onde]] des rayons X. Les données rapportées par la mission permirent aux scientifiques d’identifier différents types d’éruptions, et démontra que la couronne au-delà des régions de pics d’activité était bien plus dynamique et active qu’on l’avait supposé auparavant. ''Yohkoh'' suivit un [[cycle solaire]] entier mais tomba en panne à la suite d’une éclipse annulaire de Soleil le {{date|14|décembre|2001}}. Il fut détruit en rentrant dans l’atmosphère en [[2005]]<ref>{{en}} {{lang|en|Japan Aerospace Exploration Agency}} (2005). [http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html {{lang|en|Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth’s Atmosphere}}]. Consulté le {{date|22|mars|2006}}.</ref>.
[[Image:Soho2.jpg|thumb|Le satellite SoHO. <br>Lancée en [[1995]], la mission d’exploration solaire [[SoHO]] est l’une des plus importantes du genre. <br>Elle est toujours à l’œuvre en [[2006]].]]
Une des plus importantes missions solaires à ce jour est la ''[[SoHO|Solar and Heliospheric Observatory]]'' ou SoHO, lancée conjointement par l’[[Agence spatiale européenne]] et la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] le {{date|2|décembre|1995}}. Prévue au départ pour deux ans, la mission SoHO est toujours active. Elle s’est avérée si performante qu’une mission de prolongement baptisée {{lang|en|''Solar Dynamics Observatory''}} est envisagée pour [[2008]]. Localisée au [[point de Lagrange]] entre la Terre et le Soleil (auquel la force d’attraction de ces deux corps célestes est égale), SoHO envoie en permanence des images du Soleil à différentes longueurs d’onde. En plus de cette observation directe du Soleil, SoHO a permis la découverte d’un grand nombre de [[comète]]s, principalement de très petites comètes effleurant le Soleil et détruites lors de leur passage<ref>{{en}} [http://ares.nrl.navy.mil/sungrazer/ {{lang|en|SoHO Comets.}}] Consulté le {{date|22|mars|2006}}.</ref>.
Toutes les observations enregistrées par ces satellites sont prises depuis le plan de l’[[écliptique]]. En conséquence, ils n’ont pu observer en détail que les seules régions équatoriales du Soleil. En [[1990]] cependant la sonde ''[[Ulysses (sonde)|Ulysses]]'' a été lancée pour étudier les régions polaires du Soleil. Elle fit d’abord route vers [[Jupiter (planète)|Jupiter]] et utilisa son [[assistance gravitationnelle]] pour se séparer du plan de l’écliptique. Par chance elle fut idéalement placée pour observer, en {{date||juillet|1994}}, la collision entre la [[comète Shoemaker-Levy 9]] et Jupiter. Une fois sur l’orbite prévue, ''Ulysses'' étudia le vent solaire et la force du champ magnétique à des [[latitude]]s solaires élevées, découvrant que le vent solaire aux pôles était plus lent que prévu ({{unité|750|km||s|-1}} environ) et que d’importantes ondes magnétiques en émergeaient, participant à la dispersion des [[Rayon cosmique|rayons cosmiques]]<ref>{{en}} [http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html {{lang|en|Ulysses — Science — Primary Mission Results. NASA}}]. Consulté le {{date|22|mars|2006}}.</ref>.
La mission ''[[Genesis (sonde spatiale)|Genesis]]'' fut lancée 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 matière solaire. Elle fut sévèrement endommagée lors de son retour sur Terre, le {{date|10|septembre|2004}}, mais une partie des prélèvements a pu être sauvée et est actuellement en cours d’analyse.
La mission STEREO ({{lang|en|''Solar TErrestrial RElation Observatories''}}) lancée le {{date|25|octobre|2005}} par la NASA a permis pour la première fois l’observation tridimensionnelle de notre étoile depuis l’espace. Composée de deux satellites quasiment identiques, cette mission doit permettre une meilleure compréhension des relations Soleil-Terre, en particulier en permettant l’observation des CME (Éjections de Masse Coronale) jusqu’à l’environnement électromagnétique terrestre.
== Structure et fonctionnement du Soleil ==
[[Image:Structure du Soleil.jpg|thumb|Structure du Soleil en coupe.]]
Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul plus de {{unité|99|%}} de la masse du [[système solaire]]. Sa forme est presque parfaitement [[sphère|sphérique]], avec un [[aplatissement]] aux pôles estimé à neuf millionièmes<ref>{{en}} Godier, S., Rozelot J.-P. (2000). [http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf "{{lang|en|The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun’s subsurface}}"]{{pdf}}. Astronomy and Astrophysics 355 : 365-374.</ref>, ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres.
Contrairement aux [[planète tellurique|objets telluriques]], le Soleil n’a pas de limite extérieure bien définie : la densité de ses gaz chute de manière à peu près [[Loi exponentielle|exponentielle]] à mesure qu’on s’éloigne de son centre. Par contre sa structure interne est bien définie, comme décrite plus bas. Le [[Rayon solaire|rayon du Soleil]] est mesuré de son centre jusqu’à la [[photosphère]]. La photosphère est la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la plus volontiers visible à l’œil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à 0,7 [[rayon (géométrie)|rayon]] du centre. La structure interne du Soleil n’est bien sûr pas observable directement, et le Soleil lui-même étant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la même façon que la [[sismologie]] a permis, par l’étude des ondes produites par les [[séisme|tremblements de terre]], de déterminer la structure interne de la [[Terre]], l’[[héliosismologie]] utilise les pulsations solaires pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La [[simulation informatique]] est également utilisée comme outil théorique pour sonder les couches les plus profondes.
=== Le cœur ou noyau ===
On considère que le cœur du Soleil s’étend du centre à environ 0,25 [[rayon solaire]]. Sa masse volumique est supérieure à {{unité|150000|kg||m|-3}} (150 fois la densité de l’eau sur Terre) et sa température approche les 15 millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la température de surface du Soleil, qui avoisine les {{formatnum:6000}} kelvins). C’est dans le cœur que se produisent les [[Fusion nucléaire|réactions thermonucléaires]] [[Réaction exothermique|exothermiques]] (fusion nucléaire) qui transforment, dans le cas du soleil, l’[[hydrogène]] en [[hélium]] (voir aussi : [[Réaction nucléaire#Le Soleil]]).
[[Image:FusionintheSun.svg|thumb|Le Soleil tire son énergie des réactions de [[fusion nucléaire]] qui transforment, en son noyau, l’[[hydrogène]] en [[hélium]].]]
Environ 89{{x10|36}} [[proton]]s (noyaux d’hydrogène) sont convertis en hélium chaque seconde, libérant l’énergie à raison de 4,26 millions de tonnes de matière consommées par seconde, produisant 383 [[joule|yottajoules]] (383{{x10|24}} joules) par seconde, soit l’équivalent de l’explosion de 91,5{{x10|15}} [[Tonne (unité)|tonnes]] de [[trinitrotoluène|TNT]]. Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein du cœur est un processus [[Autorégulation du Soleil|auto-régulé]] : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une [[dilatation]] du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ.
Le cœur est la seule partie du Soleil qui produise une quantité notable de [[Transfert thermique|chaleur]] par fusion : le reste de l’étoile tire sa chaleur uniquement de l’énergie qui en provient. La totalité de l’énergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu’à la photosphère, avant de s’échapper dans l’espace sous forme de [[rayonnement solaire]] ou de [[vent solaire|flux de particules]].
Les [[photon]]s de haute énergie (rayons [[Rayon X|X]] et [[Rayon gamma|gamma]]) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l’interaction avec la matière et par le phénomène permanent d’absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d’un photon du cœur à la surface se situe entre {{formatnum:17000}}<ref>{{en}} Plait, Phil (1997). [http://www.badastronomy.com/bitesize/solar_system/sun.html {{lang|en|Bitesize Tour of the Solar System: The Long Climb from the Sun’s Core}}]. {{lang|en|Bad Astronomy}}. Consulté le {{date|22|mars|2006}}.</ref> et 50 millions d’années<ref>{{en}} Lewis, Richard (1983). {{lang|en|The Illustrated Encyclopedia of the Universe}}. Harmony Books, New York, 65.</ref>.
Après avoir traversé la couche de convection et atteint la [[photosphère]], les photons s’échappent dans l’espace, en grande partie sous forme de [[lumière visible]]. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux avant de s’échapper dans l’espace. Des [[neutrino]]s sont également libérés par les réactions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d’un tiers que la valeur théorique : c’était le ''problème des neutrinos solaires'', qui a été récemment résolu (en [[1998]]) grâce à une meilleure compréhension du phénomène d’[[oscillation du neutrino]].
=== La zone de radiation ===
La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,25 et 0,7 [[rayon solaire]]. La matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par la seule [[rayonnement|radiation thermique]]. L’hydrogène et l’hélium [[ionisation|ionisés]] émettent des [[photon]]s qui voyagent sur une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions. Dans cette zone, il n’y a pas de [[Convection|convection thermique]] car bien que la matière se refroidisse en s’éloignant du cœur, le gradient thermique reste inférieur au [[gradient thermique adiabatique]]. La température y diminue à deux millions de kelvins.
=== La zone de convection ===
La zone de convection ou zone convective s’étend de 0,7 [[rayon solaire]] du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une couche épaisse d’environ 3000 kilomètres, la [[tachocline]], qui d’après les études récentes pourrait être le siège de puissants [[champ magnétique|champs magnétiques]] et jouerait un rôle important dans la [[dynamo solaire]]. Dans la zone de convection la matière n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation : c’est donc par [[convection]], selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à ~5800 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu’à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques [[cellules de Bénard|cellules de convection]] ainsi formées sont responsables des [[granulation solaire|granulations solaires]] observables à la surface de l’astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.
=== La photosphère ===
[[Image:Sun920607.jpg|thumb|left|La [[photosphère]] vue à travers un filtre.]]
La [[photosphère]] est une partie externe de l’étoile qui produit entre autre la [[lumière visible]]. Elle est plus ou moins étendue : de moins de {{unité|0.1|%}} du rayon pour les étoiles naines, soit quelques centaines de kilomètres, à quelques dizaines de pourcent du rayon de l’étoile pour les plus géantes.
La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres. Sa température moyenne est de {{unité|6000|K}}. Elle permet de définir la température effective qui pour le Soleil est de {{unité|5781|K}}. Sur l’image de la photosphère solaire on peut voir l’[[Transfert de rayonnement#Relation de Barbier-Eddington|assombrissement centre-bord]] qui est une des caractéristiques de la photosphère. L’analyse du spectre de la photosphère solaire est très riche en information en particulier sur la composition chimique du Soleil.
{{clr}}
=== L’atmosphère solaire ===
Au-delà de la photosphère la structure du Soleil est généralement connue sous le nom d’''Atmosphère solaire''. Elle comprend trois zones principales : la [[chromosphère]], la [[couronne solaire|couronne]] et l’[[héliosphère]]. La chromosphère est séparée de la photosphère par la ''zone de température minimum'' et de la couronne par une ''zone de transition''. L’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du système solaire où elle est limitée par l’[[héliopause]]. Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu’elle puisse être étudiée en détail par les [[télescope]]s [[spectroscopie|spectroscopiques]], l’atmosphère solaire n’est jamais aussi accessible que lors des [[Éclipse|éclipses totales de Soleil]].
==== La chromosphère ====
[[Image:HI6563 fulldisk.jpg|thumb|La [[chromosphère]] vue en [[spectroscopie|analyse spectrale]] [[Hα]].]]
[[Image:Solar eclips 1999 4 NR.jpg|thumb|Les [[Éclipse|éclipses totales de Soleil]] (ici celle du 11 août 1999) sont la seule occasion de visualiser directement la [[couronne solaire|couronne]] (en blanc) et la [[chromosphère]] (en rose).]]
La ''zone de température minimum'' qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (~4000 kelvins) pour qu’on y trouve des molécules simples ([[monoxyde de carbone]], [[eau]]), détectables par leur [[spectrométrie d'absorption|spectre d’absorption]]. La [[chromosphère]] proprement dite est épaisse d’environ 2000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l’altitude, pour atteindre un maximum de {{formatnum:100000}} kelvin à son sommet. Son spectre est dominé par des [[bande spectrale|bandes]] d’émission et d’absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque {{lang|el|''chroma''}} (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu’elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil.
==== La couronne ====
La ''zone de transition'' entre la chromosphère et la couronne est le siège d’une élévation rapide de température, qui peut approcher un million de kelvins. Cette élévation est liée à une [[transition de phase]] au cours de laquelle l’[[hélium]] devient totalement [[ionisation|ionisé]] sous l’effet des très hautes températures. La zone de transition n’a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme un [[halo (phénomène optique)|halo]] surplombant la chromosphère sous l’apparence de spicules et de filaments. Elle est le siège d’un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l’utilisation de [[coronographie|coronographes]], elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements [[ultraviolet|ultraviolets extrêmes]] du spectre.<br>
La couronne solaire est composée à {{unité|73|%}} d’hydrogène et à {{unité|25|%}} d’hélium. Les températures sont de l’ordre du million de degrés.
Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la [[couronne solaire]] elle-même s’étend à partir de la zone de transition et s’évanouit progressivement dans l’espace, mêlée à l’[[héliosphère]] par les [[vent solaire|vents solaires]]. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre {{unité|1{{x10|14}}|m|−3}} et {{unité|1{{x10|16}}|m|−3}}, soit moins d’un milliardième de la densité particulaire de l’[[atmosphère (Terre)|atmosphère terrestre]] au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu’aucune théorie n’explique encore complètement cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d’un processus de [[reconnexion magnétique]].
==== L’héliosphère ====
Débutant à environ 20 [[rayon solaire|rayons solaires]] ({{unité|0.1|[[Unité astronomique|ua]]}}) du centre du Soleil, l’[[héliosphère]] s’étend jusqu’aux confins du [[système solaire]]. On admet qu’elle débute lorsque le flux de [[vent solaire]] devient plus rapide que les [[ondes d'Alfvén]] (le flux est alors dit ''superalfvénique'') : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière n’ont pas d’influence sur la structure de la couronne solaire, car l’information ne peut se déplacer qu’à la vitesse des [[ondes d'Alfvén]]. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l’héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d’une [[spirale de Parker]] jusqu’à sa rencontre avec l’[[héliopause]], à plus de {{unité|50|[[Unité astronomique|ua]]}} du Soleil. En {{date||décembre|2004}}, [[Programme Voyager|Voyager 1]] est devenue la première sonde à franchir l’héliopause. Chacune des deux sondes Voyager a détecté d’importants niveaux énergétiques à l’approche de cette frontière<ref>{{en}} European Space Agency ({{date|15|mars|2005}}). [http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394 {{lang|en|The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass}}]. Consulté le {{date|22|mars|2006}}.</ref>.
== L’activité solaire ==
=== Le champ magnétique solaire ===
[[Image:Heliospheric-current-sheet.gif|thumb|Vue d’artiste du champ magnétique solaire.]]
Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Toute la matière solaire se trouvant sous forme de [[gaz]] et de [[physique des plasmas|plasma]] en raison des températures extrêmement élevées, le Soleil pivote plus rapidement à l’équateur (25 jours environ pour un tour) qu’aux pôles (35 jours pour un tour). Cette [[rotation différentielle]] des latitudes solaires donne au [[champ magnétique]] solaire une forme de [[spirale]] en perpétuelle rotation, les lignes de champ se trouvant emmêlées les unes aux autres au cours du temps. Cet enchevêtrement serait au moins en partie responsable du [[cycle solaire]], phénomène périodique s’étalant sur 11,2 années en moyenne avec une alternance de minima et de maxima tous les onze semestres environ. Au terme d’un cycle de l’activité solaire, la polarité du champ magnétique s’est inversée par rapport à la fin du précédent : le cycle magnétique solaire a donc une période double (environ 22 ans) de celle du cycle d’activité. Les manifestations les plus spectaculaires en période d’intense activité magnétique sont l’apparition de [[cycle solaire|taches solaires]] et de [[protubérance solaire|protubérances]].
=== Les taches solaires ===
[[Image:Vectb.jpg|400px|thumb|Le [[champ magnétique]] au niveau d’un groupe de [[cycle solaire|taches froides]] de la photosphère solaire (intensité exprimée en Gauss). <br>
Les niveaux de couleur décrivent la composante du champ magnétique le long de la ligne de visée. Les traits blancs illustrent la composante du champ perpendiculaire à la ligne de visée. <br>
Image obtenue à partir d’observations du [[télescope]] solaire THEMIS<ref>[http://www.themis.iac.es/ Page officielle du télescope THEMIS]</ref> et traitée par BASS 2000<ref>[http://bass2000.bagn.obs-mip.fr/ Page officielle de la base de données solaires BASS 2000]</ref>.]]
Bien que tous les détails sur la genèse des taches solaires ne soient pas encore élucidés, il a été démontré qu’elles sont la résultante d’une intense [[champ magnétique|activité magnétique]] au sein de la zone de convection, tellement puissante qu’elle freine la [[convection]] et limite l’apport thermique en surface à la [[photosphère]]. Elles sont ainsi moins chaudes de 1500 à 2000 kelvins que les régions voisines, ce qui suffit à expliquer pourquoi elles nous apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosphère. Cependant si elles étaient isolées du reste de la photosphère, les taches solaires, où règne malgré tout une température proche des {{unité|4000|kelvins}}, nous sembleraient 10 fois plus brillantes que la pleine lune, soit davantage qu’un [[arc électrique]]. La sonde spatiale [[SoHO]] a permis de démontrer que les taches solaires répondent à un mécanisme proche de celui des [[cyclone tropical|cyclones]] sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d’ombre centrale (environ {{unité|4000|kelvins}}) et la zone de pénombre périphérique (environ {{unité|4700|kelvins}}). Le diamètre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois supérieur à celui de la Terre. En période d’activité il est parfois possible de les observer à l’œil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée.
La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour contrôler l’activité solaire et prédire ses répercussions terrestres. Une tache solaire a une durée de vie moyenne de deux semaines. L’astronome allemand [[Heinrich Schwabe]], au {{s-|XVIII|e}}, fut le premier à tenir une cartographie méthodique des taches solaires, ce qui lui permit d’évaluer leur périodicité. Les études ultérieures ont fixé leur [[phénomène périodique|période]] à 11,2 années, chaque demi-période étant alternativement caractérisée par un maximum d’activité (où les taches se multiplient) et un minimum d’activité. Le dernier maximum d’activité a été enregistré en [[2001]], avec un groupe de taches particulièrement marqué (image). Le prochain minimum d’activité est prévu pour le premier semestre de [[2007]]<ref>{{en}} [http://www.sec.noaa.gov/SolarCycle/ sec.noaa.gov] – Le cycle solaire actuel.</ref>.
{{Article détaillé|amorce=Pour davantage de détails sur les taches solaires, voir l’article|Cycle solaire}}
=== Les éruptions solaires ===
[[Image:Mass eject.png|thumb|Une éruption solaire.]]
{{Article détaillé|amorce=Pour davantage de détails, voir les articles|Éruption solaire|Sursaut solaire}}
=== Effets terrestres de l’activité solaire ===
[[Image:Northern Lights, Greenland.jpg|thumb|left|Les [[Aurore polaire|aurores polaires]] sont une manifestation spectaculaire de l’activité solaire.]]
Les '''effets terrestres de l’activité solaire''' sont multiples, le plus spectaculaire est le phénomène des [[aurore polaire|aurores polaires]].
La [[Terre]] possède une [[magnétosphère]] qui la protège des [[vent solaire|vents solaires]], mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils déforment la magnétosphère et des particules radioactives solaires la traversent en suivant les [[Champ magnétique terrestre|lignes de champs]]. Ces particules excitent ou [[Ionisation|ionisent]] les particules de la haute atmosphère. Le résultat de ces réactions est la création de nuages ionisés qui reflètent les [[onde]]s dont la [[lumière]], ce qui provoque la formation des aurores polaires.
Les vents solaires peuvent également perturber les moyens de communications et de navigations utilisant des satellites, en-effet les [[Satellite artificiel|satellites]] à basse altitude peuvent être endommagés par l’ionisation de l’[[ionosphère]].
{{clr}}
== Le système solaire ==
{{Article détaillé|Formation et évolution du système solaire}}
À lui seul, le soleil représente {{unité|99.86|%}} de la masse totale du [[système solaire]], les {{unité|0.14|%}} restants incluant les [[planète]]s (surtout [[Jupiter (planète)|Jupiter]]), dont la [[Terre]].
{| class="wikitable" align=center border=1 cellspacing=0 width=500
|+ '''Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes'''
| width=120|[[Mercure (planète)|Mercure]] ||width=120| {{formatnum:6,023,600}}
| width=120|[[Jupiter (planète)|Jupiter]] ||width=120| {{formatnum:1,047}}
|-
| [[Vénus (planète)|Vénus]] || {{formatnum:408,523}}
| [[Saturne (planète)|Saturne]] || {{formatnum:3,498}}
|-
| [[Terre]] et [[Lune]] || {{formatnum:328,900}}
| [[Uranus (planète)|Uranus]] || {{formatnum:22,869}}
|-
| [[Mars (planète)|Mars]] || {{formatnum:3,098,710}}
| [[Neptune (planète)|Neptune]] || {{formatnum:19,314}}
|}
== Symbolique ==
Le Soleil est un [[symbole]] très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture.
D’une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d’Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c’est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est le [[kami (divinité)|kami]] [[Amaterasu]], la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Même dans la langue allemande le Soleil est féminin selon son article ({{lang|de|''die'' Sonne}}). Dans la [[mythologie nordique]], les enfants de [[Mundilfari]] et [[Glaur]] sont [[Sol (déesse)|Sol]] (déesse du Soleil) et [[Máni]] (dieu de la Lune), une idée que [[J. R. R. Tolkien]] a importée dans son œuvre.
Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaitre, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s’éteindrait sur Terre, d’où le symbole de vie (donneur de vie).
Dans l’[[Égypte antique]], [[Râ]] (ou [[Rê]]) est le dieu Soleil (il était l’un des dieux les plus importants, voire le plus important) et [[Akhénaton]] en fera son dieu unique sous le nom d’[[Aton]]. Dans le Panthéon grec c’est [[Apollon]], fils de [[Zeus]] et de la titane [[Léto]]. Citons aussi [[Hélios]] qui est la personnification du Soleil lui-même. Les [[Aztèques]] l’appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maitre du monde. S’il n’est pas associé à un dieu, des gens l’ont associé à eux-mêmes comme le [[roi de France]] [[Louis XIV|Louis {{XIV}}]] surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d’[[Amaterasu]], déesse du Soleil.
En [[alchimie]], le symbole du Soleil et de l’or est un [[cercle avec un point au centre]] : [[Image:Sun symbol.svg|10px|Symbole solaire.]]. Il représente l’intérieur avec tout ce qui gravite autour. En [[astronomie]] comme en [[astrologie]], le symbole est le même.
Contrairement à l’apparence le plus souvent positive du Soleil, il peut aussi constituer un symbole de la torture et la dureté de la vie pour l’être humain qui lui est en proie sans protection, comme par exemple dans [[L'étranger|L’étranger]] d’[[Albert Camus|Albert Camus]].
== Observation du soleil et dangers pour l’œil ==
=== Observation à l’œil nu ===
Regarder le Soleil à l’œil nu, même brièvement, peut être douloureux et même dangereux.
Un coup d’œil vers le Soleil entraine des [[cécité]]s partielles et temporaires (taches sombres dans la vision). Lors de cette action, environ quatre milliwatts de lumière frappent la [[rétine]], la chauffant un peu, et éventuellement la détériorant. La cornée peut également être atteinte.
L’exposition générale à la lumière solaire peut aussi être un danger. En effet, au fil des années, l’exposition aux [[Ultraviolet|UV]] jaunit le [[cristallin]] ou réduit sa transparence et peut contribuer à la formation de [[Cataracte (maladie)|cataractes]].
=== Observation avec un dispositif optique ===
Regarder le Soleil à travers les dispositifs optiques grossissants — par exemple des [[jumelles]], un téléobjectif, une lunette astronomique ou un télescope — dépourvus de [[filtre (optique)|filtre]] adapté (filtre solaire) est extrêmement dangereux et peut rapidement provoquer des dommages irréparables à la rétine, au cristallin et à la cornée.
Avec des jumelles, environ 500 fois plus d’énergie frappe la rétine, ce qui peut détruire les cellules rétinales quasiment instantanément et entrainer une cécité permanente.
Une méthode pour regarder sans danger le Soleil est de projeter son image sur un écran en utilisant un [[télescope]] avec [[oculaire]] amovible (les autres types de télescopes peuvent être détériorés par ce traitement).
Les filtres utilisés pour observer le Soleil doivent être spécialement fabriqués pour cet usage. Certain filtres laissent passer les [[Ultraviolet|UV]] ou [[infrarouge]]s, ce qui peut blesser l’œil. Les filtres doivent être placés 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.
Les films photographiques surexposés — et donc noirs — ne sont pas suffisant pour observer le Soleil en toute sécurité car il laissent passer trop d’infrarouges. Il est recommandé d’utiliser des lunettes spéciales en Mylar, matière plastique noire qui ne laisse passer qu’une très faible fraction de la lumière.
=== Cas particulier des éclipses ===
Les [[éclipse]]s solaires partielles sont particulièrement dangereuses car la [[pupille]] se dilate en fonction de la lumière globale du champ de vision et non selon le point le plus brillant présent dans le champ. Durant une éclipse, la majeure partie de la lumière est bloquée par la Lune, mais les parties non cachées de la photosphère sont toujours aussi brillantes. Dans ces conditions, la pupille se dilate pour atteindre 2 à 6 millimètres et chaque cellule exposée au rayonnement solaire reçoit environ 10 fois plus de lumière qu’en regardant le Soleil sans éclipse ! Ceci peut endommager ou même tuer ces cellules ce qui crée de petits points aveugles dans la vision<ref name="Espenak">{{Lien web|url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/SEhelp/safety.html|titre={{lang|en|Eye Safety During Solar Eclipses — adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February 26, April 1996, p. 17}}|auteur=F. Espenak|éditeur=NASA|consulté le=22 mars 2006}}</ref>.
Les éclipses sont encore plus dangereuses pour les observateurs inexpérimentés et les enfants car il n’y a pas perception de douleur lors de ces destructions de cellules. Les observateurs peuvent ne pas se rendre compte que leur vision est en train de se faire détruire.
=== Cas particuliers du lever et coucher du Soleil ===
[[Image:Coucher de soleil sur Moorea.jpg|thumb|200px|right|Coucher de soleil.]]
Durant l’aube et l’aurore, le rayonnement solaire est atténué par la [[diffusion de Rayleigh]] et la [[diffusion de Mie]] dû à un plus long passage dans l’[[atmosphère (Terre)|atmosphère]] terrestre, à tel point que le Soleil peut être observé à l’œil nu sans grand danger. En revanche, il faut éviter de le regarder lorsque sa lumière est atténuée par des nuages ou la brume, car sa luminosité pourrait croître très rapidement dès qu’il en sortirait. Un temps brumeux, les poussières atmosphériques et la nébulosité sont autant de facteurs qui contribuent à atténuer le rayonnement.
== Notes et références ==
{{colonnes|taille = 35|<references />}}
==Voir aussi==
* [[18 Scorpii]], une étoile de la [[Scorpion (constellation)|constellation du Scorpion]] considérée comme une quasi-jumelle du Soleil
{{Autres projets|
commons=Category:Sun|
wikt=Soleil| <!--Wiktionnaire-->
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b=Wikijunior:Système solaire/Le soleil| <!--Wikilivre-->
s=Le Soleil| <!--Wikisource-->
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n=Une éclipse annulaire du soleil survole la péninsule ibérique et l'Afrique| <!--Wikinews-->
}}
===Articles connexes===
* [[Réaction nucléaire#Le Soleil|Réaction nucléaire - Le Soleil]]
* [[Coucher de soleil]]
* [[Astronomie]]
* [[Éclipse]]
* [[Énergie solaire]]
* [[Météorologie de l'espace|Météorologie de l’espace]]
* [[Héliosismologie]]
* Le symbole <big>[[☼]]</big>
* [[Fin du monde]]
===Liens externes===
* {{fr}} [http://www.soleil.info/sante/se-proteger/info-conseil/ Les effets du Soleil et les moyens de s’en protéger] La ''Sécurité Solaire''.
* {{fr}} [http://www.solar-indice.com calcul de la géoposition du Soleil] "l’indice d’ensoleillement".
* {{fr}} [http://ptaff.ca/soleil/ Heure de lever et de coucher du Soleil pour tous les endroits du monde.]
* {{fr}} [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=soleil Le système solaire - Le Soleil.]
* {{fr}} [http://www.cerimes.education.fr/index.php?page=fiches&op1=view,877,10,7,,,,, Document vidéo] : ''Flammes du Soleil'' (durée : 10 minutes).
* {{fr}} [http://www.energies-du-soleil.fr.tc Tout savoir sur la photosynthèse et le photovoltaïsme.]
* {{en}} [http://solardatabase.free.fr Le Soleil vu par les amateurs, bases de données solaires en images.]
* {{en}} [http://www.space.com/spacewatch/sun_cam.html Le Soleil en direct via SoHO.]
* {{en}} [http://www.esa.int/esaCP/ASESO2AKOYC_Protecting_0.html Le Soleil aujourd’hui dans différentes longueurs d’onde] (images [[SoHO]]).
* {{fr}} [http://www.cieletespaceradio.fr/index.php/2007/05/02/119-soleil-les-derniers-secrets-de-notre-etoile-1-3 Soleil : les derniers secrets de notre étoile 1{{er}} épisode], [http://www.cieletespaceradio.fr/index.php/2007/05/02/120-soleil-les-derniers-secrets-de-notre-etoile-2-3 2{{e}} épisode], [http://www.cieletespaceradio.fr/index.php/2007/05/02/121-soleil-les-derniers-secrets-de-notre-etoile-3-3 3{{e}} épisode], [[Ciel & Espace]] radio, [[Jean-Paul Zahn]].
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