Le Soleil : au centre des orbites, indispensable à la vie
Sans le Soleil, les planètes ne suivraient pas leurs orbites actuelles et la Terre ne pourrait pas abriter la diversité de vie que nous connaissons. La gravité solaire maintient planètes, astéroïdes et comètes dans un ensemble ordonné, tandis que l'énergie et les particules émises par le Soleil transforment sans cesse les environnements du Système solaire. Le disque lumineux que nous voyons chaque jour dans le ciel est l'étoile centrale qui donne sa structure à notre voisinage cosmique et crée les conditions nécessaires à la vie.
Le Soleil est une étoile d'hydrogène et d'hélium âgée d'environ 4,6 milliards d'années. Sa propre gravité retient son immense plasma. Environ 99,8 % de la masse du Système solaire est concentrée dans le Soleil : il domine donc les orbites planétaires et maintient au cœur une pression et une température assez élevées pour briller pendant des milliards d'années. Dans environ 5 milliards d'années, lorsque l'hydrogène du cœur sera épuisé, le Soleil gonflera en géante rouge et engloutira Mercure et Vénus. La Terre deviendra inhabitable bien avant et pourrait elle aussi finir absorbée. Le Soleil rejettera ensuite ses couches externes et deviendra une naine blanche ; les planètes extérieures qui auront survécu tourneront sur des orbites élargies autour de ce reste en refroidissement.
- Environ 15 millions de °C température au centre du Soleil, où l'hydrogène fusionne et libère de l'énergie
- Environ 170 000 ans temps nécessaire à l'énergie centrale pour traverser la zone radiative et gagner les couches externes
- Environ 5 500 °C température de la photosphère, la couche que nous voyons comme la surface du Soleil
- Jusqu'à plusieurs millions de °C température que peut atteindre la couronne, l'atmosphère externe du Soleil
Comment l'énergie du centre du Soleil se déplace-t-elle vers l'extérieur ?
Au cœur, les noyaux d'hydrogène s'unissent pour former de l'hélium, et une infime quantité de masse devient énergie. Mais cette énergie n'est pas enfermée dans un seul photon qui filerait directement vers la surface. Dans la zone radiative, la lumière rencontre des particules et change sans cesse de direction et d'énergie. « Environ 170 000 ans » n'est pas le temps de trajet d'un rayon de lumière : c'est le temps nécessaire à l'énergie du centre pour traverser plusieurs couches et atteindre l'extérieur.
Plus loin, le plasma chaud monte dans la zone convective tandis que la matière plus froide descend. Les motifs en forme de grains sur la photosphère sont la trace visible de ce vaste brassage. Même la photosphère, que nous appelons la surface, n'est pas une coque solide. Elle ressemble plutôt à une frontière visible : sous une certaine profondeur, le plasma devient opaque et la lumière s'échappe difficilement.
La lumière solaire ne va pas du centre à la surface en un seul trajet. L'énergie passe d'innombrables fois à travers la matière avant de gagner enfin l'espace.
Pourquoi l'activité solaire change-t-elle environ tous les 11 ans ?
Le Soleil est formé de plasma chargé électriquement, et sa rotation comme ses courants internes produisent des champs magnétiques. L'équateur et les hautes latitudes ne tournent pas à la même vitesse, tandis que les flux intérieurs tordent et enroulent les lignes de champ. Au cours d'un cycle d'environ 11 ans, les taches et les éruptions deviennent plus puis moins actives, et les pôles magnétiques nord et sud s'inversent. La durée et l'intensité ne sont jamais exactement les mêmes d'un cycle à l'autre.
Les taches solaires ne sont pas des trous. Ce sont des régions où un champ magnétique puissant ralentit la convection, ce qui les fait paraître plus froides et plus sombres que leur environnement. Lorsque des champs tordus se reconnectent, les éruptions et les éjections de masse coronale peuvent envoyer matière et énergie dans l'espace. Les particules et les changements magnétiques qui atteignent la Terre peuvent créer des aurores ; les événements intenses peuvent aussi perturber l'électronique des satellites, les communications, les réseaux électriques et l'exposition des astronautes aux rayonnements.
L'activité solaire augmente et diminue selon un cycle d'environ 11 ans, mais elle ne se répète jamais au même moment ni avec la même intensité. Les taches ne sont qu'un indice de l'état du Soleil. La direction d'une éruption et la forme de son champ magnétique comptent également.
Une atmosphère plus chaude que la surface
Au-dessus de la photosphère, la surface visible du Soleil, se succèdent la chromosphère, la région de transition et la couronne. On pourrait croire que la température baisse en s'éloignant de la source de chaleur, mais l'atmosphère solaire fait le contraire. Dans la couronne, elle remonte et peut atteindre plusieurs millions de degrés. La couronne est extrêmement peu dense, mais ses particules se déplacent très vite, et les mouvements du champ magnétique semblent lui apporter de l'énergie. Les scientifiques cherchent encore à comprendre exactement comment la couronne devient aussi chaude.
Certaines particules de la couronne échappent à la gravité solaire et se répandent dans l'espace sous forme de vent solaire. Ce vent comprend des courants rapides et lents. Plus ils voyagent loin, plus ils se mélangent et plus leurs caractéristiques d'origine deviennent difficiles à reconnaître. C'est pourquoi les scientifiques s'approchent du Soleil pour découvrir où naît le vent solaire et comment il accélère.
- Fusion transforme l'hydrogène en hélium au cœur et libère de l'énergie.
- Rayonnement et convection redistribuent l'énergie dans l'intérieur dense et font monter le plasma chaud vers la surface.
- Atmosphère magnétique les champs tordus au-dessus de la photosphère chauffent la couronne et se reconnectent parfois brutalement.
- Vent solaire emporte plasma et champs magnétiques au-delà des planètes pour former l'héliosphère.
Jusqu'où Parker Solar Probe s'est-elle approchée du Soleil ?
Après son lancement en 2018, Parker Solar Probe a utilisé la gravité de Vénus pour resserrer progressivement son orbite. En 2021, elle a franchi la surface critique d'Alfvén, la frontière entre la matière encore retenue par le Soleil et celle qui s'échappe vers l'extérieur, puis elle a traversé directement la couronne. Les mesures ont montré que cette frontière n'est pas une sphère lisse : elle est irrégulière, et la sonde peut la franchir plusieurs fois au cours d'un même passage.
En décembre 2024, Parker Solar Probe s'est approchée à environ 6,1 millions de kilomètres de la surface solaire. Elle ne s'est pas posée sur le Soleil et n'est pas entrée à l'intérieur. Protégée par un bouclier contre la chaleur extrême, elle a mesuré les champs magnétiques, le plasma et les particules de haute énergie, tout en photographiant le vent solaire. Les scientifiques ne se contentent donc plus d'observer le Soleil de loin : ils peuvent étudier sur place ce qui se passe autour de notre étoile la plus proche.