Le Soleil est l’étoile au cœur de notre système solaire. Sa gravité maintient le système solaire en place, retenant tout, des plus grosses planètes aux plus petits débris, sur son orbite.
Aperçu
La gravité du Soleil maintient le système solaire en équilibre, maintenant tout – des plus grosses planètes aux plus petites particules de débris – sur son orbite. La connexion et les interactions entre le Soleil et la Terre déterminent les saisons, les courants océaniques, la météo, le climat, les ceintures de radiation et les aurores boréales. Bien que notre galaxie soit unique, la Voie lactée compte des milliards d’étoiles comme notre Soleil.
Le Soleil porte de nombreux noms dans de nombreuses cultures. Le mot latin pour Soleil est « sol », qui est l’adjectif principal pour tout ce qui est lié au Soleil : solaire.
La sonde solaire Parker de la NASA entre dans l’histoire en réalisant son passage le plus proche du Soleil
Les équipes opérationnelles ont confirmé que la mission de la NASA visant à « toucher » le Soleil a survécu à son approche record la plus proche de la surface solaire le 24 décembre 2024.
Battant son précédent record en volant à seulement 6,1 millions de kilomètres au-dessus de la surface du Soleil, la sonde solaire Parker de la NASA a traversé l’atmosphère solaire à une vitesse vertigineuse de 700 000 kilomètres par heure, soit la vitesse la plus rapide jamais atteinte par un objet fabriqué par l’homme. Une tonalité de balise reçue tard le 26 décembre a confirmé que le vaisseau spatial avait traversé la rencontre sans encombre et fonctionnait normalement.
Ce passage, le premier d’une série à venir à cette distance, permet au vaisseau spatial d’effectuer des mesures scientifiques inégalées, susceptibles de changer notre compréhension du Soleil.
« Voler aussi près du Soleil est un moment historique dans la première mission de l’humanité vers une étoile. »
Nicky Fox
Administrateur associé de la NASA, Direction des missions scientifiques
« Voler aussi près du Soleil est un moment historique pour la première mission humaine vers une étoile », a déclaré Nicky Fox, qui dirige la Direction des missions scientifiques au siège de la NASA à Washington. « En étudiant le Soleil de près, nous pouvons mieux comprendre son impact sur l’ensemble de notre système solaire, notamment sur les technologies que nous utilisons quotidiennement sur Terre et dans l’espace, et en apprendre davantage sur le fonctionnement des étoiles à travers l’univers, ce qui nous aide dans notre recherche de mondes habitables au-delà de notre planète. »
Présentation
Dans la classification astronomique, cette étoile de type naine jaune, de près de 1,4 million de kilomètres de diamètre pour une masse d’environ 2 × 1030 kg, est essentiellement composée d’hydrogène (74 % de la masse ou 92 % du volume) et d’hélium (25 % de la masse ou 8 % du volume) à l’état plasma.
L’énergie solaire transmise par le rayonnement solaire rend possible la vie sur Terre par apport d’énergie lumineuse (lumière) et d’énergie thermique (chaleur), permettant la présence d’eau à l’état liquide et la photosynthèse des végétaux.
Le rayonnement ultraviolet contribue à la désinfection naturelle des eaux de surface et à y détruire certaines molécules indésirables (quand l’eau n’est pas trop turbide). La polarisation de la lumière solaire (ou lunaire, de nuit), par des matériaux tels que l’eau ou les cuticules végétales, est utilisée par de nombreuses espèces pour s’orienter.
Le rayonnement solaire est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur la Terre. En effet, le bilan radiatif global de la Terre est tel que l’énergie thermique à la surface de la Terre est en moyenne à 99,97 ou 99,98 % d’origine solaire. Comme pour tous les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement émis dans l’espace, sous forme de rayonnement thermique infrarouge ; la Terre reste ainsi en équilibre dynamique.
Le demi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil, couramment appelé « distance de la Terre au Soleil », égal à 149 597 870 700 ± 3 m[13], est la définition originale de l’unité astronomique (de symbole « au »). Il faut 8 minutes et 19 secondes pour que la lumière du Soleil parvienne jusqu’à la Terre.
Composition chimique
Le Soleil est une étoile naine jaune qui se compose de 74 % d’hydrogène (soit 92 % de son volume), de 25 % d’hélium (8 % de son volume) et d’une fraction d’éléments plus lourds. Les éléments réfractaires observables à la surface du Soleil ont une abondance inférieure à celle observée dans la plupart des étoiles ayant des caractéristiques comparables. Cet écart de composition serait dû à la formation précoce de Jupiter qui aurait isolé des poussières réfractaires loin du Soleil plutôt qu’à une capture par les planètes telluriques.
Type spectral
Le Soleil est de type spectral G2 V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des 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 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.
Situation dans la Voie lactée
Il existe dans la Voie lactée plus de 100 millions d’étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile assez ordinaire, bien qu’il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la Galaxie, qui sont en majorité des naines rouges.
Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée, dont il est distant d’environ 26 673 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d’environ 220 millions d’années et sa vitesse d’environ 250 km/s, équivalente à une année-lumière tous les 1 400 ans environ, ou une unité astronomique tous les huit jours.
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 années-lumière environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les étoiles qui auraient un plan de révolution différent de celui du disque galactique.
Actuellement, le Système solaire se situerait à 48 années-lumière au-dessus (au nord) du plan galactique et en phase ascendante à la vitesse de 7 km/s.
Révolution et rotation
Le Soleil tourne autour du barycentre du Système solaire (mouvement de révolution), ce dernier se situant dans les années 2000 à un peu plus d’un rayon solaire du centre de l’étoile (donc légèrement à l’extérieur du Soleil), en raison de la masse de Jupiter (environ un millième de la masse solaire) et des autres planètes géantes.
Le Soleil tourne également sur lui-même (mouvement de rotation), 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 (25 jours) qu’aux pôles (35 jours). Déduite des modes de vibration de gravité, la vitesse de rotation du cœur a pu aussi être déterminée : un tour par semaine environ, soit 3,8 fois plus vite que les couches extérieures et intermédiaires.
Formation
Le Soleil est une étoile âgée d’environ 4,57 milliards d’années, soit un peu moins de la moitié de son chemin sur la séquence principale.
Il s’est formé 9,23 milliards d’années après le Big Bang, qui marque l’origine de l’Univers, il y a 13,8 milliards d’années. L’hypothèse des années 1970, selon laquelle une supernova serait à l’origine de l’effondrement de la nébuleuse qui a donné naissance au Soleil, n’est plus crédible.
Une modélisation réalisée en 2012 propose un scénario en trois étapes pour expliquer la formation du Soleil et l’abondance de magnésium 26 et de nickel 60 dans les météorites. Ces éléments sont les produits de la décomposition de deux isotopes radioactifs (à la demi-vie relativement courte), nés dans les étoiles : l’aluminium 26 (demi-vie de 717 000 ans) et le fer 60 (demi-vie de 2,6 Ma). Pour comprendre la présence de ces éléments dans la chimie du Soleil, il fallait imaginer une étape pour le fer 60 et une autre pour l’aluminium 26.