Notre Soleil n'est qu'une étoile parmi les 100 milliards qui composent notre galaxie, la Voie Lactée. Situé dans le bras de Persée, le Soleil met 200 million années pour accomplir une orbite.

Son énergie est le fruit de la fusion thermonucléaire, qui utilise deux noyaux d'hydrogène pour former un noyau d'hélium. Ces réactions nucléaires produisent des rayons X, des ultraviolets,... et surtout de l'infrarouge et des photons.

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			1 La structure du Soleil

Le Soleil, comme toute autre étoile ou comme les planètes, est constitué de plusieurs couches. Les couches internes du Soleil sont le noyau, une zone de radiation, une zone de convection, la photosphère, la chromosphère et la couronne.

Le noyau solaire est le siège de processus nucléaires qui, en fusionnant les noyaux d'hydrogène (protons), transforment l'hydrogène en hélium, à des températures de 14.000.000 °C ! Par comparaison, un grain de sable aussi chaud brûlerait tout sur plusieurs kilomètres !!! Le noyau est formé de 64% d'hélium, recouvert d'une enveloppe d'hydrogène en fusion (35%), si brûlants qu'ils sont totalement ionisés. Sous les énormes pressions, chaque seconde, 4.100.000 de tonnes de matière sont converties en énergie.

Au-dessus du noyau se trouve la zone de radiation. Cette dernière est une vaste région hautement ionisée de gaz très denses, violemment bombardée par les rayons gamma (produits par le noyau). L'énergie des rayons gamma ne peut être facilement absorbée. Ces rayons rebondissent violemment sur les gaz, répétitivement détournés, absorbés, puis réémis sous forme de rayons X et ultraviolets, moins énergétiques. Ainsi le temps nécessaire à l'énergie rien que pour sortir de cette zone peut aller jusqu'à 10 million d'années !

Plus haut, on trouve la zone convective. Dans cette zone, les gaz sont assez froids; il y existe un gradient suffisant de températures pour que la convection se produise. Moins ionisés, les gaz sont capables d'absorber plus de photons provenant de la zone radiative. Et là débute un cycle: les gaz transportent l'énergie en haut de la zone; perdant de l'énergie et relativement refroidis, ils entament une plongée vers le fond de la zone convective et recommencent le cycle.

Encore plus haut, il y a la photosphère. Seulement profonde de 160 km environ et chaude de 6.000°C. La photosphère est constituée par les gaz du Soleil les plus proches de la surface opaque. La surface de la photosphère est tachetée d'orages de feu, de la taille d'ouragans. Ces 'granules' (*) écumants reçoivent l'énergie de la zone de convection et l'irradient en lumière et en chaleur. La photosphère, comme chaque partie du Soleil (sauf le noyau), est constituée de 75% d'hydrogène, 24% d'hélium et 1% d'autres éléments que l'on trouve dans l'Univers.

* Les granules forment un immense brassage de cellules de gaz chauds, recouvrant la photosphère. Presque 2 fois aussi grand qu'un ouragan terrestre, chaque granule participe au transfert d'énergie de la zone de convection vers l'espace. Chacun de ces énormes bouillonnements ne dure que 8 à 10 minutes, durant lesquelles les gaz montent et tombent à une vitesse 0,5 km/s environ.

La couche supérieure est la chromosphère. Elle est semi-transparente, formée de gaz seulement visibles avec des filtres spéciaux ou lors des éclipses solaires. La chromosphère est épaisse de 9.600 à 16.000 km, elle est le royaume des feux d'artifices herculéens avec ses protubérances et ses flammes solaires.

Encore plus haut, plus près du "vide" que de la chromosphère, se trouve la couronne. Elle est l'atmosphère externe du Soleil et elle est cent mille fois plus pâle que la photosphère. La couronne n'est pas vraiment sphérique. Elle ondule et change de forme avec les jets de gaz s'allongeant jusqu'à 10 rayons solaires ! Ses gaz pâles, visibles seulement à l'aide d'un coronographe ou durant une éclipse solaire, ont tendance à coïncider avec les lignes de champs magnétiques du Soleil. Ainsi, les forts vents solaires s'échappent par les trous de la couronne.

			2 Les taches solaires

Les taches solaires sont la preuve de la rotation du Soleil. Ce sont, à la surface solaire, des taches froides et sombres présentant différents cycles. A 4.500°C, ces perturbations photosphériques en forme de soucoupe sont plus brillantes et chaudes qu'une lampe à acétylène.

Les taches solaires sont des zones d'intenses champs magnétiques souvent regroupées. Certains groupes sont magnétiquement bipolaires, présentant au nord et au sud des régions à peu près égales. Le nombre de taches varie par cycle de 11 ans, le maximum le plus récent s'est produit en 1991. Comme la polarité des groupes de taches s'inverse tous les 11 ans, des astronomes se réfèrent aussi bien à un "cycle solaire" de 22 ans, qu'à un "cycle des taches" de 11 ans. On estime que la rotation variable du Soleil participe à la formation des taches solaires.

Sur la formation des taches solaires, la théorie la plus admise implique les champs magnétiques du Soleil. Au début d'un "cycle solaire", les lignes de champs magnétiques courent du pôle nord du Soleil, vers le pôle sud. Mais les diverses latitudes du Soleil sont en rotation à des vitesses différentes. Puisque l'équateur tourne plus vite que les pôles, la rotation solaire commence par étendre les lignes de champs magnétiques. Sensiblement déformées après plusieurs rotations, les lignes de champs à l'équateur s'étendent de plus en plus loin au-delà des pôles. Après de nombreuses rotations, les lignes de champs magnétiques sont si déformées qu'elles se cassent. Rompant la photosphère, elles forment des groupes de taches solaires. Parfois cette déchirure est si grande qu'exceptionnellement de vastes taches durables peuvent se former. En avril 1947, la plus énorme tache jamais enregistrée a atteint une taille telle qu'elle aurait pu engloutir 100 Terres ! Alors que la plupart des taches solaires disparaissent après quelques semaines, en 1840-41, l'une d'elles a pu être étudiée durant 18 mois !

			3 Les aurores boréales

Un jour un poète a écrit  : "Chaque atome qui me compose t'appartient tout autant". Nous sommes effectivement tous faits de la même substance. Nos atomes sont les mêmes que ceux des étoiles, où la plupart des éléments trouvent leur origine. Les étoiles telles que notre Soleil produisent sans discontinuer de la matière sous forme de plasma (élément vital de l'univers). Le plasma conduit l'électricité et est très sensible à l'influence des champs magnétiques. Sur Terre, le plasma apparaît sous forme d'éclairs. Ailleurs dans l'univers, il apparaît sous différentes formes. Le Soleil est constitué d'une boule de plasma dense. Du fait de la rotation du Soleil, le plasma produit de forts courants électriques qui, à leur tour, créent des lignes de champ magnétique. Tandis que la dynamo solaire tourne et bouillonne, les lignes de champ s'enroulent et s'enchevêtrent.

Il arrive qu'une ligne de champ traverse la surface du soleil en formant une boucle gigantesque. Les pieds de la boucle deviennent des concentrations intenses de champ magnétique, appelées taches solaires. De grands jets de plasma, appelés protubérances solaires, sont projetés d'une tache solaire à l'autre en suivant les lignes de champ magnétique. Il arrive parfois que ces jets "se brisent", expulsant du plasma dans l'espace et créant ainsi une éruption solaire.

Le vent solaire libère encore plus de plasma. Ce flux d'électricité cosmique produit des effets spectaculaires sur la Terre. Comme le Soleil, la Terre est entourée d'un puissant champ magnétique. Si la Terre était dans un vide parfait, son champ magnétique serait très semblable à celui d'une simple barre aimantée. Mais la force du vent solaire vient altérer sa forme. Lorsqu'il frappe la Terre, le vent solaire comprime le champ magnétique terrestre qui prend la forme d'une balle  "côté jour" et l'étire en une longue queue "côté nuit".
Cette région de l'espace en forme de comète s'appelle la "magnétosphère". Lorsque le vent solaire souffle sur la magnétosphère, il crée un courant électrique. Une partie de ce courant pénètre le long des lignes de champ magnétique dans les régions polaires. Si ces courants sont suffisamment forts, l'atmosphère s'embrase pour former une aurore. Une aurore est une manifestation de lumière au néon naturelle.

Une lampe au néon est constituée d'un tube rempli de gaz et équipé d'une électrode à chaque extrémité. Lorsqu'on applique un courant électrique, le gaz enfermé dans le tube se transforme en plasma. Il libère de l'énergie et produit de la lumière. Une lampe au néon pur luit d'une lumière rouge orangé. Associé à d'autres éléments, le néon produit diverses couleurs. Avec le mercure, par exemple, il produit une couleur bleu vif.
De la même manière, les éléments de la haute atmosphère terrestre déterminent la couleur d'une aurore. Les atomes d'oxygène donnent un vert blanchâtre... l'azote, un rouge cramoisi.

Les aurores sont particulièrement importantes lorsque le Soleil est en activité. Une éruption solaire peut entraîner la projection d'un jet puissant de plasma qui viendra frapper la magnétosphère et créera une aurore. Ces éruptions violentes du Soleil peuvent également provoquer des  "orages magnétiques".
Un orage magnétique peut interrompre les communications radios, endommager les équipements de transmission de l'énergie électrique ou détériorer les satellites artificiels gravitant autour de la Terre par de fortes doses de radiations.

En 1979, Skylab, station spatiale américaine, est retombé prématurément sur Terre à cause de l'activité solaire. Un fort vent solaire avait chauffé et dilaté la haute atmosphère, augmentant la force de traînée subie par le vaisseau spatial. Son orbite s'était altérée et la friction créée par la chute rapide de Skylab l'avait transformé en boule de feu incandescente. Depuis, la conception des vaisseaux spatiaux prend en compte ce facteur critique qu'est l'activité solaire.

Certes, la Terre tire bien des avantages de sa relation avec le Soleil. Mais sans les écrans formés par notre atmosphère et notre magnétosphère, elle serait aussi désolée qu'une lune lointaine.

Les sondes spatiales Voyager ont été lancées afin d'étudier les planètes situées aux confins de notre système solaire. Un jour, elles quitteront tout à fait le système solaire, et pénétreront en territoire inconnu. En attendant, elles ont fait plusieurs découvertes importantes.
Certaines planètes de notre système solaire ont un champ magnétique, d'autres pas. Alors que le champ magnétique de Jupiter est d'une forme très semblable à celui de la Terre, les lignes du champ magnétique d'Uranus sont très obliques, probablement parce que la planète elle-même est inclinée. Quant au vent solaire, il souffle sur toutes les planètes et forme une immense bulle dans l'espace, appelée héliosphère. C'est le domaine de notre Soleil, la mer solaire. L'héliosphère a une frontière, là où le vent solaire s'arrête de souffler.
Les scientifiques attendent le jour où les sondes Voyager franchiront cette frontière et nous raconteront ce qu'il y a de l'autre côté de la mer solaire.

Contrairement à celles de la Terre, les aurores qui se produisent sur les planètes gazeuses, ne sont pas observables en lumière visible. Mais il s'agit bien du même phénomène. Les draperies flamboyantes s'étirent sur plusieurs milliers de kilomètres au-dessus de la dernière couche nuageuse.

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