Le Soleil Par J. De Keyser et V. Pierrard Le Soleil est une grosse masse de plasma. C'est à dire : une boule de gaz ionisé. C'est pourquoi il est difficile de parler de "surface solaire", car toute cette masse est formée de gaz. Si l'on peut voir le disque solaire avec un contour bien net c'est parce que le gaz contenu dans le Soleil est très comprimé (par toute la masse de matière qui le surmonte). Vers l'extérieur, la densité devient plus faible et la lumière visible peut traverser le gaz. L'endroit où cela se produit est appelé la "photosphère", ce qui correspond à la surface visible du disque solaire. Le rayon du Soleil s'identifie à celui de la photosphère, il mesure 695.990 km, ce qui représente plus de 100 fois celui de la Terre. La température de la photosphère est d'environ 6400 K (ce qui explique la couleur jaunâtre du disque solaire). Les réactions de fusions à l'intérieur du Soleil produisent chaleur et énergie. Le gaz des couches externes du Soleil transporte cette chaleur par convection : des bulles de gaz chaud montent vers la photosphère. Ces bulles de gaz donnent à la photosphère une apparence "granuleuse". Le temps de vie d'un groupe de taches solaires est de quelques semaines, parfois un peu plus long. On peut aussi voir les taches solaires en mouvement au fil des jours. Elles ont permis à Galilée de mesurer la période de rotation du Soleil (25 jours à l'équateur, 36 près des pôles) Au-dessus de la photosphère, on trouve la chromosphère surmontée de la couronne. La température dans la chromosphère - une fine couche de transitionest de 10000 degrés Kelvin, alors que dans la couronne, elle est supérieure à 1million de degrés Kelvin. Le gaz devient de moins en moins dense. Le vent solaire s'échappe de la couronne aux endroits où le champ magnétique est ouvert (les trous coronaux). La couronne n'est habituellement visible que pendant une éclipse totale du Soleil, lorsque la Lune cache le disque solaire. La photo montre la couronne pendant l'éclipse de 1980. On peut également utiliser un appareil appelé coronographe, (càd un téléscope qui cache artificiellement le disque solaire afin de permettre l'observation des régions moins brillantes entourant le Soleil). Le Soleil n'est pas toujours le même. Il est apparu qu'un certain nombre de phénomènes varie selon un cycle de 11 ans. Il en est ainsi pour les taches solaires et les événements explosifs du Soleil, comme les flambes solaires, les protubérances et les éjections de masse coronale. Ces évènements traduisent l'activité solaire. Pendant les périodes de faible activité solaire, il n'y a pas ou peu de taches solaires. Au contraire, lors du maximum d'activité solaire, peuvent apparaître des groupes totalisant plus d'une centaine de taches solaires. Pendant les périodes de forte activité, le Soleil émet aussi un rayonnement ultraviolet et des rayons x plus puissant. Le cycle de l'activité solaire est lié aux changements à grande échelle du champ magnétique du Soleil. Alors que pendant les périodes de faible activité le champ magnétique du Soleil ressemble plus ou moins à celui d'un aimant, il est beaucoup moins régulier en période d'activité maximale. Cela résulte du changement de polarité du champ magnétique. En fait, deux périodes de 11 ans sont nécessaires pour retrouver une situation identique. Ce changement à grande échelle du champ magnétique solaire a bien entendu un impact sur le vent solaire. Pour terminer, une mise en garde : ne jamais regarder les tâches solaires sans matériel adéquat. Ne jamais regarder directement le Soleil, et encore moins avec des jumelles ou un télescope : on risque de perdre la vue. Il n'est possible de voir le disque solaire en toute sécurité qu'avec des filtres spéciaux ou des méthodes de projection.