Le Soleil Par J. De Keyser et V. Pierrard Le Soleil est une grosse

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 transition-
est 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.