NOTRE ETOILE LE SOLEIL
VUE D'ENSEMBLE
Il est presque superflu de rappeler l'importance du Soleil sans lequel nous
n'existerions pas, car celui-ci conditionne toute la climatologie de notre planète et
règle la vie de tous les organismes se trouvant à sa surface. Au point de vue
strictement astronomique, l'importance du Soleil est également considérable car
c'est la seule étoile que l'on peut étudier avec quelque détail à cause de sa
proximité ; sa lumière nous parvient en huit minutes et vingt secondes seulement
alors que celle de la plus proche étoile de notre système solaire, proxima du
Centaure met plus de quatre ans pour arriver jusqu'à nous ! Les développements de
l'astrophysique depuis le début du vingtième siècle nous ont appris que le Soleil est
une étoile très modeste : assez petite, peu massive, relativement âgée et plutôt
froide ! Certaines géantes et supergéantes ont des diamètres de dix à cent fois
supérieurs, et même plus, à celui du Soleil et ont des éclats et des températures
beaucoup plus grands. Dans l'autre direction, il existe des étoiles beaucoup plus
petites et bien moins chaudes et lumineuses telles que les naines blanches, rouges
et les étoiles à neutrons.
Le Soleil est pour l'essentiel une sphère gazeuse, d'un rayon de 700 000 km
soit le double de la distance Terre-Lune, composée d'environ 70% d'hydrogène, 27%
d'hélium, les trois pour cents restants comportant la quasi totalité des corps simples
connus.
LA DISTANCE TERRE – SOLEIL
Cette mesure a longtemps été la pierre d'achoppement des astronomes depuis
l'Antiquité. ARISTARQUE de SAMOS (- 300) avait trouvé une méthode astucieuse
mais trop difficile à mettre en œuvre compte-tenu des moyens de l'époque : elle
était basée sur l'observation des phases de la Lune, premier et dernier quartier. Or
son estimation de la distance Terre-Lune était trop élevée (490 000 km) mais surtout
il lui était impossible de déterminer avec précision l'instant des premiers et derniers
quartiers !
En 1672, la première mesure de la distance Terre-Soleil fut l' oeuvre de
CASSINI, PICARD et RICHER. Paradoxalement, leur méthode était indirecte et
consistait à mesurer la parallaxe de Mars lors de l'opposition depuis Paris et
Cayenne. Leur mesure donna 24 '' d'arc soit 54 746 000 km. Dès lors, en reportant
cette valeur dans la troisième loi de KEPLER ils purent enfin estimer la distance
Terre-Soleil à 144 000 000 de km, estimation assez proche de la valeur actuelle.
Cette même année, le célèbre Edmund HALLEY fut envoyé à l'île Sainte- Hélène
pour observer le transit de Mercure. Il émit à son retour l'idée d'utiliser les transits
de Vénus devant le disque solaire pour déterminer la parallaxe et donc, la distance
de celui-ci ! L'avantage était ici de substituer des mesures de temps à la place de
mesures d'angles toujours délicates à effectuer. L'inconvénient est que ce
phénomène est très rare : deux passages par siècle séparés par huit années ! Dès