Carte d'identité du Soleil

Notre étoile est située en périphérie d'un bras spiral de notre galaxie et à une distance de 28000 AL du centre galactique autour duquel il tourne à une vitesse de 230 km.s^-1.

C'est une étoile agée d'environ 5 milliard d'années de type spectrale G2. Composée principalement d'hydrogène, d'hélium, de calcium et de métaux sous forme ionisée (plasma), sa température de surface est d'environ 5000-6000 K.

Le Soleil a un rayon de 7.10⁸km et une masse M=2.10³⁰kg. Le rayon se calcul à partir du diamètre apparent du disque solaire observée depuis la Terre, d=32' (minutes d'arc), et de la distance Terre-Soleil de une Unité Astronomique, 1 UA = 1,5. 10¹¹m. En appliquant la formule de la tangent au sytème Terre-Soleil, on obtient que le rayon solaire est :

Pour calculer la masse, nous utilisons la 3^ème loi de Képler (voir cours dédiée aux loi de Képler ici), qui permet d'exrpimer la masse d'un objet en fonction de sa période de révolution d'un corps en orbite autour de l'objet, T = 365,25 jours pour la Terre en orbite autour du Soleil et du demi-grand (ou rayon pour une orbite circulaire) axe de l'orbite du corps, a=1 UA pour le système Terre Soleil. On obtient alors avec la constante de gravitation universelle.

Structure du Soleil

Les étoiles sont composées de plusieurs couches possédant des propriétés différentes. En ce qui concerne l'intérieur des étoiles, i.e., la partie non visible dans le spectre électromagnétique, plusieurs couches sont présentes, chacune ont un rôle précis pour la génération et le transport d'énergie. L' 'organisation des couches dépend uniquement de la masse de l'étoile. Pour les étoiles de type solaires, i.e., avec une masse comprise entre 0.5 et 1.5 masse solaire, le coeur de l'étoile est le lieu ou l'énergie de l'étoile est générée via les processus de fusion thermonucléaire. Puis vient la zone radiative qui permet de transporter l'énergie par des processus de radiation et enfin, sous la surface solaire on trouve la zone convective, région dans laquelle l'énergie est transportée par convection.

Au dela de la zone de convection, se trouve la photosphère qui matérialise la surface solaire et qui est visible à certaines longueurs d'ondes A partir de la photosphère s'étend les couches externes qui composent l'atmosphère solaire. La chromosphère et la couronne constituent la partie basse de l'atmosphère qui s'étend jusqu'à 4-5 R_solaire, et le vent solaire prend le relais et s'étend jusqu'à environ une 100 UA, i.e. bien au dela de l'orbite de Pluton (~50 UA). Le système solaire est entièrement baigné dans l'atmopshère de notre étoile.

Le cycle solaire

L'observation des tâches solaires à la lunette en lumiere visible débutèrent en 1610 avec Gallilée en Italie, Harriot en Angleterre, Johannes Fabricius en Hollande et le jésuite Christoph Scheiner en Allemagne.

Le cycle solaire de 11 a été etablit suite aux observations d'un astronome amateur, Samuel Heinrich Schwabe, qui observait le Soleil et ses taches tout les jours pendant pres de 20 ans espérant découvrir une planète a l'intérieur de l'orbite de Mercure. Rudolf Wolf, directeur de l'observatoire de Bern mit en place des observations systématiques des taches à partir de 1843.

Ces taches solaires apparaissent à la surface du Soleil et leur nombres évolue suivant un cycle de 11 ans. C'est l'evolution temporelle du nombre de tache a la surface qui definit le cycle solaire. En période dit de minimum solaire, le nombre de tache est très faible, voire nul. Leur nombre augmente progressivement les premières années du cycle pour atteindre un maximum solaire environ 5 à 7 années apres le minimum. Le nombre de tâches diminue à nouveau jusqu'au minimum suivant.

Observations des éruptions solaires

La proximité du Soleil facilite grandement son observation. La communauté scientifique a à sa disposition de nombreux instruments au sol et dans l'espace. L'association des observation sol et espace permet d'observer le Soleil de manière continue et de sonder une grande partie du spectre electromagnétique.

• Les structures coronales, e. g. les éjections de masse coronale : On utilise des coronographes qui fournissent des images de la couronne en lumière blanche. Le principe du coronographe est de crée artificiellement une éclipse, i.e. bloquer la lumiere du disque solaire, et d'imager la lumière blanche diffusée par les strcutures coronale. Ce sont des instruments embarqués sur des satelittes (STEREO, SoHO) ou au sol (Pic du Midi).
• Mesure par télédection : On utilise des instruments qui observent à distance les émissions solaire dans différentes longueurs d'ondes.
• Mesures in-situ : Au niveau de la Terre, les satellites en orbite