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Le soleil, notre source de vie

L’étoile au centre de notre système planétaire

Avec un diamètre de 1,4 million de kilomètres, le soleil est environ 110 fois plus gros que la Terre. Sa masse est à peu près égale à 2 fois 10 puissance 27 tonnes ou 330 000 masses terrestres. Ces deux poids caractérisent le soleil comme une étoile moyenne.

Le soleil est principalement composé d’hydrogène (env. 78 %) et d’hélium (env. 20 %), deux éléments simples. La température à la surface du soleil, équivalant à 11 880 fois la Terre, s’élève à environ 6 000°C. Lors du processus de fusion nucléaire à l’intérieur du soleil, 564 millions de tonnes d’hydrogène par seconde sont convertis en 560 millions de tonnes d’hélium. Le rayonnement formé préserve sur Terre les processus nécessaires à la création de la vie. On estime que, depuis sa formation, le soleil n’a consommé que 3 % de ses réserves d’hydrogène.

Les étoiles sont des bulles de gaz brillantes, à l’intérieur desquelles l’hydrogène, l’élément chimique le plus simple et le plus courant du cosmos, est converti en hélium. À l’intérieur du soleil, près de 600 millions de tonnes d’hydrogène par seconde fusionnent en hélium, transformant ainsi 4 millions de tonnes de masse en énergie. Malgré ce volume imposant, le soleil a perdu 3 % de sa masse depuis sa formation.

Des taches sombres à la surface du soleil

Il a longtemps été considéré comme un corps céleste immaculé. Ce n’est qu’au début du XVIIè siècle, peu après l’invention du télescope, que divers astronomes ont constaté que des taches sombres se formaient régulièrement à la surface du soleil. Grâce à ces taches solaires, Christoph Scheiner, prêtre jésuite originaire d’Augsbourg, a pu évaluer la durée de rotation du soleil à un peu moins de quatre semaines.

Au XIXè siècle, Samuel Heinrich Schwabe, pharmacien né à Dessau et astronome amateur, s’est rendu compte que ces taches apparaissaient à peu près tous les onze ans.

Arcs magnétiques

Mais les taches, résultant de perturbations dans le champ magnétique du soleil, ne sont que la partie visible d’une activité solaire bien plus importante : dans la zone des taches, les lignes de force du champ magnétique sortent de la surface du soleil et forment en quelque sorte des arcs magnétiques qui se courbent dans l’atmosphère solaire. Les « tuyaux » magnétiques au-dessous de la surface du soleil bloquant l’apport de chaleur de l’intérieur, la température des taches est inférieure d’environ 1 500 degrés à celle de la surface du soleil « non perturbée », approximativement égale à 5 500°C.

Eruptions solaires

L’activité solaire est également démontrée par ce qu’on appelle les éruptions solaires. Elles se produisent lorsque des arcs magnétiques entrent en contact dans l'atmosphère du soleil. Un tel éclat d’énergie provoque notamment la libération de nombreux rayons X. En outre, lorsque le nombre de taches solaires atteint son maximum, une plus grande quantité de matière est éjectée hors de la surface du soleil.

La couronne

Avant même l’apparition du télescope, les hommes pouvaient parfois observer l’atmosphère externe du soleil, ou couronne solaire. En effet, si, en temps normal, sa faible luminosité est éclipsée par l’éclat du soleil, il arrive qu’à l’occasion d’une éclipse solaire totale la lune recouvre la lumière vive du soleil. La « couronne » apparaît alors telle une auréole de lumière autour du « soleil noir ». Les astronomes savent désormais que la température de cette couronne monter par endroits jusqu’à 2 millions de degrés.

Le vent solaire

Enfin, dans les années 60, des sondes spatiales en route vers Venus et Mars ont découvert le vent solaire, un flux de particules chargées électriquement, qui se dégage en permanence du soleil et part dans toutes les directions. Ces particules se déplacent généralement à une vitesse d’environ 350 à 400 kilomètres par seconde. Toutefois, les éruptions à la surface du soleil peuvent provoquer des rafales de vent solaire dont les particules traversent le système solaire à plus de 700 kilomètres par seconde.

Sous l’influence du vent solaire, le champ magnétique de la Terre est fortement comprimé sur le côté face au soleil et étiré sur le côté opposé, formant une longue queue géomagnétique. Lorsqu’elles atteignent la Terre, les particules chargées et lancées à pleine vitesse sont susceptibles de modifier encore grandement le champ magnétique terrestre.

Bouclier de protection

En principe, ce champ magnétique agit comme un bouclier de protection contre les particules solaires à haute énergie. Cependant, après de telles perturbations, les particules peuvent traverser ce bouclier en plus grand nombre et pénétrer dans les couches supérieures de l’atmosphère le long des lignes de champ magnétique au niveau des régions polaires, où elles illuminent les atomes et les molécules. On peut alors observer des aurores boréales.

Conséquences moins agréables

Le long de la ceinture des aurores boréales, de tels phénomènes lumineux se produisent plus ou moins régulièrement. Mais en période d’activité solaire intense, ils peuvent être occasionnellement observés jusqu’à des latitudes moyennes. De tels orages géomagnétiques déclenchés par une activité solaire accrue peuvent, néanmoins, avoir de toutes autres conséquences. D’une part, ils représentent un danger pour l’électronique à bord des satellites. D’autre part, ils peuvent déclencher, dans les hautes latitudes Nord, de forts courants électriques dans les lignes électriques aériennes, entraînant des courts-circuits dans les stations de transformation et privant d'électricité des régions entières. Pour finir, ces phénomènes peuvent perturber les systèmes à commande électronique tels que les signaux des chemins de fer. Par conséquent, il est important d’anticiper les effets perturbateurs du soleil sur la Terre.

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