Le Soleil
99,86 % de la masse totale du système solaire est concentrée en un seul endroit : notre étoile. Tout le reste — planètes, lunes, astéroïdes, comètes — tient dans le 0,14 % restant.
Structure
Au cœur du Soleil, le noyau atteint environ 15 millions de degrés et une pression suffisante pour que des noyaux d'hydrogène fusionnent en hélium — la réaction qui produit toute l'énergie du Soleil. Cette énergie met ensuite des dizaines de milliers d'années à traverser la zone radiative qui l'entoure, rebondissant de particule en particule, avant d'atteindre la zone convective où la matière elle-même se met à circuler, comme de l'eau qui bout, pour transporter la chaleur jusqu'à la surface visible.
Au-delà de cette surface (la photosphère, à environ 5 500°C) s'étend la couronne solaire — une atmosphère ténue mais paradoxalement bien plus chaude, plusieurs millions de degrés, visible à l'œil nu uniquement lors des éclipses totales. Le mécanisme exact qui chauffe la couronne bien au-delà de la surface reste l'un des grands problèmes non résolus de la physique solaire.
Activité solaire
Le Soleil n'est pas un astre figé : des éruptions solaires libèrent en quelques minutes l'équivalent de milliards de bombes nucléaires en énergie, tandis que des éjections de masse coronale propulsent des milliards de tonnes de plasma dans l'espace, parfois en direction de la Terre, où elles perturbent les communications radio et créent des aurores polaires spectaculaires.
En permanence, le Soleil souffle aussi un vent solaire — un flux continu de particules chargées qui façonne la magnétosphère de chaque planète et délimite les frontières de l'héliosphère, la bulle d'influence du Soleil dans la galaxie. Son activité suit un cycle solaire d'environ 11 ans, alternant phases calmes et périodes de forte activité marquées par un nombre accru de taches solaires.
Un Soleil aux six visages
Cette série d'images, capturées au même instant par l'observatoire SDO (Solar Dynamics Observatory) lors d'une éruption de classe X4.9 en 2014, montre le même événement observé dans six longueurs d'onde de lumière ultraviolette différentes. Chaque longueur d'onde, indiquée en angströms sous chaque image, révèle une couche différente de l'atmosphère solaire et une gamme de températures différente — de la photosphère relativement « froide » (à gauche) jusqu'aux régions les plus chaudes de la couronne (à droite), invisibles à l'œil nu et même en lumière visible ordinaire.
Cette approche multi-longueurs d'onde est essentielle pour comprendre la météorologie spatiale : en combinant ces différentes vues, les scientifiques peuvent suivre la progression d'une éruption à travers les couches de l'atmosphère solaire et mieux anticiper l'arrivée sur Terre des particules et rayonnements qu'elle libère, un enjeu croissant pour la protection des satellites et des réseaux électriques.
Rôle dans le système solaire
La gravité du Soleil est ce qui maintient toutes les planètes, lunes, astéroïdes et comètes sur leurs orbites — sans elle, le système solaire tel qu'on le connaît n'existerait tout simplement pas. Sa lumière et sa chaleur définissent également la zone habitable, cette région étroite autour de lui où l'eau peut exister à l'état liquide en surface, et où se trouve, pour l'instant uniquement, la Terre.
Le Soleil est actuellement à mi-parcours de sa vie, une étoile parmi des centaines de milliards d'autres dans la Voie lactée — le sujet est développé plus en détail dans la page Étoiles du glossaire.
La fusion nucléaire, moteur du Soleil
Au cœur du Soleil, la fusion nucléaire transforme chaque seconde environ 600 millions de tonnes d'hydrogène en hélium, via une chaîne de réactions appelée cycle proton-proton. La différence de masse entre les noyaux de départ et le noyau d'hélium final est convertie en énergie selon la célèbre équation d'Einstein, E=mc² — une masse infime à chaque réaction, mais répétée un nombre incompréhensible de fois chaque seconde.
Cette énergie, produite sous forme de rayons gamma, met en réalité des dizaines de milliers d'années à atteindre la surface du Soleil, rebondissant sans cesse sur les particules de la zone radiative avant de s'échapper sous forme de lumière visible — un photon qui atteint votre œil aujourd'hui a donc été produit bien avant l'apparition de l'écriture humaine. Le Soleil libère aussi des milliards de neutrinos par seconde, des particules quasi sans masse qui traversent la planète (et vous) sans interaction, et dont la détection sur Terre a permis de confirmer directement les réactions se déroulant au cœur du Soleil.
Le futur du Soleil
Le Soleil est actuellement à peu près à mi-parcours de son existence en tant qu'étoile de la séquence principale, une phase stable qui doit encore durer environ 5 milliards d'années. Lorsque l'hydrogène de son cœur sera épuisé, il commencera à fusionner de l'hélium, gonflant en une géante rouge dont le rayon pourrait engloutir Mercure, Vénus, et peut-être la Terre elle-même.
Après cette phase, le Soleil expulsera ses couches externes sous forme d'une nébuleuse planétaire — un nuage de gaz lumineux comparable à ceux que l'on observe autour d'autres étoiles mourantes — laissant derrière lui un cœur compact et très dense, une naine blanche de la taille de la Terre, qui refroidira ensuite pendant des dizaines de milliards d'années sans jamais s'éteindre complètement.