De quoi le Soleil est-il fait ?
Le Soleil est une étoile, c'est un astre qui émet de la lumière fabriquée en son sein (alors que la Lune, par exemple, n'apparaît brillante que parce qu'elle est éclairée par le Soleil). Il s'agit, en fait, d'une gigantesque sphère de gaz (dont le diamètre est de 1 400 000 km, soit près de 110 fois le diamètre terrestre), essentiellement de l'hydrogène qui est le gaz le plus léger existant et qui est le constituant principal de l'Univers avec l'hélium (90 % des atomes de l'Univers sont de l'hydrogène et 8 % de l'hélium). Ce gaz est en grande partie électrisé, un peu comme le gaz dans les tubes fluorescents ou dans les lampes d'éclairage des villes. Mais, surtout, il est si comprimé et si chaud au cœur de l'étoile que son aspect physique n'a plus rien à voir avec ce qu'on entend couramment par le mot gaz. Ainsi 1 l de gaz au centre du Soleil contient plus de 100 kg de matière. Au centre de l'étoile, la température atteint des millions de degrés ; là encore, cela échappe au sens commun tant la valeur est élevée. Mais il faut surtout retenir que cela permet à des réactions de fusion nucléaire de se produire en permanence au coeur du Soleil. Les noyaux d'hydrogène fusionnent alors pour former des noyaux d'hélium tout en dégageant une énergie importante. Alors pourquoi le Soleil n'explose-t-il pas : il y a tout simplement équilibre entre la force exercée vers l'extérieur par ces explosions et la force exercée vers l'intérieur par les couches externes pesant sur la partie centrale du fait de la gravitation. C'est d'ailleurs la force de gravitation (attraction mutuelle existant entre deux corps dans l'Univers) qui, au départ, a permis à une masse de gaz diluée dans l'espace de se ramasser progressivement sur elle-même et de se tasser jusqu'à former une boule assez dense et assez chaude pour que des réactions nucléaires s'allument en son sein et qu'elle devienne une étoile.
Le Soleil est l’une des innombrables étoiles de notre galaxie; à cet égard, ni sa position ni ses propriétés intrinsèques ne sont exceptionnelles. Situé aux deux tiers du rayon galactique (à 8,5 kpc du centre galactique), il appartient à un bras spiral semblable à ceux que l’on observe dans certaines galaxies . Le spectre optique du Soleil permet par ailleurs de le classer parmi les étoiles naines, qui sont les plus communes des étoiles de la galaxie. C’est la proximité du Soleil qui fait tout l’intérêt de son étude. Son atmosphère, c’est-à-dire la partie extérieure de l’étoile, est observable dans ses détails. Les taches solaires, répertoriées dès le IVe millénaire avant notre ère par les astronomes chinois, mettent en évidence l’existence d’une activité due à la concentration de champs magnétiques intenses et donnent lieu à des éruptions.
Très localisée, cette activité ne perturbe pas (du moins dans les couches les plus profondes de l’atmosphère) la plus grande partie de la surface du Soleil, que l’on qualifie de normale. Grâce aux éclipses, on connaît depuis longtemps l’existence, au-dessus de la photosphère, partie visible du Soleil, de la chromosphère et de la couronne. Cette dernière région, très chaude, s’étend jusqu’au vent solaire qui balaye le milieu interplanétaire.
Des structures de l’ordre de la seconde d’angle (env. 700 km, ce qui correspond au millième du rayon solaire) peuvent être étudiées dans chacune des grandes régions mentionnées plus haut. Les observations spatiales, affranchies des perturbations dues à l’atmosphère terrestre, permettront progressivement de réduire cette dimension d’un facteur 10. Par ailleurs, toujours en raison de sa proximité, nous recevons du Soleil un rayonnement assez intense pour qu’une analyse spectrale précise puisse être envisagée à toutes les longueurs d’onde, des rayons gamma au domaine radio, et pour qu’une bonne résolution temporelle des phénomènes transitoires dont l’atmosphère solaire est le siège soit possible. Le Soleil apparaît donc comme un « laboratoire » où la finesse des observations permet l’étude des mécanismes physiques de base, dans des conditions généralement impossibles à reproduire sur la Terre.
L’intérieur du Soleil n’est pas aussi aisément observable puisque, c’est sa définition, les photons ne peuvent pas en échapper. Pourtant, deux techniques de la physique solaire, aptes à apporter des informations expérimentales sur l’intérieur du Soleil, se sont développées : d’une part, la sismologie solaire, ou héliosismologie, d’autre part, la mesure du flux des neutrinos. Indépendamment de ces observations, les modèles d’intérieur d’une étoile mettent en jeu son âge, sa masse, son rayon et sa luminosité; le Soleil est la seule étoile pour laquelle ces paramètres sont mesurables directement et avec une grande précision. Sa masse (1,989 x 1030 kg, soit 333 000 fois celle de la Terre) est obtenue par l’observation du mouvement des planètes; son rayon (695 990 km) est déduit des mesures précises de distance par écho radar, et son rayonnement total (3,86 x 1026 W) est mesuré par satellite, hors de l’atmosphère terrestre. Son âge (4,5 milliards d’années) est estimé grâce aux mesures de la radioactivité des roches terrestres et des météorites.
Si le Soleil permet l’étude détaillée de grandeurs et de phénomènes tout juste détectables dans les autres étoiles, c’est en revanche l’observation d’étoiles de tous âges qui a permis de placer le Soleil dans sa séquence évolutive et de connaître ainsi son histoire et son avenir. Issue d’un nuage de gaz interstellaire se contractant et s’échauffant jusqu’à l’apparition de réactions thermonucléaires, une proto-étoile a donné naissance au Soleil et à l’ensemble du système solaire. Le Soleil actuel, dont l’énergie provient de la transformation de noyaux d’hydrogène en noyaux d’hélium, continue à évoluer lentement car la combustion de l’hydrogène dans ses régions centrales modifie d’une manière irréversible les équilibres régnant à l’intérieur de l’étoile. On pense que, dans cinq milliards d’années environ, le Soleil, devenu une géante rouge, aura un diamètre cent fois supérieur à son diamètre actuel et aura porté la Terre à une température de l’ordre de 1 700 kelvins. À travers des phases convulsives, il deviendra une naine blanche, très dense, avant de s’éteindre définitivement.
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