Le soleil.

Bien qu’il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s’en rendent finalement compte, le Soleil n’est pas un astre particulier de l’Univers, mais simplement une étoile comme les autres.

La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l’environnement proche avec précision. L’étude du Soleil constitue donc un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est d’environ 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d’hydrogène, 25 pour cent d’hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d’éléments plus lourds

L’intérieur du Soleil étant inaccessible à l’observation, il faut principalement recourir à la théorie pour décrire les phénomènes qui s’y produisent et déterminer sa structure interne.
Cet intérieur est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective.

Le noyau est la partie dans laquelle l’énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de degrés. Cette région représente 25 pour cent du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60 pour cent de la masse totale de notre étoile.

Mosaïque d’images montrant les différentes couches de notre étoile. En-haut, l’intérieur du Soleil avec trois couches : le noyau (core), la zone radiative et la zone convective. En bas, les trois couches externes : la photosphère, que l’on peut considérer comme la surface du Soleil et où apparaissent les taches solaires (sunspots), la chromosphère et la couronne (corona). L’image montre également un trou coronal (coronal hole), une éruption solaire (flare) et une protubérance (prominence).

Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55 pour cent du rayon du Soleil. Dans cette région, l’énergie créée dans le noyau est transportée vers l’extérieur par les photons.

Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le « temps » mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d’années, alors qu’il suffirait de quelques secondes s’il n’y avait pas d’obstacle en chemin.

Finalement, on arrive à la couche extérieure, la zone convective, qui représente 30 pour cent du diamètre solaire et où la température descend sous le million de degrés.

Dans cette couche, le transport d’énergie se fait par convection, c’est-à-dire par des mouvements d’ensemble de la matière présente. Le gaz chaud des profondeurs remonte ainsi vers la surface, libère de l’énergie en se refroidissant, puis replonge vers l’intérieur et ainsi de suite.