Une vision sans doute trop simple pour ne pas mériter quelques aménagements. Le Soleil est effectivement par bien des aspects (par sa gravité, par son rayonnement) le centre du Système solaire. Mais ce constat reste partiel. Par exemple, la matière de laquelle est faite chaque planète et le Soleil lui-même vient d'ailleurs. Les atomes qui la constituent ont été synthétisé par d'autres étoiles, qui ont ont beau être anonymes et même peut-être disparues depuis longtemps, n'en sont pas moins plus centrales que le Soleil de ce point de vue. "Notre" système est autant la Voie lactée, que le seul Système solaire.

Et que dire du Soleil en tant qu'étoile? Simple étoile, le Soleil l'est assurément, mais elle est peut-être moins banale qu'on tendrait à le dire. La plupart des étoiles vivent en couple avec une autre étoile, parfois davantage. De ce point de vue le Soleil appartient donc à une minorité. Tout aussi crucial : sa masse est relativement importante, et la grande majorité des étoiles ont des masses et des dimensions bien plus modestes. Ajoutez à cela que malgré ses crises ponctuelles, notre Soleil est aussi une étoile plutôt tranquille, qui est restée globalement très stable depuis plusieurs milliards d'années. Ce n'est peut-être pas si courant.

Les astronomes ont tardé à connaître un jumeau présentable du Soleil, même s'ils citaient des étoiles qui lui ressemblent beaucoup. La situation a peut-être changé depuis la publication, début janvier 2004, des caractéristiques très précises de l'étoile 18 Scorpii (Scorpion), qui effectivement lui confèrent une grande ressemblance avec notre astre du jour. Auparavant, on se contentait de parler d'étoiles "de type solaire" (un terme qui ne désignait pas seulement son type spectral), et qui souvent étaient la cible de la recherche de systèmes planétaires. C'est le cas, par exemple, de 51 Pegasi (Pégase) autour de laquelle a été détectée la première planète extrasolaire en 1995. Cela ajouté à la centaine de planètes découvertes les années suivantes, a bien de quoi faire penser que les systèmes planétaires pourraient être très communs autour des étoiles comparables au Soleil. Mais que signifie dans ce cas "comparables"? Même masse, même phase d'évolution, même âge? Quoi d'autre?

Étrangement la découverte des premières planètes extrasolaires à révélé une diversité inattendue dans les configuration possibles des systèmes planétaires. D'où ce paradoxe apparent, qui veut que depuis que l'on dispose d'éléments supplémentaires pour placer le Soleil et son cortège de planètes sous une loi commune à d'autres étoiles, on découvre des raisons supplémentaires de le trouver encore plus singulier. Le Soleil est ainsi unique, non pas parce qu'il serait très spécial (car en étudiant le Soleil, les astronomes peuvent comprendre des choses qui sont valables non seulement pour lui, mais qui le restent encore pour la plus lointaine étoile de la plus lointaine des galaxies), mais parce que chacune des centaines de milliards d'étoiles de la Galaxie est unique.

L'intérieur du Soleil

La masse et la phase d'évolution dans laquelle se trouve une étoile suffisent à décider de sa structure interne. Pour le Soleil et pour les autres étoiles de la séquence principale de masse analogue ont aura donc la même stratification des régions internes. Au centre se trouve le coeur ou noyau, qui est le siège des réactions de fusion thermonucléaires, autour se rencontre l'enveloppe, divisée en zone radiative interne et en zone convective.

Le coeur
Le coeur ou noyau du Soleil a un diamètre qui est presque le tiers du diamètre total. La température qui y règne va de 7 à plus de 15,6 millions de kelvins. Quant à la densité centrale (maximale) elle est de 160 kg/l. A la périphérie du coeur, elle tombe à 10 kg/l seulement. Ces conditions définissent la possibilité des réactions de fusion des noyaux d'hydrogènes présents. Chaque seconde 600 millions de tonnes d'hydrogène sont ainsi converties en hélium (la masse convertie en énergie et évacuée sous forme de photons gamma, étant, comme on l'a dit plus haut, de 4 millions de tonnes).

La zone radiative interne
La zone radiative interne est la région la plus profonde de l'enveloppe. Elle se situe entre 0,3 et 0,7 rayons solaires. Elle est suffisamment transparente pour que l'énergie produite dans le coeur puisse la traverser et s'évacuer vers les couches supérieures sans mettre en branle des mouvements de convection. Le transfert radiatif n'en demeure pas moins un processus complexe fait de milliards absorptions et de réémissions successives des photons par la matière traversée. Les photons qui appartenaient au domaine gamma au départ sont ainsi chaque fois un peu moins énergétiques, et leur traversée complète de cette région peut prendre plusieurs centaines de milliers d'années. La température de la zone radiative interne chute de 7 à 1 millions de kelvins, à mesure que l'on s'éloigne du centre.

La zone convective
A partir de 0,7 rayons solaires, commence la zone convective. La température un varie progressivement de 1 million de kelvins dans les régions les plus profondes à 15 000 K seulement dans sa partie supérieure. L'énergie y est principalement transportée par convection, c'est-à-dire par le moyen de mouvements cycliques verticaux de la matière de l'enveloppe. Ces mouvements se laissent deviner à la surface du Soleil sous la forme d'un "bouillonnement" permanent, appelé la granulation.

Il n'y a sans doute pas d'intérieur et d'extérieur du Soleil comme il existe l'intérieur et l'extérieur d'un carton à chaussures, par exemple. Mais il existe une région de transition, au-dessus de la zone convective de l'enveloppe solaire de laquelle du rayonnement peut s'échapper vers l'espace environnant, et même vers le reste de l'univers. C'est dans cette région, appelée la photosphère, que l'on peut faire commencer l'atmosphère du Soleil. Une atmosphère, complexe, dans laquelle on reconnaît plusieurs autres couches, lors qu'on s'élève en altitude : la chromosphère, d'abord, puis la couronne. Cette dernière, très diluée dans l'espace interplanétaire, se prolongeant d'ailleurs fort loin (au-delà des principales planètes) sous la forme de vent solaire, dans un volume appelé l'héliosphère.

Chaque couche de l'atmosphère solaire possède non seulement des caractéristiques globales (gradients de température et de pression, notamment) qui lui lui sont propres, mais aussi des structures observables localement, telles que des taches, des protubérances, etc. Certaines de ces structures sont aussi clairement attachées à une couche donnée, tels les granules de la photosphère et les supergranules de la chromosphère, et elles représentent des éléments stables (pou plutôt stationnaires), caractéristiques de ce que les astronomes appellent le Soleil calme.

Mais d'autres structures, dont l'importance est variable au fil du temps, sont caractéristiques des moments de crise du Soleil, autrement dit du Soleil actif. Et s'il est commode de mentionner encore chacune de ces structures en les rattachant à la couche de l'atmosphère solaire dans laquelle elle prend son plein développement (les taches dans la photosphère, les protubérancesdans la couronne, etc.), il convient de noter que l'activité solaire est un tout, et que tous les éléments qui l'expriment sont reliés les aux autres dans le temps et dans l'espace.

Les étoiles de la séquence principale de masse moyenne, comme notre Soleil, représentent un îlot de stabilité lorsqu'on les compare à la plupart des autres étoiles. Elles maintiennent sur des durées très longues un éclat et des caractéristiques pratiquement constants. Elles sont pourtant sujettes aussi à des variations dont l'étude du Soleil ici encore peut donner la meilleure idée.

Les variations du Soleil peuvent se manifester sur des échelles de temps et d'énergie très diverses. Certaines sont très longues (plusieurs années à plusieurs siècles) et cycliques, et peuvent affecter de façon notable l'éclat du Soleil, peut-être son diamètre. Le plus évident de ces cycles est celui du nombre de taches visibles sur la photosphère solaire, qui suit une période moyenne de 11 ans environ. Mais il existe aussi d'autres variations plus brèves, sporadiques, qui se manifestent préférentiellement à des moments précis de ce cycle, justement. Ce sont les éruptions solaires.

Les éruptions résultent d'ajustements brutaux du champ magnétique solaire. Elles s'accompagnent d'éjections explosives de matière le long de lignes de champ magnétique. Contrairement, par exemple, aux naines rouges, également sujettes à de telles crises, l'énergie émise, à diverses longueurs d'onde, à ces instants modifie assez peu l'éclat global de notre étoile. Ces accès de violence à la riche phénoménologie définissent ce que l'on appelle l'activité du Soleil.

La chaleur du Soleil.
Pour la Terre et les autres planètes du Système solaire, le Soleil est, d'une part, le centre  de l'attraction gravitationnelle qui commande à leur mouvement orbital, et d'autre part, la source principale de l'énergie qui leur vient de l'extérieur. Une énergie qui se présente sous forme de lumière ou de chaleur, et très secondairement sous la forme de vent stellaire. Dans le cas de la la Terre, on a défini une quantité, appelée la constante solaire, qui mesure l'énergie apportées à notre planète par les rayonnement du Soleil. Cette constante solaire représente ainsi la quantité d'énergie reçue par unité de surface réceptrice, perpendiculairement au rayons solaires, et par unité de temps.  Connaître sa valeur depuis le sol s'est longtemps avéré difficile, puisque, l'atmosphère absorbe ou réfléchit une partie du rayonnement incident. Cela explique que les premières mesures aient souvent été effectuées au sommet de montagnes afin de réduire l'épaisseur de la couche d'air interposée. Les mesures depuis l'espace ont évidemment changé la donne. La valeur estimée aujourd'hui de la constante solaire est de 1,94 calorie par centimètre carré et par minute. 

Il semble que ce soit Bouguer et Mairan qui les premiers qui aient cherché à mesurer l'intensité de la chaleur solaire. Saussure a fait en 1788 sur le mont Blanc des expériences pour déterminer cette intensité de la chaleur solaire, et a, le premier, construit des appareils pour l'utiliser. John Herschel, pendant son séjour au Cap de Bonne-Espérance, de 1834 à 1838, avec l'actinomètre inventé par son père, et Pouillet à Paris, en 1838, avec les  pyrhéliomètres qu'il avait construits, trouvèrent à peu près le même nombre pour  l'intensité de la radiation solaire. Selon Pouillet, le nombre 1,7633 représentait, en   calories, la valeur de la constante solaire, aux limites de l'atmosphère. Des  valeurs de la constante solaire supérieures à la précédente ont été ensuite obtenues.  Ainsi, J.-D. Forbes a trouvé 2,85 en 1842 sur le Faulhorn (Alpes bernoises).

Violle, faisant des expériences à la base et au sommet du mont Blanc en 1875, a trouvé 2,54 pour la valeur de la constante solaire. Crova, opérant à Montpellier en 1875 avec un pyrhéliomètre qu'il avait construit, a obtenu 2,32. Langley, en se servant du bolomètre qu'il a inventé, a été conduit par ses expériences de 1883 à  penser que la constante solaire a une valeur supérieure aux précédentes. Avec cet  instrument, il a trouvé en 1880 que dans l'orangé, près de la ligne D, les parties les  plus chaudes du spectre solaire coïncident avec ses parties les plus lumineuses. Guidé par les conseils de Crova, Hansky en 1897 a trouvé 3,4 pour la constante solaire, à  l'Observatoire du mont Blanc, ce qui montrait, concluait-il, que la puissance du  rayonnement solaire avant son entrée dans l'atmosphère terrestre était supérieure aux plus grandes puissances trouvées à la surface de la Terre. Dès 1881, Langley avait conclu de ses expériences que notre atmosphère absorbe les 0,4 de la chaleur qui  traverse verticalement un ciel clair. Malgré cette perte, le rayonnement solaire est excessivement grand; ainsi Langley trouva en 1878 que l'éclat de la lumière solaire est 5300 fois plus grand que l'éclat, cependant éblouissant, du fer en fusion complète dans un convertisseur de Bessemer.

Halley en 1693, Lambert en 1779, Poisson en 1835, Plana en 1864 avaient étudié théoriquement la répartition de la chaleur solaire à la surface du globe terrestre dépourvu d'atmosphère. Remarquant que leurs formules conduisent à des conclusions contraires  à celles que donnent les expériences, A. Angot a repris cette question en 1883 et a trouvé que la quantité de chaleur reçue du Soleil par un point de la Terre dépend de la latitude du point, de la déclinaison du Soleil et de sa distance à la Terre, et qu'elle s'exprime par une intégrale elliptique. Tenant ensuite compte de l'absorption  atmosphérique, il a obtenu des formules et construit des tables qui donnent les  quantités de chaleur reçues aux différentes latitudes.

En considérant la valeur élevée du nombre donné par Pouillet pour la constante solaire, Franchot en 1847 et Mouchot en 1860 ont été portés à reprendre les idées de Saussure. Les appareils de Mouchot, étant plus pratiques, ont seuls attiré l'attention; il commença  à Tours des expériences ayant pour but d'utiliser la chaleur solaire pour donner le mouvement aux machines à vapeur; en Algérie, où le Gouvernement l'avait envoyé, en 1877, pour faire des expériences à ce sujet, il construisit le récepteur solaire qui fut remarqué à l'Exposition universelle de 1878 et qui fut employé jusqu'en 1884 par la Société d'utilisation de la chaleur solaire. Ericson construisit en 1868 un appareil analogue à celui de Franchot, mais qui se révéla pratiquement inopérant. Enfin, ayant étudié dès 1851 la chaleur solaire rayonnante avec une pile thermo-électrique, Secchi trouva qu'elle augmente des bords du disque à son centre et des  pôles de l'astre à son équateur, l'hémisphère boréal étant plus chaud que l'hémisphère  austral. 

Cycles et climats.
L'activité cyclique du Soleil imprime sa marque sur certains phénomènes terrestres. Par exemple le nombre d'aurores polaires suit celui des taches visibles à la surface du Soleil. Les deux phénomènes ont la même cause : les crises qui affectent le Soleil et occasionnent aussi bien ses taches, que les éjections violentes dans l'espace de matière solaire, qui, en atteignant et percutant a magnétosphère terrestre suscitent les aurores brillantes que l'on observe dans les régions de haute latitude.

Par delà ces phénomènes spectaculaires et de quelques autres, la variation dans l'apport d'énergie en provenance du Soleil (lors des périodes d'activité, et donc modulée au long des différents cycles) est susceptible d'avoir des effets sur le climat de notre planète. Ainsi, en 1893 Walter Maunder taille remarqué le nombre très bas de taches solaires (et d'aurores polaires) entre 1645 et 1715. Cette diminution a pu être mise en relation avec un un refroidissement climatique, ou du moins, en Europe, avec une succession d'hivers plus froids que pendant d'autres périodes.

Plus récemment, les analyses aux carbone 14 ont également montré que le minimum de Maunder peut être mis en relation avec une modulation du rayonnement cosmique atteignant la Terre. D'autres indices existent pour mettre en rapport une bonne dizaine d'autres périodes similaires au cours des 8000 dernières années.

Mais on doit noter que, malgré les progrès notables enregistrés au cours des dernières années dans ce domaine, les modalités des processus en cause ne sont pas encore bien comprises, pas plus d'ailleurs que n'est connue leur importance quantitative réelle.

En librairie - Jean-Claude Pecker, Sous l'étoile Soleil, Fayard, coll. Le temps des sciences, 1984, une somme. Du même, L'avenir du Soleil, Hachette, 1990.

Pierre Lantos, Le Soleil en face, Le Soleil et les relations Soleil-Terre, Masson, 1997, tout y est dit en peu de mots et beaucoup de schémas; du même, Le Soleil, PUF (QSJ), 1994.

Sur les relations Terre-Soleil, on consultera également avec profit : Jean Lilensten et Pierre-Louis Blelly, Du Soleil à la Terre, aéronomie et météorologie de l'espace, Presses universitaires de Grenoble, 1999. Une belle approche pédagogique, agréablement illustrée et destinée au étudiants de second cycle.

Elisabeth Nesme-Ribes, Gérard Thuillier, Histoire solaire et climatique, Belin, 2000, un ouvrage plus facile d'accès que