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.

La photosphère.
L'idée même de "surface" solaire est une abstraction commode pour désigner la couche la plus externe visible depuis la Terre, une frontière optique où le gaz devient suffisamment opaque pour masquer les profondeurs incandescentes de l'astre. Cette zone, que les astronomes nomment photosphère, n'est qu'une infime pellicule d'à peine quelques centaines de kilomètres d'épaisseur sur les 700 000 kilomètres de rayon solaire, et c'est pourtant d'elle que provient la quasi-totalité de la lumière qui nous parvient. Sa température avoisine les 5500 °C en moyenne, mais cette valeur masque une réalité granuleuse et dynamique. Vue avec une résolution suffisante, la photosphère apparaît en effet constellée de granules brillants, vastes bulles de plasma chaud larges d'un millier de kilomètres qui montent des profondeurs, s'épanouissent en surface, se refroidissent en rayonnant leur énergie, puis replongent dans l'ombre des intergranules plus sombres, le tout en moins d'une dizaine de minutes. Ce bouillonnement incessant, semblable à l'ébullition d'un liquide visqueux, est la manifestation visible de la convection qui transporte l'énergie nucléaire depuis le cœur du Soleil jusqu'à ses couches externes.

Vue depuis la Terre, la photosphère s'assombrit progressivement vers les bords du disque solaire, un phénomène d'assombrissement centre-bord qui trahit la structure thermique de cette couche. En regardant le centre du disque, nous plongeons notre regard vers des régions plus profondes et donc plus chaudes de la photosphère, tandis que vers le limbe, la ligne de visée rase des couches plus élevées et plus froides, qui émettent moins de lumière. Cette simple observation permet de comprendre que la température décroît avec l'altitude dans cette région. Parsemant cette surface lumineuse, des taches solaires apparaissent comme des îlots d'obscurité relative, des régions où d'intenses champs magnétiques freinent localement la convection et empêchent le plasma chaud de remonter. Ces taches, qui peuvent atteindre la taille de plusieurs planètes Terre, sont plus froides d'environ 2000 degrés que leur environnement, d'où leur contraste saisissant. Elles ne sont pas figées : elles naissent, évoluent, se déforment et finissent par se dissiper au gré des cycles magnétiques de onze ans qui rythment l'activité solaire, et leur nombre croît et décroît comme une respiration lente de l'étoile. Autour d'elles, dans les régions actives, la photosphère se couvre de facules, des zones brillantes et magnétisées qui annoncent souvent l'émergence de taches et persistent plus longtemps qu'elles.
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Gros plan sur la photosphère.
(Source : Université de Freiburg / KIS).

Au-dessus de la photosphère s'étend un royaume étrange où, contre toute intuition thermodynamique, la température se met à croître à mesure que l'on s'éloigne de la source d'énergie centrale.

La chromosphère.
Immédiatement après la surface visible, on traverse une couche mince et rosée, la chromosphère, dont la lueur pourpre n'est perceptible à l'œil nu que durant les brèves secondes d'une éclipse totale, lorsque la Lune occulte le disque éblouissant. Cette atmosphère basse, épaisse de quelques milliers de kilomètres, est un milieu ténu et inhomogène où la température passe d'environ 4000°C à sa base à plus de 20 000 °C dans ses régions supérieures. Sa structure est entièrement dominée par les champs magnétiques qui canalisent le plasma en arches et en gerbes. On y observe un fourmillement de spicules, des jets de gaz fusant à plusieurs dizaines de kilomètres par seconde, s'élevant comme une prairie d'herbes incandescentes jusqu'à 10 000 kilomètres d'altitude avant de retomber ou de se dissoudre. La chromosphère est le siège de phénomènes violents et brefs comme les éruptions solaires, qui libèrent en quelques minutes une énergie équivalente à des millions de bombes thermonucléaires, chauffant le milieu ambiant à des dizaines de millions de degrés et accélérant des particules à des vitesses relativistes. Son spectre, riche en raies d'émission comme celle de l'hydrogène alpha, révèle une composition chimique dominée par l'hydrogène et l'hélium, avec des traces de dizaines d'autres éléments.

La couronne.
Puis, sans transition nette, on pénètre dans la couronne solaire, cette atmosphère extérieure qui s'étend sur des millions de kilomètres et se dilue progressivement dans le milieu interplanétaire en donnant naissance au vent solaire. La couronne est un plasma extrêmement dilué mais porté à des températures colossales, dépassant le million de degrés, un mystère qui a longtemps défié la physique solaire avant que l'on ne comprenne le rôle des ondes magnétohydrodynamiques et des micro-éruptions, les nanoflares, dans le chauffage coronal. Cette chaleur extrême confère aux particules une vitesse d'agitation thermique telle que la gravité solaire ne peut les retenir, et un flux continu de protons et d'électrons s'échappe à des vitesses supersoniques, soufflant à travers tout le système solaire. La couronne n'est visible dans toute sa splendeur que lors des éclipses totales, où elle déploie sa chevelure nacrée, faite de longues streamers qui épousent les lignes de champ magnétique, de panaches et de casques. Sa forme générale évolue avec le cycle solaire : elle est plutôt symétrique et étendue aux pôles lors du minimum d'activité, et plus complexe, hérissée de structures brillantes, pendant le maximum. L'imagerie en rayons X et en ultraviolet extrême, obtenue depuis l'espace, révèle une couronne perpétuellement changeante, constellée de trous coronaux, vastes régions plus sombres et plus froides d'où le vent solaire rapide s'échappe préférentiellement, et de boucles magnétiques qui relient des taches de polarités opposées, sculptant des arches de plasma incandescent hautes de dizaines de milliers de kilomètres.

L'atmosphère solaire tout entière est le théâtre d'un couplage complexe entre plasma et champ magnétique, ce dernier émergeant des profondeurs par effet dynamo pour dominer complètement la dynamique des couches extérieures. Les lignes de force, tordues et cisaillées par la rotation différentielle du Soleil (plus rapide à l'équateur qu'aux pôles), accumulent une énergie magnétique considérable qui se libère de façon sporadique et violente. Ainsi, les éjections de masse coronale projettent dans l'espace interplanétaire des milliards de tonnes de plasma à des centaines de kilomètres par seconde, créant des tempêtes géomagnétiques lorsqu'elles atteignent la Terre. La couronne se dilate en un vent solaire dont la température et la vitesse varient, un écoulement permanent qui sculpte les magnétosphères planétaires et gonfle l'héliosphère, cette bulle protectrice qui englobe tout le système solaire et nous isole partiellement du milieu interstellaire. 

L'activité solaire constitue l'expression même de la vie magnétique de l'étoile, la manifestation observable des formidables processus qui se déroulent dans ses profondeurs. Tout commence dans la zone convective, où les mouvements de plasma et la rotation différentielle (le fait que l'équateur du Soleil tourne plus vite que ses pôles) engendrent un effet dynamo qui tord, étire et amplifie les champs magnétiques. Ces champs, piégés dans la matière ionisée, finissent par émerger à travers la photosphère sous forme de boucles magnétiques, donnant naissance à l'ensemble des phénomènes que nous regroupons sous le terme d'activité solaire. L'indice le plus immédiatement visible de cette activité est le nombre de taches solaires présentes sur le disque. Ces taches sont la trace directe de l'irruption de tubes de flux magnétique intenses qui inhibent localement la convection et refroidissent le plasma. Leur recensement systématique, entrepris depuis Galilée et poursuivi sans relâche, a révélé l'existence d'un cycle remarquablement régulier d'environ onze ans, au cours duquel le nombre de taches croît jusqu'à un maximum spectaculaire avant de redescendre à un minimum où le disque solaire peut rester vierge de toute tache pendant des jours, voire des semaines.

Le cycle de Hale.
Ce cycle de onze ans est  l'enveloppe la plus apparente d'une variation magnétique bien plus profonde. Le champ magnétique global du Soleil s'inverse à chaque maximum : le pôle nord magnétique devient le pôle sud, et vice-versa, de sorte que le cycle magnétique complet, appelé cycle de Hale, dure en réalité vingt-deux ans. Pendant la phase de montée vers le maximum, les régions actives se multiplient, les taches apparaissent d'abord à des latitudes moyennes, autour de trente degrés, puis leur zone d'émergence migre progressivement vers l'équateur au fil du cycle, dessinant sur un diagramme temporel ce que les astronomes appellent les ailes de papillon de Maunder. Au maximum, le Soleil est couvert de groupes de taches complexes, certaines si vastes qu'elles sont visibles à l'Å“il nu protégé au coucher du soleil, et l'étoile émet davantage de rayonnement ultraviolet et de rayons X. Au minimum, les taches se raréfient, se cantonnent près de l'équateur, et la couronne prend une forme plus simple, aplatie aux pôles.

Les éruptions solaires.
L'activité solaire se manifeste avec une violence inouïe à travers les éruptions solaires, ou flares, ces libérations soudaines d'énergie qui se produisent dans les régions actives lorsque les lignes de champ magnétique, tordues et cisaillées par les mouvements du plasma, se reconnectent brutalement. En quelques minutes, un flare peut libérer une énergie équivalente à des dizaines de millions de bombes H, chauffant le plasma ambiant à des dizaines de millions de degrés et produisant un flash intense couvrant tout le spectre électromagnétique, des ondes radio jusqu'aux rayons gamma. Cette soudaine bouffée de rayonnement ionise les hautes couches de l'atmosphère terrestre, perturbant les communications radio, et peut s'accompagner de l'accélération de particules chargées à des vitesses proches de celle de la lumière. Ces protons et électrons relativistes, guidés par les spirales du champ magnétique interplanétaire, atteignent la Terre en quelques dizaines de minutes, constituant un risque radiologique pour les astronautes en sortie extravéhiculaire et les passagers des vols polaires à haute altitude, tout en pouvant altérer l'électronique des satellites. Un autre phénomène, plus massif encore, accompagne souvent les éruptions majeures : les éjections de masse coronale, ou CME. Il ne s'agit plus seulement de rayonnement, mais de véritables nuages de plasma, des milliards de tonnes de matière solaire brutalement arrachées à la couronne et projetées dans l'espace interplanétaire à des vitesses pouvant dépasser les deux mille kilomètres par seconde. 

Variations sur de longues périodes.
L'activité solaire connaît également des modulations à plus long terme, des irrégularités qui rappellent que le cycle de onze ans n'est pas une horloge parfaitement régulière. L'amplitude d'un cycle peut varier considérablement, et les astronomes ont identifié des périodes de plusieurs décennies où l'activité semble s'affaiblir ou se renforcer. Le minimum de Maunder, entre 1645 et 1715, a été une époque de quasi-disparition des taches solaires. Depuis le milieu du XX^e siècle, le Soleil a connu une phase d'activité globalement élevée, le maximum moderne, avant que les cycles récents ne montrent une tendance à l'affaiblissement. Parallèlement, le cycle solaire imprime sa marque sur l'héliosphère tout entière : le vent solaire, ce flot continu de particules chargées qui s'échappe de la couronne, voit sa vitesse et sa densité fluctuer au rythme du cycle. Le vent rapide, issu des trous coronaux polaires, domine pendant les minima, tandis que le vent lent et dense, associé aux régions actives et aux streamers équatoriaux, se renforce pendant les maxima. Cette modulation cyclique du vent solaire gonfle et rétracte l'héliosphère, cette bulle protectrice que le Soleil creuse dans le milieu interstellaire, et fait varier le flux de rayons cosmiques galactiques qui parvient jusqu'à la Terre, avec des implications potentielles sur la formation des nuages et le climat terrestre.

À des échelles de temps encore plus longues, l'activité magnétique du Soleil est intimement liée à sa rotation et à son âge. La rotation rapide du jeune Soleil générait un champ magnétique bien plus intense, une activité éruptive bien plus fréquente et un vent solaire bien plus puissant qu'aujourd'hui. Le freinage magnétique, par lequel le vent solaire emporte du moment cinétique, ralentit progressivement la rotation de l'étoile, atténuant au fil des milliards d'années l'intensité de sa dynamo interne. L'activité solaire n'est donc pas une constante, mais une propriété évolutive, dont l'étude comparative avec d'autres étoiles de type solaire d'âges différents permet de reconstituer l'histoire magnétique de notre propre astre. Les observations de taches stellaires, de cycles et de super-éruptions sur des analogues solaires lointains fournissent un contexte essentiel pour comprendre où se situe le Soleil dans le concert des étoiles magnétiquement actives. Ainsi, depuis le bouillonnement granulaire de la photosphère jusqu'aux confins de l'héliosphère, en passant par les explosions de rayonnement, les nuages de plasma éjectés à grande vitesse, les cycles undécennaux et les caprices de la dynamo interne, l'activité solaire se déploie comme un phénomène total, magnétique dans son essence, électromagnétique et particulaire dans ses manifestations, qui relie l'étoile à son environnement planétaire par un réseau complexe et changeant d'influences énergétiques.

Les relations Soleil-Terre

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. 

Une éjection de masse coronale se propage comme une onde de choc en expansion, gonflant le vent solaire ambiant, et lorsqu'elle percute le champ magnétique terrestre, elle peut déclencher des tempêtes géomagnétiques d'une intensité redoutable. La compression brutale de la magnétosphère côté jour, suivie d'une injection massive d'énergie dans la queue magnétosphérique côté nuit, met en mouvement des particules piégées dans les ceintures de Van Allen, précipite des courants électriques dans l'ionosphère et induit des courants telluriques à la surface du sol. Les aurores polaires, ces rideaux de lumière dansants qui parent le ciel des hautes latitudes, sont la partie poétique de cet orage magnétique; la destruction de transformateurs électriques, la corrosion accélérée des pipelines et la panne généralisée des réseaux de télécommunication en sont les conséquences les plus redoutées. L'événement de Carrington en 1859, la plus puissante tempête solaire jamais enregistrée, avait mis hors service les réseaux télégraphiques mondiaux et provoqué des aurores visibles jusqu'aux Caraïbes; un événement comparable aujourd'hui pourrait infliger des dommages chiffrés en milliers de milliards de dollars à nos infrastructures électroniques.

Cette diminution a pu être mise en relation avec un refroidissement climatique, connu sous le nom de petit âge glaciaire, pendant lequel, du moins en Europe, on a observé 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.

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.