Our sun
Il y a environ 4,7 milliards d'années, une nouvelle étoile - notre Soleil - s'est formée dans un bras secondaire de la Voie lactée. Après sa phase de proto-étoile, elle est devenue une naine jaune. C'est dans cet état qu'elle se trouve encore aujourd'hui. Après sa phase actuelle de naine jaune, le Soleil deviendra une géante rouge et finira finalement par devenir une naine blanche dans six à sept milliards d'années. Bien qu'il existe des milliards d'étoiles comme le Soleil, il a une importance toute particulière pour nous. Grâce à sa proximité avec la Terre, il rend possible la vie sur notre planète.
Le Soleil est une sphère de gaz chaud sans masse solide, composée de différentes couches, comme un oignon et tournant autour de son propre axe. Comme il est très chaud, le gaz se présente sous la forme d'un plasma. Cela signifie que des électrons ont été arrachés aux atomes et que le gaz contient des particules chargées positivement et négativement.
L'énergie du noyau à la surface
C'est dans sa couche la plus interne, le noyau, que le Soleil produit toute l'énergie que nous percevons de lui sous forme de lumière et de chaleur. La production d'énergie se fait par fusion nucléaire. La pression et la chaleur sont si fortes que quatre atomes d'hydrogène se transforment en noyau d'hélium. Cette réaction entraîne une perte de masse qui est libérée sous forme d'énergie. Celle-ci se fraie un chemin à travers la zone de rayonnement, puis la zone de convection, jusqu'à la surface du soleil et de là, dans l'espace, jusqu'à la Terre.
Dans la zone de rayonnement, le transport d'énergie se fait principalement par des photons qui heurtent des particules de plasma et sont absorbés. La collision provoque l'émission d'autres photons qui, à leur tour, entrent en collision avec des particules de plasma. C'est ainsi que le processus se poursuit. Ce type de transport est extrêmement lent. Il faut des millions d'années pour que l'énergie produite par le noyau quitte à nouveau la zone de rayonnement.
L'énergie entre alors dans la zone de convection. Ici, il fait trop froid pour le transport radiatif décrit ci-dessus. En revanche, l'énergie s'élève grâce aux mouvements de la matière, c'est-à-dire la convection. Des flux de matière arrivent à la surface du soleil, se refroidissent et redescendent.
La surface du Soleil se compose encore une fois de trois couches : La photosphère, la chromosphère et la couronne. Lors d'une éclipse solaire, nous pouvons même voir à l'œil nu la couronne autour du soleil.
Le champ magnétique provoque des turbulences
Entre la zone de rayonnement et la zone de convection se trouve la région tachocline. En dessous de la tachocline, le soleil se déplace comme un corps massif. Au-dessus, le Soleil se déplace à des vitesses différentes en fonction de l'endroit où l'on mesure entre le pôle et l'équateur. Ces différentes vitesses ont un impact sur le champ magnétique du Soleil. Il n'est pas uniforme, il est renforcé à certains endroits et affaibli à d'autres. Cela provoque différents phénomènes observables : des taches solaires, des endroits un peu plus froids à la surface qui nous semblaient plus sombres. Des protubérances, des lignes de champ magnétique incurvées qui dépassent du soleil et sur lesquelles du gaz s'accumule. Ou encore des éruptions, c'est-à-dire des éruptions soudaines de grandes quantités de plasma dans l'espace.
