Voir la source de Soleil

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{{Voir homonymes|soleil (homonymie)}}
{{Infobox Soleil}}
Le '''Soleil''' est l’[[étoile]] de type [[naine jaune]] du [[Système solaire]], qui se situe dans le [[bras d'Orion]], à {{parsec|8|kpc}} du [[centre galactique]] de la [[galaxie]] [[Voie lactée]]. Il orbite autour du centre galactique en une [[année galactique]] de 225 à {{nobr|250 millions}} d'années. Autour de lui gravitent de [[Liste d'objets du Système solaire|nombreux objets]], dont la [[Terre]] (à la vitesse de {{unité|30 km/s}}), sept autres [[planète]]s, au moins cinq [[planète naine|planètes naines]], de très nombreux [[astéroïde]]s et [[comète]]s et une bande de [[lumière zodiacale|poussière]]. Le Soleil représente à lui seul environ 99,854 % de la masse du [[système planétaire]] ainsi constitué, [[Jupiter (planète)|Jupiter]] représentant plus des deux tiers du reste.

== Présentation ==
Dans la classification [[astronomie|astronomique]], cette étoile de type [[naine jaune]], de près de {{nobr|1,4 million}} de kilomètres de diamètre pour une masse d'environ {{unité|2 e30|kg}}, est essentiellement composée d’[[hydrogène]] (74 % de la masse ou 92 % du volume) et d’[[hélium]] (25 % de la masse ou 8 % du volume) à l'[[état plasma]]. 

<gallery mode="packed" caption="">
Fichier:Solar sys.jpg|Représentation d'artiste du [[Système solaire]].
File:Planets2013.svg|Représentation d'artiste du [[Système solaire]].
Fichier:Planets and sun size comparison.jpg|Rapport de taille entre le Soleil et les planètes du [[Système solaire]].
</gallery>

L’[[énergie solaire]] transmise par le [[rayonnement solaire]] rend possible la [[Origine de la vie|vie sur Terre]] par apport d'[[lumière|énergie lumineuse]] (lumière) et d'[[énergie thermique]] (chaleur), permettant la présence d’[[eau]] à l’état liquide et la [[photosynthèse]] des [[Végétal|végétaux]]. 

[[Fichier:Sun STEREO 4dec2006 lrg.jpg|gauche|vignette|Le Soleil vu dans l’[[ultraviolet]] « lointain » ([[Ultraviolet#UV-C (280-100 nm)|UVC]]) (image en « [[fausse couleur|fausses couleurs]] »). La [[chromosphère]] et les protubérances sont les sources essentielles, bien plus chaudes que la « surface » (la [[photosphère]]).]]
Le rayonnement [[ultraviolet]] contribue à la [[désinfection]] naturelle des eaux de surface et à y détruire certaines molécules indésirables (quand l'eau n'est pas trop [[Turbidité|turbide]])<ref>{{Article |langue=en |auteur1=R.H. Reed |titre=The inactivation of microbes by sunlight: solar disinfection as a water treatment process |périodique=Advances in Applied Microbiology |date=2004 |volume=54 |page=333-365 |doi=10.1016/S0065-2164(04)54012-1 |issn = 0065-2164}}.</ref>. La [[polarisation (optique)|polarisation]] de la lumière solaire (ou lunaire, de nuit), par des matériaux tels que l'eau ou les [[Cuticule (botanique)|cuticules végétales]], est utilisée par de nombreuses espèces pour s'orienter<ref>{{Article| titre=La lumière polarisée, un piège écologique| auteur1=Maurice Mashaal| périodique=[[Pour la science]]| numéro=| date=22 janvier 2009| pages=| lire en ligne=https://www.pourlascience.fr/sd/ecologie/la-lumiere-polarisee-un-piege-ecologique-10150.php| accès url=libre| consulté le=13 juin 2022}}.</ref>{{,}}<ref>{{Article| langue=en| titre=Polarized light pollution: a new kind of ecological photopollution| auteur1=Gábor Horváth| auteur2=György Kriska| auteur3=Péter Malik| auteur4=Bruce Robertson| périodique={{lang|en|Frontiers in Ecology and the Environment}}| volume=7| numéro=6| date=août 2009| pages=317-325| doi=10.1890/080129| lire en ligne=http://arago.elte.hu/sites/default/files/PolLightPollution_FEE_0.pdf| format=pdf| accès url=libre| consulté le=17 juin 2022}}.</ref>.

Le rayonnement solaire est aussi responsable des [[climat]]s et de la plupart des phénomènes [[météorologie|météorologiques]] observés sur la Terre. En effet, le [[Bilan radiatif de la Terre|bilan radiatif global de la Terre]] est tel que l'énergie thermique à la surface de la Terre est en moyenne à 99,97 ou 99,98 % d’origine solaire<ref group="note">Les 0,02 ou 0,03 % restants proviennent de la Terre elle-même ; l’ensemble des activités humaines (actuelles) produisent une puissance de l’ordre de 0,01 % de celle de l’ensoleillement terrestre.</ref>. Comme pour tous les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement émis dans l’[[espace (cosmologie)|espace]], sous forme de [[rayonnement thermique]] [[infrarouge]] ; la Terre reste ainsi en [[Équilibre thermodynamique#Équilibre thermodynamique local|équilibre dynamique]].

Le [[Grand axe|demi-grand axe]] de l’[[orbite de la Terre]] autour du Soleil, couramment appelé « distance de la Terre au Soleil », égal à {{unité|149597870700 ± 3 m}}<ref name="IAU2012_B2"/>, est la définition originale de l’[[unité astronomique]] (de symbole « au »). Il faut {{nobr|8 minutes}} et {{nobr|19 secondes}} pour que la lumière du Soleil parvienne jusqu’à la Terre<ref name="IAU2012_B2">{{lien web |langue=en |auteur institutionnel={{lang|en|XXVIIIth General Assembly of International Astronomy Union}} |titre=Resolution UAI 2012 B2 |sous-titre=Re-definition of the astronomical unit of length |url=http://syrte.obspm.fr/IAU_resolutions/Res_IAU2012_B2.pdf |format=pdf |site=[[Observatoire de Paris]] |consulté le=29 septembre 2014}}.</ref>.

== Symboles ==
{{Article détaillé|Symbole solaire}}
Le [[symbole astronomique]] et [[astrologie|astrologique]] du Soleil est un [[cercle avec un point en son centre]] : {{page h'|☉|<math>\odot</math>}}.

== Étymologie ==
Le mot ''soleil'' est issu du [[gallo-roman]] <small>*SOLICULU</small><ref>Dominique Fournier, [http://www.wikimanche.fr/Gallo-roman « Gallo-roman »] in ''Wikimanche'' (lire en ligne).</ref>, forme du [[Latin vulgaire|latin populaire]] ''*soliculus'' (non attesté)<ref>''Dictionnaire historique de la langue française'', ed. Le Robert, 1992.</ref>, diminutif du [[latin classique]] {{langue|la|''sol''}}, {{langue|la|''solis''}} désignant l’astre et la divinité. Le latin ''sol'' se poursuit dans la plupart des langues romanes : italien ''sole'', espagnol, portugais et catalan ''sol''<ref>[[Walther von Wartburg]], ''[[Französisches Etymologisches Wörterbuch|FEW]]'' t. 12, p. 30a.</ref>.

== Caractéristiques générales ==

=== Composition chimique ===
{{…}}
Le Soleil est une [[Étoile#Types d’étoiles|étoile]] [[naine jaune]] qui se compose de 74 % d’[[hydrogène]] (soit 92 % de son volume), de 25 % d’[[hélium]] (8 % de son volume)<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=-xktVs9C2qk « Le soleil, ses cycles, ses tâches et ses explorateurs »], [[Euronews]], sur [[YouTube]].</ref> et d’une fraction d’éléments plus lourds. Les [[Substance réfractaire|éléments réfractaires]] observables à la surface du Soleil ont une abondance inférieure à celle observée dans la plupart des étoiles ayant des caractéristiques comparables<ref name = "booth">{{Article|langue = anglais|titre = Fingerprints of giant planets in the composition of solar twins|auteur1 = Richard A. Booth|auteur2 = James E. Owen|périodique = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume = 493|numéro = 4|année = 2020 |mois = avril|lire en ligne = https://academic.oup.com/mnras/article/493/4/5079/5762797}}, accès libre.</ref>. Cet écart de composition serait dû à la formation précoce de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] qui aurait isolé des poussières réfractaires loin du Soleil plutôt qu'à une capture par les [[Planète tellurique|planètes telluriques]]<ref name = "booth"/>.

=== Type spectral ===
Le Soleil est de [[type spectral]] G2 {{V}}. « G2 » signifie qu’il est plus chaud ({{unité|5770 [[kelvin]]s}} en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des [[bande spectrale|bandes]] de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrogène. Le suffixe « {{V}} » (ou « classe de luminosité ») indique qu’il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la [[séquence principale]] du [[diagramme de Hertzsprung-Russell]] : il tire son énergie de réactions de [[fusion nucléaire]] qui transforment, dans son noyau, l'hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d’[[équilibre hydrostatique]], ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles.

=== Situation dans la Voie lactée ===
{{Article détaillé|Système solaire#Contexte galactique{{!}}Système solaire : Contexte galactique}}
Il existe dans la [[Voie lactée]] plus de {{nobr|100 millions}} d’étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile assez ordinaire, bien qu’il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la Galaxie, qui sont en majorité des [[naine rouge|naines rouges]]<ref>{{en}} Ker Than, [http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single], [[Space.com]], 30 janvier 2006.</ref>.

Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée, dont il est distant d’environ {{unité|26673 [[Année-lumière|années-lumière]]}}. Sa période de [[Année galactique|révolution galactique]] est d’environ {{nobr|220 millions}} d’années et sa vitesse d'environ {{unité|250 km/s}}, équivalente à une année-lumière tous les {{unité|1400 ans}} environ, ou une [[unité astronomique]] tous les huit jours<ref>{{en}} {{pdf}} Kerr, F. J., Lynden-Bell D. (1986). [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf {{langue|en|''Review of galactic constants''}}]. {{langue|en|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society}}, 22, 1, {{p.|1023-1038}}.</ref>{{,}}<ref>{{Chapitre |langue=en |prénom1=Paul R.|nom1=Weissmann |titre chapitre=The Solar System and Its Place in the Galaxy |titre ouvrage=Encyclopedia of the Solar System |année=2014 |doi=10.1016/B978-0-12-415845-0.00001-3 |lire en ligne=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/B9780124158450000013 |passage=3–28 }}.</ref>{{,}}<ref>{{lien web |langue=en |prénom1=H. |nom1=Frommert |prénom2=C. |nom2=Kronberg |titre=The Milky Way Galaxy |url=http://messier.seds.org/more/mw.html |éditeur=SEDS |date=25 août 2005 |consulté le=03/03/2021}}.</ref>.

Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du [[plan galactique]] : l’orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les {{nobr|30 millions}} d’années environ, d’un côté puis de l’autre {{incise|sens Nord-Sud galactique, puis inversement}} et s’en éloignerait au maximum de {{unité|230 années-lumière}} environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les étoiles qui auraient un plan de révolution différent de celui du disque galactique<ref group="note">C’est une situation gravitationnelle très différente de celle en cours dans le Système solaire, où la masse du Soleil peut être considérée (en première approximation) comme la source unique du champ gravitationnel.</ref>.

Actuellement, le Système solaire se situerait à {{unité|48 années-lumière}} au-dessus (au nord) du plan galactique et en phase ascendante à la vitesse de {{unité|7 km/s}}<ref>[http://system.solaire.free.fr/presentationsyt.htm#situation Situation du Système solaire].</ref>.

=== Révolution et rotation ===
Le Soleil tourne autour du [[Utilisation du barycentre en physique|barycentre]] du Système solaire (mouvement de [[période de révolution|révolution]]), ce dernier se situant dans les années 2000 à un peu plus d'un [[rayon solaire]] du centre de l'étoile (donc légèrement à l'extérieur du Soleil)<ref>La position du barycentre fluctue selon celle des planètes : il se trouve en moyenne à {{nobr|1,19 [[rayon solaire]]}} du centre, mais peut s'en éloigner jusqu'à deux rayons solaires, ou s'en rapprocher jusqu'à être presque confondu avec lui{{refnec}}.</ref>, en raison de la masse de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] (environ un millième de la [[masse solaire]]) et des autres planètes géantes<ref>{{Lien Web |url=https://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/systeme-solaire-on-trouve-vrai-centre-systeme-solaire-81782/ |titre=On a trouvé le vrai centre du Système solaire !|site=[[Futura (portail web)|Futura]] |date=02/07/2020}}</ref>.

Le Soleil tourne également sur lui-même (mouvement de [[période de rotation|rotation]]), avec une période de {{nobr|27 jours}} terrestres environ. En réalité, n’étant pas un objet solide, il subit une [[rotation différentielle]] : il tourne plus rapidement à l’{{page h'|Équateur#Planétologie|équateur}} ({{nobr|25 jours}}) qu’aux [[Pôle d'un corps céleste|pôles]] ({{nobr|35 jours}}). Déduite des modes de vibration de gravité, la vitesse de rotation du cœur a pu aussi être déterminée : un tour par semaine environ, soit {{nobr|3,8 fois}} plus vite que les couches extérieures et intermédiaires<ref>{{lien web| url=http://www2.cnrs.fr/presse/communique/5147.htm| site=[[Centre national de la recherche scientifique|CNRS]]| titre=Le cœur du Soleil tourne sur lui-même en une semaine| date=4 août 2017| consulté le=22 octobre 2017}}.</ref>{{,}}<ref>{{article| langue=en| titre=Asymptotic ''g'' modes: Evidence for a rapid rotation of the solar core| auteur1=E. Fossat| auteur2=P. Boumier| auteur3=T. Corbard| auteur4=J. Provost| auteur5=D. Salabert| et al.=oui| périodique=Astronomy and Astrophysics| volume=604| date=août 2017| numéro article=A40| pages=1-17| doi=10.1051/0004-6361/201730460}}.</ref>.

== Histoire naturelle ==
{{Article détaillé|Évolution stellaire|Formation et évolution du Système solaire}}

=== Formation ===
Le Soleil est une étoile âgée d'environ {{unité|4,57 milliards}} d’années<ref>Pierre-Yves Bely, Carol Christian et Jean-René Roy, ''250 réponses à vos questions sur l'astronomie'', 2008, {{p.|55}} : 4,57 Ga ± 0,012 Ga ; Trinh Xuan Thuan, ''Dictionnaire amoureux du Ciel et des Étoiles'', 2009, {{p.|793}} : {{unité|4,55 Ga}} ; ''[[Sciences et avenir]]'', octobre 2010, {{p.|21}} : 4,5682 G ; [http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/journee-mondiale-du-soleil-les-enigmes-de-notre-etoile_38317/ « Journée mondiale du Soleil : les énigmes de notre étoile »], Futura-Science, {{date|3 mai 2012}} : {{unité|4,57 Ga}}.</ref>, soit un peu moins de la moitié de son chemin sur la [[Diagramme de Hertzsprung-Russell|séquence principale]]<ref>{{en}} A. Bonanno, H. Schlattl, L. Paternò, [https://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0204/0204331.pdf « ''{{langue|en|The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS}}'' »] {{pdf}}, ''{{langue|en|Astronomy and Astrophysics}}'', 2002, 390, p. 1115-1118.</ref>. Il s'est formé 9,23 milliards d'années après le [[Big Bang]], qui marque l'origine de l'[[Univers]], il y a 13,8 milliards d'années. L'hypothèse des années 1970, selon laquelle une supernova serait à l'origine de l'effondrement de la nébuleuse qui a donné naissance au Soleil, n'est plus crédible. Une modélisation réalisée en 2012 propose un scénario en trois étapes pour expliquer la formation du Soleil et l'abondance de [[Isotopes du magnésium|magnésium 26]] et de [[nickel 60]] dans les météorites. Ces éléments sont les produits de la décomposition de deux isotopes radioactifs (à la demi-vie relativement courte), nés dans les étoiles : l'[[aluminium 26]] (demi-vie de {{unité|717000 ans}}) et le [[fer 60]] (demi-vie de {{unité|2,6 Ma}}). Pour comprendre la présence de ces éléments dans la chimie du Soleil, il fallait imaginer une étape pour le fer 60 et une autre pour l'aluminium 26.

[[Image:Vie du soleil.jpg|redresse=2.3|centre|vignette|Le cycle de vie du Soleil est similaire à celui d’une [[naine jaune]]. Le diagramme est trop court de deux milliards d’années et il lui manque la « courte » phase de [[Étoile sous-géante|sous-géante]].]]

Il y a {{unité|4,6 Ga}}, une nébuleuse s'effondre et une première génération d'étoiles (± {{formatnum:5000}}) naît. Après {{unité|5 Ma}}, les plus massives meurent en supernovas et dispersent leurs éléments, dont l'isotope fer 60. Après {{unité|2 Ma}}, un nuage riche en {{nobr|fer 60}} s'effondre et de nouvelles étoiles se forment. Cette seconde génération comprend des étoiles très massives (plus de {{nobr|30 masses}} solaires) qui éjectent des vents chargés en aluminium 26. Après {{nombre|100000|ans}}, le vent d'une de ces étoiles très massives comprime la matière qui l'entoure. Il se forme une coquille de gaz et de poussières riches en {{nobr|fer 60}} et en {{nobr|aluminium 26}}, qui finit par s'effondrer et donner naissance, il y a {{unité|4,5682 Ga}}, à une troisième génération d'étoiles : le Soleil et une centaine d'étoiles jumelles. Quelques millions d'années plus tard, l'étoile très massive à l'origine du processus meurt en [[supernova]]. On l'appelle ''[[Coatlicue (étoile)|Coatlicue]]'' qui signifie « mère du Soleil » dans la [[Mythologie aztèque|cosmogonie aztèque]]. Les sœurs du Soleil (à la composition chimique identique) se dispersent dans la [[Voie lactée]]. Le Soleil reste seul ; les astéroïdes qui l'entourent gardent la trace de sa généalogie sous la forme des dérivés du {{nobr|fer 60}} et de l'{{nobr|aluminium 26}} : le {{nobr|nickel 60}} et le {{nobr|magnésium 26}}<ref>{{en}} Matthieu Gounelle, [http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2012/09/aa19031-12.pdf Solar system genealogy revealed by extinct short-livedradionuclides in meteorites] {{pdf}}, ''Astronomy and Astrophysics'', 2012, vulgarisé dans ''[[Science et Vie]]'', décembre 2012.</ref>.

=== Évolution ===
{{Article connexe|Nucléosynthèse stellaire}}
Actuellement, dans le cœur du Soleil, chaque seconde, environ {{nobr|620 millions}} de tonnes d'hydrogène [[fusion nucléaire|fusionnent]] pour produire environ {{nobr|615,7 millions}} de tonnes d'[[hélium]]<ref name="CEA" />{{,}}<ref group="note" name="Étiquette note">Ces chiffres varient suivant les sources. D'une étude à une autre on trouvera dans la littérature scientifique des données théoriques variables. De ce fait, le lecteur pourra constater d'éventuelles incohérences dans les sources afférentes à cette information. {{Référence nécessaire|Ces différences proviennent, en général, du fait que l'on inclut ou non l'énergie emportée par les [[neutrino]]s, soit un [[Neutrino solaire|flux énergétique neutrinique]] de {{unité|8,8 e24 W}}, qui représente 2,25 % du flux énergétique lumineux du Soleil de {{unité|3,828 e26 W}}, soit un flux énergétique total de {{unité|3,916 e26 W}}|date=mars 2023}}.</ref>. La différence de masse de {{nobr|4,35 millions}} de tonnes, soit 0,7 % (une masse de l'ordre de celle de la [[pyramide de Gizeh]]<ref>{{en}} [http://m.wolframalpha.com/input/?i=4.3+Mt&x=0&y=0 "{{unité|4,3 Mt}}"], [[Wolfram Alpha]] .</ref>), équivaut à l'énergie lumineuse produite, soit {{unité|4 e26 joules}} par seconde, ou [[watt]]s. La part photonique migre lentement vers la surface solaire, par [[rayonnement]] et par [[convection]], puis est émise dans l’espace sous forme de [[rayonnement électromagnétique]] ([[lumière]], [[rayonnement solaire]]) et de flux de particules ([[vent solaire]])<ref group="note">Voir la section « [[#Structure et fonctionnement|Structure et fonctionnement]] ».</ref>.

[[Image:Solar evolution (English).svg|vignette |redresse=1.5 |Évolution de la [[Luminosité solaire|luminosité]], du [[Rayon solaire|rayon]] et de la température solaires, comparés aux valeurs actuelles du Soleil. D'après Ribas (2010)<ref name =ribas2010>{{article |langue=en |nom=Ribas |prénom=Ignasi |titre=Proceedings of the IAU Symposium 264 'Solar and Stellar Variability - Impact on Earth and Planets': The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres |volume=264 |pages=3–18 |date=février 2010 |doi=10.1017/S1743921309992298 |bibcode=2010IAUS..264....3R |journal=Proceedings of the International Astronomical Union |arxiv=0911.4872 }}.</ref>.]]

Le Soleil est dans sa ''phase linéaire'', durant laquelle il épuise petit à petit ses réserves d’[[hydrogène]]. Sa [[Luminosité solaire|luminosité]] augmente d’environ 7 % par milliard d’années, à mesure qu'augmente le rythme des réactions de fusion du fait de la lente contraction du cœur. Cette phase linéaire a débuté quand le Soleil était âgé d'environ {{nobr|500 millions}} d'années et durera jusqu'à la rupture de l'[[équilibre hydrostatique]]. Le Soleil était donc moins brillant dans le passé et sera plus brillant dans le futur.

[[Image:Evolution of a sun-like star.png|vignette |redresse=1.5 |Évolution d'une étoile de type solaire. Le parcours d'une étoile d'une masse solaire sur le [[diagramme de Hertzsprung-Russell]] est indiqué depuis la séquence principale jusqu'au-delà du stade de la [[branche asymptotique des géantes]].]]

Lorsqu’il sera âgé de {{nobr|10,5 milliards}} d’années, l’[[équilibre hydrostatique]] sera rompu. Le Soleil aura converti tout l'hydrogène de son cœur en hélium. Le noyau d'hélium se contractera et s’échauffera fortement, tandis qu’une couronne externe du cœur fusionnera l’hydrogène en hélium, libérant davantage d'énergie par réaction. Ses couches superficielles, dilatées par le flux thermique croissant et ainsi partiellement libérées de l’effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera, d'abord lentement sur {{nobr|500 millions}} d'années, puis plus rapidement sur {{nobr|500 millions}} d'années supplémentaires, pour finalement se transformer en [[géante rouge]]. Au terme de ce processus, le Soleil aura un diamètre environ {{nobr|100 fois}} supérieur à l’actuel et sera près de {{unité|2000 fois}} plus lumineux. Sa [[photosphère]] dépassera l’orbite de [[Mercure (planète)|Mercure]] et de [[Vénus (planète)|Vénus]]. La [[Terre]], si elle subsiste encore, ne sera plus qu’un désert calciné. Cette phase de géante rouge durera environ un milliard d'années, le Soleil y perdra environ un tiers de sa masse.

À la fin de sa phase de géante rouge, son cœur d'hélium sera en [[Matière dégénérée|état dégénéré]], sa température, augmentant par contraction de l'hélium produit par la couronne externe du cœur, arrivera aux environs de {{nobr|100 millions}} de kelvins, amorçant les réactions de fusion de l’hélium pour donner du carbone (voir [[réaction triple alpha]]) ainsi que de l'oxygène. Cette ignition de l'hélium sera brutale : elle produira un [[flash de l'hélium]], suivi d'un réarrangement des couches du Soleil faisant diminuer son diamètre jusqu’à ce qu’il se stabilise à une taille jusqu’à dix fois sa taille actuelle, soit d’environ {{nobr|10 millions}} de kilomètres de diamètre. Il sera devenu une sous-géante, émettant environ {{nobr|50 fois}} sa luminosité actuelle.

La période de fusion de l'hélium durera environ {{nobr|100 millions}} d'années, les noyaux d'hélium se combineront trois par trois pour former des noyaux de carbone, qui peupleront le cœur de la géante rouge, produisant un peu d'oxygène par ajout d'un noyau d'hélium supplémentaire au carbone. Durant cette phase, le Soleil deviendra plus grand et plus lumineux encore.

Enfin, lorsque l'hélium au centre du cœur sera entièrement transformé en carbone et en oxygène, il redeviendra une géante rouge, entrant dans la phase de la [[branche asymptotique des géantes]], qui durera approximativement {{nobr|20 millions}} d'années. Dans cette phase, deux couronnes de fusion prendront place en son cœur : une externe fusionnant l'hydrogène, une interne fusionnant l'hélium. Dans cette configuration, le Soleil sera très instable, les couronnes de fusion variant alternativement de puissance. Cela produira de puissantes pulsations qui finiront par souffler les couches externes. Le Soleil perdra ainsi environ la moitié de sa masse.

Le Soleil ne sera plus assez massif pour comprimer son cœur de carbone et atteindre la température de {{nobr|600 millions}} de kelvins nécessaire à la [[fusion du carbone]], produisant du néon, du sodium et du magnésium<ref>Trinh Xuan Thuan, ''Origines, la nostalgie des commencements'', Folio essais 2003, {{p.|177}}.</ref>.

La matière des couches externes sera répandue dans l’espace et donnera naissance à une [[nébuleuse planétaire]]. Celle-ci sera un nuage de gaz très chaud (plus de {{unité|10000|K}}) composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium non consommés dans les fusions, et d'un peu de carbone. Elle servira de berceau à de nouvelles étoiles. Le cœur de carbone, n'ayant plus de carburant pour fournir l'énergie nécessaire pour contrecarrer la gravité, s'effondrera sur lui-même et formera une [[naine blanche]], d’une taille comparable à celle de la Terre. La densité y sera si élevée que le cœur abritera de la ''matière électronique dégénérée''. La température en surface de la naine blanche atteindra {{unité|50000|K}} (chaleur emmagasinée lors de l'effondrement du cœur). Cette chaleur sera émise par un rayonnement de couleur blanche. La surface radiative étant extrêmement faible, la naine blanche mettra plusieurs milliards d'années à se refroidir. Quand sa température sera assez basse, son [[rayonnement thermique]] sera si faible que la naine blanche sera invisible. Elle terminera sa vie en [[naine noire]], un cadavre céleste si froid qu'il n'émet plus aucune lumière.

Ce scénario est caractéristique des étoiles de faible à moyenne masse<ref>{{en}} Richard W. Pogge, {{lien brisé |langue=en |consulté le=2015-02-02 |url=http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ |titre=New Vistas in Astronomy}}, {{langue|en|''The Once & Future Sun (lecture notes). New Vistas in Astronomy''}}, 1997 (consulté le 7 décembre 2005).</ref>{{,}}<ref>{{en}} I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer, [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1 "{{langue|en|''Our Sun. {{III}}. Present and Future''}}"], ''Astrophysical Journal'', 418 : 457, novembre 1993.</ref> ; de ~0,5 à {{unité|~4|M{{ind|<math>\odot</math>}}}}.

== Structure et fonctionnement ==
[[Fichier:Affiche du soleil.svg|redresse=1.2|vignette|gauche|Structure du Soleil en coupe.]]

Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul environ 99,854 % de la masse du [[Système solaire]]. Sa forme est presque parfaitement [[sphère|sphérique]], présentant un [[aplatissement]] aux pôles estimé à neuf millionièmes<ref>{{en}} S. Godier, J.-P. Rozelot, [http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf "{{langue|en|The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun’s subsurface}}"] {{pdf}}, ''Astronomy and Astrophysics'', {{n°|355}}, 2000, {{p.|365-374}}.</ref>, ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres.

Contrairement aux [[planète tellurique|objets telluriques]], le Soleil n'a pas de limite extérieure bien définie. La densité de ses gaz chute de manière à peu près [[décroissance exponentielle|exponentielle]] à mesure que l'on s'éloigne de son centre. Par contre, sa structure interne est bien définie.

Le [[Rayon solaire|rayon du Soleil]] est mesuré de son centre jusqu'à la [[photosphère]]. La photosphère est la couche en dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la couche la plus visible à l'œil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à {{nobr|0,7 [[rayon (géométrie)|rayon]]}} du centre.

La structure interne du Soleil n'est pas observable directement. De la même façon que la [[sismologie]] permet, par l’étude des ondes produites par les [[séisme|tremblements de terre]], de déterminer la structure interne de la [[Terre]], on utilise l'[[héliosismologie]] pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La [[simulation informatique]] est également utilisée comme outil théorique pour sonder les couches les plus profondes.

=== Noyau ===
{{Article détaillé|Noyau solaire}}

On considère que le noyau (ou cœur) du Soleil s’étend du centre à environ {{nobr|0,25 [[rayon solaire]]}}. Sa [[masse volumique]] est supérieure à {{unité|150000 kg m -3}} ({{nobr|150 fois}} celle de l’eau) et sa température approche les {{nobr|15 millions}} de [[kelvin]]s (ce qui contraste nettement avec la température de surface, qui avoisine les {{unité|5800 kelvins}}). C’est dans le cœur que se produisent les [[Fusion nucléaire|réactions thermonucléaires]] [[Réaction exothermique|exothermiques]] (fusion nucléaire) qui transforment, dans le cas du Soleil, l’[[hydrogène]] en [[hélium]] (pour les détails de ces réactions, voir l’article [[chaîne proton-proton]]).

[[Fichier:Fusion in the Sun.svg|vignette|Le Soleil tire son énergie des réactions de [[fusion nucléaire]] qui transforment, en son noyau, l’[[hydrogène]] en [[hélium]].]]

Chaque seconde, environ {{nobr|620 millions}} de [[tonne]]s d'hydrogène ({{unité|3,4 e38|[[proton]]s}} ou noyaux d’[[hydrogène]]<ref>{{Ouvrage |langue=en |nom=Phillips |prénom=K.J.H. |titre=Guide to the Sun |date=1995 |éditeur={{lang|en|[[Cambridge University Press]]}} |isbn=978-0-521-39788-9 |pages=47–53}}.</ref>{{refconf|date=mars 2023}}) sont converties en {{nobr|615,7 millions}} de tonnes d'hélium<ref name="CEA">{{Lien web |url=https://www.cea.fr/multimedia/Documents/publications/livrets-thematiques/cea_Soleil.pdf |format=pdf |titre=Le Soleil |site=[[Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives]] |consulté le= 24 mars 2014 |passage=9}}.</ref>{{,}}<ref group="note" name="Étiquette note"/>, ce qui libère une énergie correspondant à l'annihilation de {{nobr|4,26 millions}} de tonnes de matière<ref name="nssdc" /> (soit 0,7 % de la masse initiale<ref>{{Ouvrage |langue=en |nom=Shu |prénom=F.H. |date=1982 |titre=The Physical Universe: An Introduction to Astronomy |page=102 |éditeur=University Science Books |isbn=978-0-935702-05-7 |url=https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf/page/102}}.</ref>) et produit {{nobr|383 [[joule|yottajoules]]}} ({{unité|383 e24 J}}) par seconde<ref name="nssdc" />, soit l’équivalent de l’explosion de {{unité|91,5 e15 [[Équivalent en TNT|tonnes de TNT]]}}.

Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, aussi est-elle un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une [[dilatation thermique|dilatation]] du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ.

Aucune chaleur n'étant produite en dehors du cœur, toute la chaleur du reste de l’étoile en provient, l'énergie traversant de nombreuses couches jusqu’à la photosphère, avant de s’échapper dans l’espace sous forme de [[rayonnement solaire]] ou de [[vent solaire|flux de particules]].

L'énergie des [[photon]]s de haute énergie (rayons [[Rayon X|X]] et [[Rayon gamma|gamma]]) libérés lors des réactions de fusion met un temps considérable pour traverser les zones de rayonnement et de convection avant d'atteindre la surface du Soleil. On estime que le temps de transit du cœur à la surface se situe entre {{formatnum:10000}} et {{unité|170000 ans}}<ref name="NASA Sunlight">{{en}} [http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php {{langue|en|The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core.}}].</ref>.

Après avoir traversé la couche de convection et atteint la [[photosphère]], les photons s’échappent dans l’espace, en grande partie sous forme de [[lumière]]. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux qui s’échappent dans l’espace. Quelque {{unité|e38 [[neutrino solaire|neutrinos solaires]]}} sont également libérés chaque seconde par les {{unité|e38 réactions}} de fusion de la [[chaîne proton-proton]], mais contrairement aux photons, ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d’un tiers que la valeur théorique : c’était le ''problème des neutrinos solaires'', qui a été résolu en 1998 grâce à une meilleure compréhension du phénomène d’[[Oscillation des neutrinos|oscillation du neutrino]].

=== Zone radiative ===
La zone de rayonnement ou zone radiative se situe approximativement entre 0,25 et {{nobr|0,7 [[rayon solaire]]}}. La matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par le seul [[rayonnement|rayonnement thermique]]. L’hydrogène et l’hélium [[ionisation|ionisés]] émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions. Les photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l’interaction avec la matière et par le phénomène permanent d’absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit de l'énergie d’un photon du cœur à la surface se situe entre {{formatnum:10000}} et {{unité|170000 ans}}<ref name="NASA Sunlight"/>. Dans cette zone, il n’y a pas de [[Convection|convection thermique]], car bien que la matière se refroidisse en s’éloignant du cœur, le [[Gradient#Gradient de température|gradient thermique]] reste inférieur au [[gradient adiabatique]]. La température y diminue à deux millions de kelvins.

=== Zone convective ===
[[Fichier:Ganulation with Filigrees & Bright Spots (Color).png|vignette|[[Granulation solaire]].]]
{{Article détaillé|Zone de convection}}

La zone de convection ou zone convective s’étend de {{nobr|0,8 [[rayon solaire]]}} du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone radiative par une couche épaisse d’environ {{unité|3000|km}}, la [[tachocline]], qui, d’après des études récentes, pourrait être le siège de puissants [[champ magnétique|champs magnétiques]] et jouerait un rôle important dans la [[dynamo solaire]]. Dans la zone de convection, la matière n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par rayonnement : c’est donc par [[convection]], selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de {{unité|2 millions}} à {{unité|~5800 kelvins}}. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu’à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de rayonnement{{etc.}} Les gigantesques [[cellule de convection|cellules de convection]] ainsi formées sont responsables des [[granulation solaire|granulations solaires]] observables à la surface de l’astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.

=== Photosphère ===
[[Fichier:Sun920607.jpg|vignette|gauche|La [[photosphère]] vue à travers un filtre.]]

La [[photosphère]] est une partie externe de l’étoile qui produit entre autres la [[spectre visible|lumière visible]]. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 0,1 % du rayon pour les étoiles naines, soit quelques centaines de kilomètres ; à quelques dizaines de pour cent du rayon de l’étoile pour les plus géantes, ce qui leur donnerait un contour ''flou'' contrairement au Soleil aux bords nets.

La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la [[gravité de surface]] et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ {{unité|400 kilomètres}}. Sa température moyenne est de {{unité|6000 K}}. Elle permet de définir la température effective, qui pour le Soleil est de {{unité|5781 K}}. Sur l’image de la photosphère solaire on peut voir l’[[assombrissement centre-bord]], qui est une des caractéristiques de la photosphère. L’analyse du spectre de la photosphère solaire est très riche en information, en particulier sur la composition chimique du Soleil. La photosphère est maculée d'une granulation qui lui donne l'aspect d'une peau d'orange. Ce sont des sphères d'environ {{unité|1000 km}} de diamètre, composées de gaz chaud remontant vers la surface à près de {{unité|500 mètres}} par seconde, qui lui donnent cet aspect. La surface atteinte, elles irradient leur énergie et, une fois refroidies, replongent dans l'étoile. Chaque sphère de granulation dure huit minutes en moyenne.
{{clr}}

=== Atmosphère ===
La structure du Soleil au-delà de la photosphère est généralement connue sous le nom d’''atmosphère solaire''. Elle comprend trois zones principales : la [[chromosphère]], la [[couronne solaire|couronne]] et l’[[héliosphère]]. La chromosphère est séparée de la photosphère par la ''zone de température minimum'' et de la couronne par une ''zone de transition''. L’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du Système solaire où elle est limitée par l’[[héliopause]]. Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu’elle puisse être étudiée en détail par les [[télescope]]s [[spectroscopie|spectroscopiques]], l’atmosphère solaire n’est jamais aussi accessible que lors des [[Éclipse|éclipses totales de Soleil]].

[[Fichier:BBSO full-disk H-alpha 2002-07-26 153931 color.png|vignette|La [[chromosphère]] vue en [[spectroscopie|analyse spectrale]] [[Hα]].]]
==== Chromosphère ====
La ''zone de température minimum'' qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse ({{unité|~4000 kelvins}}) pour qu’on y trouve des molécules simples ([[monoxyde de carbone]], [[eau]]), détectables par leur [[spectrométrie d'absorption|spectre d’absorption]]. La [[chromosphère]] proprement dite est épaisse d’environ {{unité|2000 kilomètres}}. Sa température augmente graduellement avec l’altitude, pour atteindre un maximum de {{unité|100000 kelvins}} à son sommet. Son spectre est dominé par des [[bande spectrale|bandes]] d’émission et d’absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque {{langue|el-Latn|''chroma''}} (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu’elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil.

==== Couronne ====
[[Fichier:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|vignette|gauche|Les [[Éclipse solaire|éclipses totales de Soleil]] (ici [[Éclipse solaire du 11 août 1999|celle du {{date|11 août 1999}}]]) sont la seule occasion de visualiser directement la [[couronne solaire|couronne]] (en blanc) et la [[chromosphère]] (en rose).]]
La ''zone de transition'' entre la chromosphère et la couronne est le siège d’une élévation rapide de température, qui peut approcher {{nobr|1 million}} de kelvins. Cette élévation est liée à une [[transition de phase]] au cours de laquelle l’[[hélium]] devient totalement [[ionisation|ionisé]] sous l’effet des très hautes températures. La zone de transition n’a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme un [[halo (phénomène optique)|halo]] surplombant la chromosphère sous l’apparence de [[Spicule (astronomie)|spicules]] et de filaments. Elle est le siège d’un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l’utilisation de [[coronographie|coronographes]], elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements [[ultraviolet|ultraviolets extrêmes]] du spectre.

La couronne solaire est composée à 73 % d’hydrogène et à 25 % d’hélium. Les températures sont de l’ordre du million de degrés.

[[File:Traceimage.jpg|vignette|Exemple de [[boucle coronale]], par le télescope spatial [[TRACE]] de la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]].]]
Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la [[couronne solaire]] elle-même s’étend à partir de la zone de transition et s’évanouit progressivement dans l’espace, mêlée à l’[[héliosphère]] par les [[vent solaire|vents solaires]]. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre {{unité|1 e14 m −3}} et {{unité|1 e16 m −3}}, soit moins d’un milliardième de la densité particulaire de l’[[atmosphère terrestre]] au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les {{nobr|5 millions}} de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu’aucune théorie n’explique encore complètement cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d’un processus de [[reconnexion magnétique]].

==== Héliosphère ====
Débutant à environ {{unité|20 [[Rayon solaire|rayons solaires]]}} ({{unité|0,1 [[Unité astronomique|au]]}}) du centre du Soleil, l’[[héliosphère]] s’étend jusqu’aux confins du [[Système solaire]]. On admet qu’elle débute lorsque le flux de [[vent solaire]] devient plus rapide que les [[Onde d'Alfvén|ondes d’Alfvén]] (le flux est alors dit ''superalfvénique'') : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière n’ont pas d’influence sur la structure de la couronne solaire, car l’information ne peut se déplacer qu’à la vitesse des [[Onde d'Alfvén|ondes d’Alfvén]]. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l’héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d’une [[spirale de Parker]] jusqu’à sa rencontre avec l’[[héliopause]], à plus de {{unité|50 au}} du Soleil. Le {{date|25|août|2012}}, [[Programme Voyager|{{nobr|{{langue|en|Voyager}} 1}}]] est devenue la première sonde à franchir l’héliopause<ref>{{Lien web|langue=anglais|titre=Voyager|url=https://voyager.jpl.nasa.gov/mission/timeline/#event-the-first-human-made-object-in-interstellar-space|site=nasa.gov|périodique=|date=|consulté le=}}.</ref>. Chacune des deux sondes {{langue|en|Voyager}} a détecté d’importants niveaux énergétiques à l’approche de cette frontière<ref>{{en}} European Space Agency ({{date|15 mars 2005}}). [http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394 {{langue|en|The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass}}]. Consulté le {{date|22 mars 2006}}.</ref>.

== Activité solaire ==
=== Champ magnétique solaire ===
{{Article connexe|Dynamo solaire}}
[[Fichier:Heliospheric-current-sheet.gif|vignette|gauche|[[Spirale de Parker]], vue d’artiste du champ magnétique solaire.]]
Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Le soleil étant une boule de [[gaz]] et de [[physique des plasmas|plasma]], sa rotation n'est pas contrainte à une rotation solide. On peut ainsi observer une rotation différentielle selon la latitude. Cela signifie que la surface du Soleil tourne à une vitesse différente autour de son axe selon la latitude. Cette rotation est plus rapide à l'équateur qu'aux pôles. Différents effets [[magnétohydrodynamique]]s régissent cette rotation différentielle, mais il n'y a {{quand|pas encore}} de consensus parmi les scientifiques pour expliquer la cause de cette rotation.

On appelle [[cycle solaire]] l'alternance de minima et de maxima d'activité solaire (apparition de taches solaires, intensité et complexité du champ magnétique). Le cycle solaire reste inexpliqué {{quand|aujourd'hui}}. On évoque certains modèles de [[dynamo]] pour y apporter des explications, mais aucun modèle auto-consistant n'est aujourd'hui capable de reproduire les cycles solaires.

Le [[vent solaire]] est un flux de particules issu de la [[couronne solaire]] en expansion. Une partie des particules de la couronne solaire possède une vitesse thermique suffisamment élevée pour dépasser la vitesse de libération gravitationnelle du Soleil. Elles quittent alors la couronne, en se dirigeant radialement dans l'espace interplanétaire. En raison du [[Théorème d'Alfvén|théorème du gel]] qui régit le comportement des plasmas très peu [[Résistivité|résistifs]] ([[magnétohydrodynamique]] idéale), comme dans la couronne, où le [[nombre de Reynolds magnétique]] est très élevé, le plasma (la matière) entraîne avec lui le champ magnétique. C'est ainsi que le vent solaire est muni d'un champ magnétique initialement radial. À partir de la distance d'Alfven, qui décrit l'équilibre des forces entre la réaction à la courbure des lignes de champs et le moment angulaire dû à la rotation du Soleil, le champ se courbe. Cette courbure est due à la rotation du Soleil. Il existe une analogie avec un arroseur rotatif produisant des jets d'eau dont les figures forment des spirales. Dans le cas du Soleil, cette spirale s'appelle [[spirale de Parker]], du nom de celui qui l'a prédite dans les années 1950<ref>{{en}} R. Schwenn, E. Marsch, ''Physics of the Inner Heliosphere'', Springer-Verlag, 1990.</ref>.

Ce vent de particules et ce champ magnétique spiralé est le support de l'influence du Soleil autour du Système solaire. C'est ainsi qu'est définie l'[[héliosphère]].

=== Taches solaires ===
[[File:NASA's SDO Observes Largest Sunspot of the Solar Cycle (15430820129).jpg|vignette|[[Tache solaire]] observées par le [[Goddard Space Flight Center]] de la [[NASA]].]]
{{article détaillé|Tache solaire|Cycle solaire}}

Bien que tous les détails sur la genèse des taches solaires ne soient pas encore élucidés, il a été démontré (par l’observation de l’[[effet Zeeman]]) qu’elles sont la résultante d’une intense [[champ magnétique|activité magnétique]] au sein de la zone de convection. Le champ magnétique, qui en est issu, freine la [[convection]] et limite l’apport thermique en surface à la [[photosphère]], le [[État plasma|plasma]] de la surface se refroidit et se contracte.

[[Fichier:Vectb.jpg|vignette|gauche|Le [[champ magnétique]] au niveau d’un groupe de [[cycle solaire|taches froides]] de la photosphère solaire (intensité exprimée en Gauss). Les niveaux de couleur décrivent la composante du champ magnétique le long de la ligne de visée. Les traits blancs illustrent la composante du champ perpendiculaire à la ligne de visée. Image obtenue à partir d’observations du [[télescope]] solaire THEMIS<ref>{{en}} [http://www.themis.iac.es/ Page officielle du télescope THEMIS].</ref> et traitée par {{nobr|BASS 2000}}<ref>[http://bass2000.bagn.obs-mip.fr/ Page officielle de la base de données solaires {{nobr|BASS 2000}}].</ref>.]]
Les taches solaires sont des dépressions à la surface solaire. Elles sont ainsi moins chaudes de {{unité|1500 à 2000 kelvins}} que les régions voisines, ce qui suffit à expliquer pourquoi elles apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosphère. Cependant, si elles étaient isolées du reste de la photosphère, les taches solaires, où règne malgré tout une température proche des {{unité|4000 kelvins}}, sembleraient dix fois plus brillantes que la pleine lune.

La sonde spatiale [[SoHO]] a permis de démontrer que les taches solaires répondent à un mécanisme proche de celui des [[cyclone tropical|cyclones]] sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d’ombre centrale (environ {{unité|4000 kelvins}}) et la zone de pénombre périphérique (environ {{unité|4700 kelvins}}). Le diamètre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois supérieur à celui de la Terre. En période d’activité, il est parfois possible de les observer à l’œil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée.

[[File:New-non-inv-large.gif|vignette|Taches solaires observées par un [[télescope solaire]]. ]]
La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour mesurer l’activité solaire et prédire ses répercussions terrestres. Une tache solaire a une durée de vie moyenne de deux semaines. Au {{s-|XIX}}, l’astronome allemand [[Heinrich Schwabe]] fut le premier à tenir une cartographie méthodique des taches solaires, ce qui lui permit de mettre en évidence une périodicité temporelle de leurs occurrences. L'ensemble des mesures réalisées indique un cycle principal dont la [[phénomène périodique|période]] varie entre neuf et treize ans (11,2 ans en moyenne statistique). Dans chaque période apparait un maximum d’activité (où les taches se multiplient) et un minimum d’activité. {{quand|Le dernier maximum d’activité a été enregistré en 2001, avec un groupe de taches particulièrement marqué (image)<ref>{{en}} [http://www.sec.noaa.gov/SolarCycle/ Le cycle solaire actuel], sec.noaa.gov.</ref>}}.

=== Éruptions solaires ===

{{Article détaillé|Éruption solaire|Sursaut solaire}}
Une éruption solaire ou tempête solaire est un événement primordial de l'activité du Soleil. La variation du nombre d'éruptions solaires permet de définir un [[cycle solaire]] d'une période moyenne de 11,2 ans. Les éruptions solaires suivent trois stades, chacun d'eux pouvant durer de quelques secondes à quelques heures selon l'intensité de l'éruption.

<gallery mode="packed" caption="">
Fichier:GOES East Spied Large Solar Flare (NESDIS 2022-02-18).gif|[[Éruption solaire]], par [[Geostationary Operational Environmental Satellite|GOES]] (2022)
A Huge Solar Filaments Erupts.gif|[[Éjection de masse coronale]], par le [[Goddard Space Flight Center|GSFC]] de la [[NASA]] et l'[[Agence spatiale européenne|ESA]] (2010)
Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31 (cropped).jpg|Éruption de [[filament solaire]], par le [[Goddard Space Flight Center]] de la [[NASA]] (2012)
Solar Orbiter ESA20813950.jpg|Image d'observation d'[[éruption solaire]] par [[Solar Orbiter]] de l'[[Agence spatiale européenne|ESA]] (2019)
</gallery>

=== Effets terrestres de l’activité solaire ===
{{article détaillé|Météorologie de l'espace}}
[[Fichier:Northern Lights, Greenland.jpg|left|vignette|Les [[Aurore polaire|aurores polaires]] sont une manifestation spectaculaire de l’activité solaire.]]

Les effets terrestres de l’activité solaire sont multiples, le plus spectaculaire étant le phénomène des [[aurore polaire|aurores polaires]] (également appelées aurores boréales dans l’hémisphère Nord et aurores australes dans l’hémisphère Sud). Une prévision de l'activité solaire est particulièrement importante en vue des missions spatiales. Une méthode reposant sur des relations entre plusieurs périodes consécutives a été établie par Wolfgang Gleissberg.

La [[Terre]] possède une [[magnétosphère]] qui la protège des [[vent solaire|vents solaires]], mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils déforment la magnétosphère et des particules solaires ionisées la traversent en suivant les [[Champ magnétique terrestre|lignes de champs]]. Ces particules [[Ionisation|ionisent]] et excitent les particules de la haute atmosphère. Le résultat de ces réactions est la création de nuages ionisés qui reflètent les [[onde]]s radios et l’émission de lumière visible par les atomes et molécules excités dans les aurores polaires.

Les vents solaires peuvent également perturber les moyens de communication et de navigation utilisant des satellites. En effet, les [[Satellite artificiel|satellites]] à basse altitude peuvent être endommagés par l’ionisation de l’[[ionosphère]].

== Système solaire ==
[[File:Planets2013.svg|vignette|Représentation d'artiste du [[Système solaire]].]]
[[Fichier:Planets and sun size comparison.jpg|vignette|Rapport de taille entre le Soleil et les planètes du [[Système solaire]].]]
{{Article détaillé|Système solaire}}

À lui seul, le Soleil représente environ 99,854 % de la masse totale du [[Système solaire]], les 0,146 % restants incluant les [[planète]]s (surtout [[Jupiter (planète)|Jupiter]]), les [[comète]]s et les [[astéroïde]]s.

{| border="1" cellspacing="0" class="wikitable centre" width="500"
|+ Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes
| width=120|[[Mercure (planète)|Mercure]] ||width=120| {{formatnum:6023600}}
| width=120|[[Jupiter (planète)|Jupiter]] ||width=120| {{formatnum:1047}}
|-
| [[Vénus (planète)|Vénus]] || {{formatnum:408523}}
| [[Saturne (planète)|Saturne]] || {{formatnum:3498}}
|-
| [[Terre]] et [[Lune]] || {{formatnum:328900}}
| [[Uranus (planète)|Uranus]] || {{formatnum:22869}}
|-
| [[Mars (planète)|Mars]] || {{formatnum:3098710}}
| [[Neptune (planète)|Neptune]] || {{formatnum:19314}}
|}

== Soleil et humanité ==
=== Grandes dates ===
{{Article détaillé|Mythe solaire}}
La plus ancienne éclipse solaire répertoriée date de 1223 {{Av JC}}<ref>[[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] (Goddard Space Flight Center), [http://eclipse.gsfc.nasa.gov/5MCSEmap/-1299--1200/-1222-03-05.gif Éclipse solaire du 5 mars -1222].</ref>, elle est représentée sur une [[tablette d'argile]] dans la cité d’[[Ougarit]] (aujourd’hui en [[Syrie]]). Vers 800 {{Av JC}}, a eu lieu la première observation plausible d’une tache solaire en [[Chine]]. Environ {{nobr|400 ans}} après, les premières civilisations pensaient que la Terre était plate et que le Soleil était un dieu.

Le philosophe grec [[Anaxagore]] avance l’idée que le Soleil est un corps grand, éloigné de la Terre. Il estime son rayon à {{unité|56 km}}. Ses idées vont à l’encontre des croyances de son temps, ce qui lui vaut d’être menacé puis finalement exilé d’[[Athènes]].

La première tentative de calcul mathématique de la distance Terre-Soleil est faite en 250 {{Av JC}}, par [[Aristarque de Samos]]. [[Claude Ptolémée]] déclare en 150 {{ap JC}}, que la Terre est un corps stationnaire au centre de l’Univers. Selon lui, ce sont le Soleil, la Lune et les autres planètes qui tournent autour de la Terre.

Plus proche de notre époque, en 1543 (''[[Des révolutions des sphères célestes]]''), [[Nicolas Copernic|Copernic]] présente son [[Héliocentrisme|modèle d’Univers]] dans lequel le Soleil est au centre et les planètes tournent autour de lui.

En 1610, [[Christoph Scheiner|Scheiner]] et [[Galilée (savant)|Galilée]] observent indépendamment les taches solaires avec leurs lunettes astronomiques.

[[File:Cadran solaire à Genève 2.jpg|vignette|gauche|[[Cadran solaire]] Gübelin de [[Genève]] ([[Suisse]]).]]
Peu de temps après, en 1644, [[René Descartes|Descartes]] énonce une théorie selon laquelle le Soleil est une étoile parmi bien d’autres. Entre 1645 et 1715, se trouve la période durant laquelle on observa peu de taches solaires ; on appelle cette période « le [[minimum de Maunder]] ».

L’astronome français [[Pierre-Simon de Laplace]] énonce en 1796, l’hypothèse de la nébuleuse selon laquelle le Soleil et le Système solaire sont nés de l’effondrement gravitationnel d’un grand nuage de gaz diffus.

En 1811, le physicien et astronome français [[François Arago]] établit la nature gazeuse de la surface du Soleil, en montrant que la lumière émise depuis celle-ci n'est pas polarisée<ref>{{Ouvrage|langue=fr|prénom1=James|nom1=Lequeux|titre=François Arago, un savant généreux|sous-titre=Physique et astronomie au {{s-|XIX}}|lieu=Les Ulis/Paris/l'Observatoire de Paris|éditeur=[[EDP Sciences]]|année=2008|pages totales=523|passage=284|isbn=978-2-86883-999-2}}.</ref>.

En 1845, la première image du Soleil est prise par les physiciens français [[Hippolyte Fizeau]] et [[Léon Foucault]]. La première relation entre l’activité solaire et géomagnétique a lieu en 1852 (première observation en 1859 par l’astronome amateur [[Richard Carrington]]).

L’observation de l'éclipse solaire totale de 1860<ref>[http://eclipse.gsfc.nasa.gov/5MCSEmap/1801-1900/1860-07-18.gif Éclipse solaire du 18 juillet 1860], Goddard Space Flight Center, [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]].</ref> permet le premier enregistrement d’une éjection de masse coronale.

En 1908 a lieu le premier enregistrement des champs magnétiques des taches solaires par l’astronome américain [[George Ellery Hale]]. Onze ans après, en 1919, les lois de la polarité de Hale fournissent une preuve du [[Cycle solaire|cycle magnétique solaire]]. En 1942 est observée pour la première fois une émission d’ondes radio solaires, puis en 1946 a lieu la première observation de rayons [[ultraviolet]]s (UV) solaires à l’aide d’une fusée sonde, et la température de la couronne est évaluée à deux millions de [[Degré Celsius|degrés Celsius]], à l’aide des [[Raie spectrale|raies spectrales]]. La première observation des {{lnobr|Rayon X|rayons X}} solaires à l’aide d’une fusée sonde date de 1949. En 1954, on s’aperçoit que l’intensité des rayons provenant du Soleil varie sur un cycle solaire de {{unité|11 ans}}. Une observation massive de taches solaires est réalisée en 1956. Le [[vent solaire]] est observé pour la première fois en 1963, par la sonde ''[[Mariner 2]]''. En 1973 et 1974, [[Skylab|''{{langue|en|Skylab}}'']] observe le Soleil et découvre les [[Trou coronal|trous coronaux]]. En 1982 a lieu la première observation des [[neutron]]s d’une [[tache solaire]] par le [[Satellite artificiel|satellite]] [[Solar Maximum Mission|''{{langue|en|Solar Maximum Mission}}'']] (SMM). En 1994 et 1995, [[Ulysses (sonde spatiale)|''Ulysses'']] (sonde lancée par la navette [[Discovery (navette spatiale)|''{{langue|en|Discovery}}'']] en 1990) survole les régions polaires du Soleil.

=== Histoire des théories et de l'observation ===
[[Fichier:Heliocentric.jpg|vignette|Rompant avec le [[géocentrisme]], [[Nicolas Copernic|Copernic]] proposa la théorie [[héliocentrisme|héliocentrique]] qui plaçait le Soleil au centre de l’Univers.<br />[[Galileo Galilei|Galilée]] et [[Johannes Kepler|Kepler]] approfondirent ses travaux.]]
Vu de la Terre, le Soleil semble tourner autour de la Terre, phénomène d'illusion à l'origine de la théorie antique du [[géocentrisme]] de l'histoire des sciences, entre autres défendue par [[Platon]], [[Aristote]] et [[Ptolémée]]. Le [[philosophie|philosophe]] [[Grèce antique|grec]] [[Anaxagore]] ({{-s-|V}}) fut un des premiers occidentaux à proposer une théorie scientifique sur le Soleil, avançant qu’il s’agissait d’une masse incandescente plus grande que le [[Péloponnèse]] et non le [[char solaire]] d’[[Hélios]]. Cette audace lui valut d’être emprisonné et condamné à mort pour athéisme, même s’il fut plus tard libéré grâce à l’intervention de [[Périclès]]. Pour le philosophe [[Théophraste]] ({{-s-|III}}), le Soleil est fait de petites particules de feu, rassemblées du fait de l'exhalation humide ; en s'agglomérant, elles constituent le soleil<ref>{{Ouvrage|auteur1=Geoffrey Stephen Kirk|auteur2=John Earle Raven|auteur3=Malcolm Schofield|titre=Les philosophes présocratiques|sous-titre=une histoire critique avec un choix de textes|éditeur=|année=1995|passage=183|isbn=|lire en ligne=https://books.google.fr/books?id=8bnn1AG4pAkC&pg=PA183|partie=Concepts physiques}}.</ref>.

[[File:PlanetaireCopernicFortin.JPG|vignette|gauche|[[Planétaire]] de la [[révolution copernicienne]] de [[Nicolas Copernic|Copernic]] (1773).]]
Au {{s-|XVI}}, [[Nicolas Copernic|Copernic]] est à l'origine de la [[révolution copernicienne]], avec sa théorie de [[Orbite de la Terre|Terre tournait autour du Soleil]] (contre celle du [[géocentrisme]] antique) renouant par là avec l’hypothèse formulée par Aristarque de Samos au {{-s-|III}} Au début du {{s-|XVII}}, [[Galileo Galilei|Galilée]] inaugura l’observation [[télescope|télescopique]] du Soleil et observa les [[cycle solaire|taches solaires]], se doutant qu’elles se situaient à la surface de l’astre et qu’il ne s’agissait pas d’objets passant entre le Soleil et la Terre<ref>{{en}} [http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml Galileo Galilei (1564 - 1642)]. BBC. Consulté le 22 mars 2006.</ref> ; il affirmait ainsi que le Soleil n'était ni parfait ni immuable, ce qui contribua à ses graves ennuis avec les autorités ecclésiastiques. Près de cent ans plus tard, [[Isaac Newton|Newton]] décomposa la lumière solaire au moyen d’un [[prisme (optique)|prisme]], révélant le spectre visible<ref>{{en}} [http://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml Sir Isaac Newton (1643 - 1727)]. BBC. Consulté le 22 mars 2006.</ref>, tandis qu’en 1800 [[William Herschel]] découvrit les rayons [[infrarouge]]s<ref>{{en}} [http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html {{langue|en|Herschel Discovers Infrared Light}}]. {{langue|en|Cool Cosmos}}. Consulté le 22 mars 2006.</ref>. Le {{s-|XIX}} vit des avancées considérables, en particulier dans le domaine de l’observation [[spectroscopie|spectroscopique]] du Soleil sous l’impulsion de [[Joseph von Fraunhofer]], qui observa les [[Raie spectrale|raies d’absorption]] du spectre solaire, auxquelles il donna son nom.

La source de l’énergie solaire fut la principale énigme des premières années de l’ère scientifique moderne. Dans un premier temps plusieurs théories furent proposées, mais aucune ne s’avéra vraiment satisfaisante. [[William Thomson (Lord Kelvin)|Lord Kelvin]] proposa un modèle suggérant que le Soleil était un corps liquide qui se refroidissait graduellement en rayonnant à partir d’une réserve de chaleur stockée en son centre<ref>{{en}} [http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html Thomson, Sir William (1862). "{{langue|en|On the Age of the Sun’s Heat}}"]. {{langue|en|Macmillan’s {{nobr|Magazine 5}}}}, p.288-293.</ref>. Kelvin et [[Hermann Ludwig von Helmholtz|Helmholtz]] tentèrent d’expliquer la production d’énergie solaire par la théorie connue sous le nom de [[mécanisme de Kelvin-Helmholtz]]. Cependant, l’âge estimé du Soleil d’après ce mécanisme n’excédait pas 20 millions d’années, ce qui était très inférieur à ce que laissait supposer la [[géologie]]<ref group=note>Cette théorie s’applique fort bien, par exemple, à Jupiter.</ref>. En 1890, [[Joseph Norman Lockyer]], le découvreur de l’[[hélium]], proposa une théorie [[météorite|météoritique]] sur la formation et l’évolution du Soleil<ref>{{en}} Lockyer, Joseph Norman (1890). [http://adsabs.harvard.edu/abs/1890QB981.L78...... {{langue|en|The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems}}]. {{langue|en|London and New York : Macmillan and Co.}}.</ref>.

[[File:Full Sunburst over Earth.JPG|vignette|La Terre et le Soleil vus depuis la [[navette spatiale]] [[Endeavour (navette spatiale)|Endeavour]] (2008).]]
Il fallut attendre 1904 et les travaux d’[[Ernest Rutherford]] pour qu’enfin une hypothèse plausible soit offerte. Rutherford supposa que l’énergie était produite et entretenue par une source de chaleur interne et que la [[radioactivité]] était à la source de cette énergie<ref>{{en}} Darden, Lindley (1998). [http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ {{langue|en|The Nature of Scientific Inquiry.}}].</ref>. En démontrant la relation entre la masse et l’énergie ([[E=mc2|E=mc{{2}}]]), [[Albert Einstein]] apporta un élément essentiel à la compréhension du générateur d’énergie solaire. En 1920, [[Jean Perrin]], suivi par Sir [[Arthur Eddington]] proposèrent la théorie selon laquelle le centre du Soleil était le siège de [[pression]]s et de [[température]]s extrêmes, permettant des réactions de [[fusion nucléaire]] qui transformaient l’[[hydrogène]] en [[hélium]], libérant de l’énergie proportionnellement à une diminution de la masse<ref>[http://www.cnrs.fr/cw/dossiers/dosbig/decouv/xchrono/etoiles/niv1_1.htm CNRS : Naissance, vie et mort des étoiles].</ref>. La prépondérance de l’hydrogène dans le soleil fut confirmée en 1925 par [[Cecilia Payne-Gaposchkin]]. Ce modèle théorique fut complété dans les années 1930 par les travaux des [[astrophysique|astrophysiciens]] [[Subrahmanyan Chandrasekhar]], [[Hans Bethe]] et [[Carl Friedrich von Weizsäcker|Carl von Weizsäcker]], qui décrivirent en détail les deux principales réactions nucléaires productrices d’énergie au cœur du Soleil<ref>{{en}} H. Bethe, "{{langue|en|On the Formation of Deuterons by Proton Combination}}", ''{{langue|en|Physical Review}}'', 54, 1938, p. 862-862.</ref>{{,}}<ref>{{en}} H. Bethe, "{{langue|en|Energy Production in Stars}}", ''{{langue|en|Physical Review}}'', 55, 1939, p. 434-456.</ref>. Pour finir, en 1957, un article intitulé ''Synthèse des éléments dans les étoiles''<ref>{{en}} E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge, William A. Fowler et F. Hoyle, "[[bibcode:1957RvMP...29..547B|{{langue|en|Synthesis of the Elements in Stars}}]]", ''{{langue|en|Reviews of Modern Physics}}'', 29 (4), 1957, p. 547-650.</ref> apporta la démonstration définitive que la plupart des [[Élément chimique|éléments]] rencontrés dans l’[[Univers]] se sont formés sous l’effet de réactions nucléaires au cœur d’étoiles telles que le Soleil, ce qu'on appelle la [[nucléosynthèse stellaire]].

=== Missions spatiales solaires ===
[[File:Pioneer program.gif|vignette|gauche|[[Programme Pioneer]] des années 1960.]]
Les premières sondes conçues pour observer le Soleil depuis l’espace interplanétaire furent lancées par la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] entre 1959 et 1968 : ce furent les missions ''{{nobr|[[Programme Pioneer|{{langue|en|Pioneer}}]] 5}}'', ''6', ''7', ''8'' et ''9''. En orbite autour du Soleil à une distance similaire à celle de l’orbite terrestre, elles permirent les premières analyses détaillées du [[vent solaire]] et du champ magnétique solaire. {{nobr|''{{langue|en|Pioneer}} 9''}} resta opérationnelle particulièrement longtemps et envoya des informations jusqu’en 1987<ref>{{en}} [http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm Pioneer 6-7-8-9-E.], Encyclopedia Astronautica, sur astronautix.com (consulté le 22 mars 2006).</ref>.

[[File:Skylab Program Patch.png|vignette|Station [[Skylab]] (1973).]] 
Dans les années 1970, deux missions apportèrent aux scientifiques des informations capitales sur le vent solaire et la couronne solaire. La sonde [[Allemagne|germano]]-[[États-Unis|américaine]] ''[[Sonde Helios|{{nobr|Helios 1}}]]'' étudia le vent solaire depuis la [[périhélie]] d’une orbite plus petite que celle de [[Mercure (planète)|Mercure]]. La station américaine {{langue|en|''[[Skylab]]''}}, lancée en 1973, comportait un module d’observation solaire baptisé {{langue|en|''{{lang|en|Apollo Telescope Mount}}''}} et commandé par les [[spationaute]]s embarqués dans la station. ''{{langue|en|Skylab}}'' fit les premières observations de la zone de transition entre la chromosphère et la couronne et des émissions ultraviolettes de la couronne solaire. La mission permit également les premières observations d’[[Éjection de masse coronale|éjections de masse coronale]] et de [[Trou coronal|trous coronaux]], phénomènes dont on sait aujourd’hui qu’ils sont intimement liés au vent solaire.

[[Fichier:Smm.jpg|vignette|gauche|Vue d’artiste du satellite ''[[Solar Maximum Mission|SolarMax]]''. Il observa la couronne solaire et les taches solaires de 1984 à 1989.]]
En 1980 la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] lança le satellite {{langue|en|''[[Solar Maximum Mission]]''}} (plus connu sous le nom de ''SolarMax''), conçu pour l’observation des rayons [[Rayon gamma|gamma]], [[Rayon X|X]] et [[ultraviolet]]s émis par les [[Éruption solaire|éruptions solaires]] dans les périodes de forte [[activité solaire]]. Quelques mois après son lancement, un dysfonctionnement électronique plaça le satellite en mode {{langue|en|''standby''}}, et l’appareil resta inactif les trois années suivantes. En 1984 toutefois, la mission ''STS-41-C'' du programme ''[[Navette spatiale Challenger|{{langue|en|Space Shuttle Challenger}}]]'' intercepta le satellite et permit de le réparer. ''SolarMax'' put alors réaliser des milliers d’observations de la [[couronne solaire]] et des [[cycle solaire|taches solaires]] jusqu’à sa destruction en {{date|juin 1989}}<ref>{{en}} St. Cyr, Chris ; Joan Burkepile (1998). {{lien brisé|consulté le=2 février 2015|url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html|titre={{langue|en|Solar Maximum Mission Overview}}}} (consulté le {{date|22|mars|2006}}).</ref>.

[[File:Solar Probe Plus spacecraft on approach to the sun.jpg|vignette|Sonde spatiale japonaise [[Yohkoh|Solar-A]] (1991).]]
Le satellite [[japon]]ais ''[[Yohkoh]]'' (''Rayon de Soleil''), lancé en 1991, observa les [[Éruption solaire|éruptions solaires]] aux [[longueur d'onde|longueurs d’onde]] des rayons X. Les données rapportées par la mission permirent aux scientifiques d’identifier différents types d’éruptions, et démontra que la couronne au-delà des régions de pics d’activité était bien plus dynamique et active qu’on l’avait supposé auparavant. ''Yohkoh'' suivit un [[cycle solaire]] entier mais tomba en panne à la suite d’une éclipse annulaire de Soleil le {{date|14|décembre|2001}}. Il fut détruit en rentrant dans l’atmosphère en 2005<ref>{{en}} {{langue|en|Japan Aerospace Exploration Agency}} (2005). [http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html {{langue|en|Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth’s Atmosphere}}]. Consulté le {{date|22|mars|2006}}.</ref>.

[[File:SOHO ESA350759.jpg|vignette|gauche|Mission solaire ''[[SoHO]]'', de l’[[Agence spatiale européenne]] et de la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] (1995).]] 
Une des plus importantes missions solaires à ce jour est ''[[SoHO|{{langue|en|Solar and Heliospheric Observatory}}]]'' ou ''SoHO'', lancée conjointement par l’[[Agence spatiale européenne]] et la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] le {{date|2|décembre|1995}}. Prévue au départ pour deux ans, la mission ''SoHO'' est toujours active en 2020<ref>{{Lien web |langue=en |titre=Happy 22nd Birthday! (December 2, 2017) |url=https://soho.nascom.nasa.gov/pickoftheweek/ |site=NASA/ESA |consulté le=19 janvier 2018}}.</ref>. Elle s’est avérée si performante qu’une mission de prolongement baptisée [[Observatoire de la dynamique solaire|{{langue|en| ''Solar Dynamics Observatory''}}]] est lancée en 2010. Localisée au {{pla|1|lien|txt=}} entre la Terre et le Soleil (auquel la force d’attraction de ces deux corps célestes est égale), ''SoHO'' envoie en permanence des images du Soleil à différentes longueurs d’onde. En plus de cette observation directe du Soleil, ''SoHO'' a permis la découverte d’un grand nombre de [[comète]]s, principalement de très petites comètes effleurant le Soleil et détruites lors de leur passage, les [[comète rasante|comètes rasantes]]<ref>{{en}} [http://sungrazer.nrl.navy.mil/ {{langue|en|SoHO Comets}}] (consulté le {{date|25|avril|2009}}).</ref>.

[[File:Ulysses - artist rendering - b02.jpg|vignette|La sonde ''[[Ulysses (sonde)|Ulysses]]'' (1990).]]
Toutes les observations enregistrées par ces satellites sont prises depuis le plan de l’[[écliptique]]. En conséquence, ils n’ont pu observer en détail que les seules régions équatoriales du Soleil. En 1990 cependant, la sonde ''[[Ulysses (sonde)|Ulysses]]'' a été lancée pour étudier les régions polaires du Soleil. Elle fit d’abord route vers [[Jupiter (planète)|Jupiter]] et utilisa son [[assistance gravitationnelle]] pour se séparer du plan de l’écliptique. Par chance elle fut idéalement placée pour observer, en {{date|juillet 1994}}, la collision entre la [[comète Shoemaker-Levy 9]] et Jupiter. Une fois sur l’orbite prévue, ''Ulysses'' étudia le vent solaire et la force du champ magnétique à des [[latitude]]s solaires élevées, découvrant que le vent solaire aux pôles était plus lent que prévu ({{unité|750|km||s|-1}} environ) et que d’importantes ondes magnétiques en émergeaient, participant à la dispersion des [[Rayon cosmique|rayons cosmiques]]<ref>{{en}} [http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html {{langue|en|Ulysses — Science — Primary Mission Results. NASA}}] (consulté le {{date|22|mars|2006}}).</ref>.

[[File:Genesis Spacecraft in Collection Phase During Solar Winds D2001 0712 S2.jpg|vignette|gauche|Mission ''[[Genesis (sonde spatiale)|Genesis]]'' de la [[NASA]] (2001).]]
La mission ''[[Genesis (sonde spatiale)|Genesis]]'' fut lancée par la NASA en 2001 dans le but de capturer des parcelles de vent solaire afin d’obtenir une mesure directe de la composition de la matière solaire. Elle fut sévèrement endommagée lors de son retour sur Terre, le {{date|10|septembre|2004}}, mais une partie des prélèvements a pu être sauvée et est en cours d’analyse.

[[File:NASA Satellite STEREO (5422213880).jpg|vignette|Mission [[STEREO]] de la [[NASA]] (2005).]] 
La mission [[STEREO]] ({{langue|en|''Solar TErrestrial RElation Observatories''}}) lancée le {{date|25|octobre|2005}} par la NASA a permis pour la première fois l’observation tridimensionnelle du Soleil depuis l’espace. Composée de deux satellites quasiment identiques, cette mission doit permettre une meilleure compréhension des relations Soleil-Terre, en particulier en permettant l’observation des CME (Éjections de Masse Coronale) jusqu’à l’environnement électromagnétique terrestre.

[[File:Solar Probe Plus spacecraft on approach to the sun.jpg|vignette|gauche|Sonde [[Parker (sonde spatiale)|Parker]] (2018).]]
La sonde [[Hinode (satellite)|''Hinode'']], lancée en septembre 2006, confirme la présence d'ondes magnétiques dans la chromosphère et la couronne solaire ainsi que [[Onde d'Alfvén|d'ondes d’Alfvén]] responsables de l'accroissement considérable de la température entre la chromosphère (4000 à 8000 kelvins) et la couronne (un à deux millions de degrés)<ref>{{Lien web |langue=fr |titre=Soleil: une partie du voile se lève |url=https://www.sciencesetavenir.fr/espace/soleil-une-partie-du-voile-se-leve_31603 |site=Sciences et Avenir |consulté le=2020-10-09}}.</ref>.

[[File:Lagrange mission ESA414888.png|vignette|Mission [[Vigil (mission spatiale)|Vigil]], de l'[[Agence spatiale européenne]] (vers 2031).]]
La [[Parker (sonde spatiale)|sonde Parker]] lancée le {{date|12|août|2018}} vise à étudier la couronne solaire, partie extérieure de l'atmosphère du Soleil qui s'étend jusqu'à plusieurs millions de kilomètres de l'astre.

La future mission de météorologie spatiale [[Vigil (mission spatiale)|Vigil]], de l'[[Agence spatiale européenne]], est prévue vers 2031.

=== Observation du Soleil et dangers pour l’œil ===
{{Article détaillé|Observation du Soleil}}
==== Observation à l’œil nu ====
{{ancre|Observation à l'œil nu|Observation à l’oeil nu|Observation à l'oeil nu}}<!-- ne pas modifier ces ancres, celles-ci permettent d’éviter certains pépins potentiels avec les liens internes -->
[[Fichier:Blue and white (5771788878).jpg|vignette|gauche|Le Soleil vu de la Terre.]]
Regarder le Soleil à l’[[œil nu]], même brièvement, est douloureux et même dangereux pour les yeux.

Un coup d’œil vers le Soleil entraîne des [[cécité]]s partielles et temporaires (taches sombres dans la vision). Lors de cette action, environ quatre milliwatts de lumière frappent la [[rétine]], la chauffant un peu, et éventuellement la détériorant. La [[cornée]] peut également être atteinte.

L’exposition générale à la lumière solaire peut aussi être un danger. En effet, au fil des années, l’exposition aux [[Ultraviolet|UV]] jaunit le [[cristallin]] ou réduit sa transparence et peut contribuer à la formation de [[Cataracte (maladie)|cataractes]].
{{clr}}
==== Observation avec un dispositif optique ====
[[Fichier:Solar Outreach Events in Schools Kosovo-wide.jpg|vignette|Exemple des [[télescope solaire]] à [[filtre (optique)|filtre optique]] solaire amateur.]]
Regarder le Soleil à travers les dispositifs optiques grossissants — par exemple des [[jumelles]], un téléobjectif, une lunette astronomique ou un [[télescope solaire]] — dépourvus de [[filtre (optique)|filtre]] adapté (filtre solaire) est extrêmement dangereux et peut provoquer des dommages irréparables à la rétine, au cristallin et à la cornée.

Avec des jumelles, environ {{nobr|500 fois}} plus d’énergie frappe la rétine, ce qui peut détruire les cellules rétinales quasiment instantanément et entrainer une cécité permanente.

Une méthode pour regarder sans danger le Soleil est de projeter son image sur un écran en utilisant une [[lunette astronomique]] avec [[oculaire]] amovible (les autres types de télescopes peuvent être détériorés par ce traitement).

Les filtres utilisés pour observer le Soleil doivent être spécialement fabriqués pour cet usage. Certains filtres laissent passer les [[Ultraviolet|UV]] ou [[infrarouge]]s, ce qui peut blesser l’œil. Les filtres doivent être placés sur la lentille de l’objectif ou l’ouverture, mais jamais sur l’oculaire car ses propres filtres peuvent se briser sous l’action de la chaleur.

Les films photographiques surexposés {{incise|et donc noirs}} ne sont pas suffisants pour observer le Soleil en toute sécurité car ils laissent passer trop d’infrarouges. Il est recommandé d’utiliser des lunettes spéciales en [[Mylar]], matière plastique noire qui ne laisse passer qu’une très faible fraction (1/{{formatnum:100000}}) de la lumière.

==== Éclipses ====
[[File:2024 April 8 Solar eclipse Boris Laslovarga.jpg|vignette|[[Éclipse solaire]] du 8 avril 2024, au [[Canada]].]]
Les [[éclipse]]s solaires partielles sont particulièrement dangereuses car la [[pupille]] se dilate en fonction de la lumière globale du champ de vision et non selon le point le plus brillant présent dans le champ. Durant une éclipse, la majeure partie de la lumière est bloquée par la Lune, mais les parties non cachées de la photosphère sont toujours aussi brillantes. Dans ces conditions, la pupille se dilate pour atteindre deux à six millimètres et chaque cellule exposée au rayonnement solaire reçoit environ dix fois plus de lumière qu’en regardant le Soleil sans éclipse. Ceci peut endommager ou même tuer ces cellules, ce qui crée de petits points aveugles dans la vision<ref name="Espenak">{{lien web |langue=en |url=https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety.html |titre=Eye Safety During Solar Eclipses — adapted from NASA RP 1383 Total Solar Eclipse of 1998 February |auteur=F. Espenak |éditeur=[[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] |date=26 avril 1996 |consulté le=26 avril 2017 |passage=17}}.</ref>.

Les éclipses sont encore plus dangereuses pour les observateurs inexpérimentés et les enfants car il n’y a pas perception de douleur lors de ces destructions de cellules. Les observateurs peuvent ne pas se rendre compte que leur vision est en train de se faire détruire.

==== Lever et coucher du Soleil ====
[[Fichier:Coucher de soleil sur Moorea.jpg|vignette|Coucher de soleil.]]
{{Article connexe|Radiations dans l'atmosphère}}

Durant l’aube et l’aurore, le rayonnement solaire est atténué par la [[diffusion de Rayleigh]] et la [[diffusion de Mie]] dues à un plus long passage dans l’[[atmosphère terrestre]], à tel point que le Soleil peut être observé à l’[[œil nu]] sans grand danger. En revanche, lorsque sa lumière est atténuée par des nuages ou la brume, sa luminosité pourrait croître très rapidement dès qu’il en sortirait. Un temps brumeux, les poussières atmosphériques et la nébulosité sont autant de facteurs qui contribuent à atténuer le rayonnement.

=== Dans la culture ===
==== Mythes, légendes et symbolique ====
{{Article connexe|Mythe solaire}}
[[File:Solvognen-00100.jpg|vignette|[[Char solaire de Trundholm]], de la [[mythologie nordique]], 1400 av. J.-C.]] 
Le Soleil est un [[symbole]] très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture.

D’une façon générale, il est un principe masculin et actif. Toutefois, certains peuples nomades d’Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c’est aussi le cas des [[shintoïsme|shintoïstes]], pour qui le Soleil est le [[kami (divinité)|kami]] [[Amaterasu]], la grande déesse, sœur de [[Tsukuyomi]], le [[kami (divinité)|kami]] de la Lune. Même dans la langue allemande, le Soleil est féminin selon son article ({{langue|de|''die'' Sonne}}). Dans la [[mythologie nordique]], les enfants de [[Mundilfari]] et Glaur sont [[Sol (déesse)|Sol]] (déesse du Soleil) et [[Máni]] (dieu de la Lune), une idée que [[J. R. R. Tolkien]] a reprise dans son œuvre.

[[File:Fedele Fischetti - Tapestry Design- Apollo in his Chariot Led by Aurora - Google Art Project.jpg|vignette|gauche|Représentation du dieu ''[[Apollon]] dans son [[char solaire]] conduit par l'[[Aurore (temps)|Aurore]]'', de la [[mythologie gréco-romaine]].]]

Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie et si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s’éteindrait sur Terre, d’où le symbole de vie (donneur de vie).

[[File:Tutankhamun Falcon1 (retouched).jpg|vignette|Représentation du dieu [[faucon]] du soleil [[Rê-Horakhty]], de la [[mythologie égyptienne]].]]
Dans l’[[Égypte antique]], [[Rê]] (ou Râ) est le dieu Soleil et [[Akhénaton]] en fera son dieu unique sous le nom d’[[Aton]], en instaurant le [[culte d'Aton]], avec pour capitale égyptienne [[Héliopolis (Égypte)|Héliopolis]]. Dans le Panthéon grec c’est [[Apollon]], fils de [[Zeus]] et de la [[titan (mythologie grecque)|titane]] [[Léto]], équivalent de [[Belenos]] de la [[mythologie celtique]]. Le dieu [[Hélios]] personnifie le Soleil dans la [[Rome antique|Rome]] et la [[Grèce antique]]s. Les [[Aztèques]] l’appelaient [[Huitzilopochtli]], dieu du Soleil et de la guerre, le maitre du monde. S’il n’est pas associé à un dieu, des gens l’ont associé à eux-mêmes comme le [[roi de France]] {{souverain2|Louis XIV}} surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise descendrait d’[[Amaterasu]], déesse du Soleil. Le [[Japon]] est aussi connu sous le nom de « [[Noms du Japon|Pays du Soleil Levant]] ».

[[File:'The Fall of Icarus', 17th century, Musée Antoine Vivenel.JPG|vignette|gauche|''La Chute d'[[Icare]]'', histoire métaphorique et allégorique de la [[mythologie grecque]].]]
En [[alchimie]], le symbole du Soleil et de l’or est un [[cercle avec un point en son centre]] : [[Fichier:Sun symbol.svg|15px|Symbole solaire.]] (caractère [[Unicode]] U+2609 : ☉). Il représente l’intérieur avec tout ce qui gravite autour. En [[astronomie]] comme en [[astrologie]], le symbole est le même.

En astrologie, le Soleil est censé correspondre à la conscience et à la volonté. Ainsi, la personnalité et les traits de caractère sont souvent attribués aux [[signe du zodiaque|signes du zodiaque]] (lorsque le luminaire est vu dans un signe du zodiaque, on dit que la personne dont on étudie le [[Thème astrologique|thème natal]] est {{Citation|de ce signe}}).

''Soleil'' est aussi employé par [[métaphore]] en poésie pour {{Citation|jour, journée}} et par analogie aux sens de {{Citation|plein jour}}, de {{Citation|vie publique}} et de {{Citation|grand homme}} (voir le Roi-Soleil)<ref>{{Ouvrage|langue=fr|prénom1=Alain|nom1=Rey|titre=[[Dictionnaire historique de la langue française]]|éditeur=|année=1992|pages totales=2592|isbn=978-2-85036-594-2}}.</ref>. Ces différents sens se retrouvent dans de nombreuses [[périphrase]]s qui le caractérisent : {{Citation|l’œil du ciel}}, {{Citation|le maître des astres}}, {{Citation|l’âme du monde}}, {{Citation|le seigneur des étoiles}}, {{Citation|le père du jour}} {{Citation|le fils aîné de la nature}}, {{Citation|le grand flambeau}}{{etc.}}
{{clr}}

==== Dans les arts ====
[[File:Creación del sol, luna y planetas.jpg|vignette|''[[La Création des étoiles et des plantes (Michel-Ange)|La Création du soleil, de la lune et des plantes]]'' de [[Michel-Ange]] (1511). [[Plafond de la chapelle Sixtine]] du [[musées du Vatican]].]]
* En peinture 
** ''[[La Création des étoiles et des plantes (Michel-Ange)|La Création du soleil, de la lune et des plantes ]]'' de [[Michel-Ange]] (1511).  [[Plafond de la chapelle Sixtine]] du [[musées du Vatican]].
** ''[[La Chute d'Icare]]'', de [[Pieter Brueghel l'Ancien]] (1583)
* En musique 
** ''[['O sole mio]]'' (mon soleil, en [[napolitain]]) chanson d'amour napolitaine, de 1898.
** ''[[Sunshine (Irving Berlín)|Sunshine]]'', standard de jazz américain d'[[Irving Berlin]], de 1928.
* En littérature
** ''[[Hymne au soleil]]'', poème d'[[Alphonse de Lamartine]], tiré de son ouvrage ''[[Méditations poétiques]]'' (1820).
** ''Les [[Fables de La Fontaine]]'' : Livre VI, ''[[Le Soleil et les Grenouilles (1668)]]''
** ''[[Le soleil et le vent]]'' : conte de [[Léon Tolstoï]]
** ''[[Les Signaux du Soleil]]'' est un roman de S-F de [[Jacques Spitz]], paru chez [[Jean Vigneau]] en 1943.
** ''[[Jusqu'au cœur du soleil]]'' (titre original : ''{{lang|en|Sundiver}}'') est un [[Roman (littérature)|roman]] de [[science-fiction]] écrit par [[David Brin]], paru en 1980
** ''[[Le Temple du Soleil]]'', [[bande dessinée]] ''[[Les Aventures de Tintin]]'', du dessinateur [[Hergé]] (1949). 
* Au cinéma 
** 1971 : ''[[Soleil rouge]]'', de [[Terence Young (réalisateur)|Terence Young]], avec [[Charles Bronson]], [[Alain Delon]] et [[Ursula Andress]].
** 2007 : ''[[Sunshine (film, 2007)|Sunshine]]'', [[film de science-fiction]] [[Cinéma britannique|britanniquo]]-[[Cinéma américain|américain]] de [[Danny Boyle]].

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Traduction/Référence|en|Sun|83121606|type=note}}
{{Références|groupe=note}}

=== Références ===
{{Références}}

== Voir aussi ==
{{Autres projets
| commons=Category:Sun| wiktionary=Soleil
| wikibooks=Wikijunior:Système solaire/Le soleil
| wikisource=Le Soleil| wikiquote=soleil
| wikinews=Une éclipse annulaire du soleil survole la péninsule ibérique et l'Afrique
}}
=== Bibliographie ===
* ''Le Soleil à la Renaissance: Sciences et mythes. Colloque international tenu en avril 1963'', Bruxelles, Presses universitaires de Bruxelles ; Paris, Presses universitaires de France, 1965, 584 p.
* ''Le Soleil à la Renaissance et à l’âge classique : actes, enrichis de contributions supplémentaires, de la journée d’études tenue à l’Université Paul-Valéry - Montpellier 3 (20 novembre 2015)'', édités par François Roudaut et Jean-François Stoffel, in ''Revue des questions scientifiques'', vol. 189, 2018, n°4, 264 p.
=== Articles connexes ===
{{catégorie principale}}
{{colonnes|taille=35|
* [[Héliosismologie]]
* [[Étoile]]
* [[Constante solaire]]
* [[Météorologie de l'espace|Météorologie de l’espace]]
* [[Chaîne proton-proton]]
* [[Système solaire]]
* [[18 Scorpii]], une étoile de la [[Scorpion (constellation)|constellation du Scorpion]] considérée comme une [[jumeau solaire|quasi-jumelle]] du Soleil.
* [[Naine jaune]]
* [[Éclipse]]
* [[Énergie solaire]]
* [[Boucle coronale]]
* [[Région de transition solaire]]
* [[Couronne solaire]]
* [[Chromosphère]]
* [[Cycle solaire]]
* [[Symbole solaire]]
* [[Liste d'objets du Système solaire]]
}}

=== Liens externes ===
* [http://www.cieletespaceradio.fr/soleil___les_derniers_secrets_de_notre_etoile.121.SYST_001 Soleil : les derniers secrets de notre étoile (audio)], les [[Podcasting|podcasts]] de [[Ciel & Espace]] radio, [[Jean-Paul Zahn]]
* {{en}} [http://www.esa.int/esaCP/ASESO2AKOYC_Protecting_0.html Le Soleil aujourd’hui dans différentes longueurs d’onde] (images [[SoHO]])
* {{en}} [http://solardatabase.free.fr Le Soleil vu par les amateurs, bases de données solaires en images]
* [http://www.astropixel.org/astropixel_soleil.htm Astropixel.org : nombreuses photographies d’éruptions solaire réalisées par un astronome amateur]
* [http://www.sunearthtools.com/dp/tools/pos_sun.php?lang=fr&utc=1&point=48.8583,%202.2945#form Générateur de diagramme solaire], graphiques pour la localisation et la date.
* [http://www.leshorairesdusoleil.com Les horaires du Soleil] pour connaître les heures de lever et coucher de Soleil en France et dans d'autres pays de l'Europe
* Carte du monde solaire 1884, [http://www.carto-mondo.fr/carte/carte-du-monde-solaire-1884 Carto-mondo.fr]
* [https://www.franceculture.fr/emissions/la-methode-scientifique/la-methode-scientifique-emission-du-mardi-07-janvier-2020 «Missions solaires, la bataille pour la couronne», ''La Méthode scientifique'', France Culture, 7 janvier 2020]
* {{YouTube|-LEDrnZFxVA|Documentaire : le Soleil comme vous ne l’avez jamais vu}}
'''Notices et ressources'''
* {{Autorité}}
* {{Dictionnaires}}
* {{Bases}}

{{Palette|Soleil|Système solaire}}
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[[Catégorie:Soleil|*]]
[[Catégorie:Étoile de type spectral GV]]
[[Catégorie:Objet céleste visité par un orbiteur]]