Comprendre l'espace > Le soleil

Introduction

Au point de vue des apparences, le soleil se déplace constamment par rapport aux étoiles ; ce mouvement est la contre-partie de celui de la terre, laquelle nous paraît immobile, effectue autour de lui. Si l’on repère ainsi les positions successives du centre du soleil sur la sphère céleste, on constate que, dans son mouvement apparent, le soleil décrit un grand cercle incliné sur l’équateur de 23° environ, et ce mouvement, à peu près uniforme que la sphère céleste, s’effectue dans le sens direct : ce grand cercle, c’est l’écliptique, et le temps que met le soleil, partant de l’équinoxe de printemps, pour y revenir, constitue sensiblement l’année civile.
De cette connaissance du mouvement du soleil résulte le système de coordonnées (longitude et latitude), se référant au grand cercle écliptique et à ses pôles. La latitude du soleil est toujours nulle tandis que sa longitude croit chaque jour d’une quantité variable suivant l’époque ; il faut se rappeler en effet que le mouvement de la terre s’accomplit sur une orbite elliptique ; lorsqu’elle est au périhélie, au 1er janvier, elle se déplace quotidiennement d’un angle plus grand qu’au 1er juillet, alors qu’elle est à l’aphélie. Parallèlement, le diamètre apparent du soleil subira des variations de grandeur, en fonction de ces inégalités de distance. C’est une illusion qui nous fait apprécier le disque solaire comme énorme, surtout lorsque nous le voyons à l’horizon : en réalité, cette dimension apparente correspond à la largeur d’un petit disque de 5mm de diamètre, vu à 67cm de l’œil.

Distance du soleil

La distance moyenne du soleil équivaut à 23.439,2 fois la longueur du rayon du globe terrestre, soit 149.501.000 km. Cette distance, d’ailleurs, n’a pu être encore mesurée avec une rigueur absolue, et l’incertitude est d’environ 136.000 km.

Dimension et masse du soleil

Le diamètre du globe solaire est de 1.391.000 km ; son volume est ainsi 1.301.200 fois plus considérable que celui de la terre, mais par contre, étant d’une densité relativement faible (1,41 celle de l’eau étant 1), sa masse est seulement 333.432 fois supérieure à celle de la terre.

Rotation du soleil

Le soleil tourne sur lui même en 25 jours environ, autour d’un axe incliné de 7°11’ sur l’écliptique. Les différents phénomènes visibles à sa surface montrent que cette rotation ne s’effectue pas uniformément pour l’ensemble du globe ; elle est d’autant moins rapide que l’on considère des latitudes plus éloignées de l’équateur. La période de rotation, qui est de 24j 9 à l’équateur et jusqu’à 5° de part et d’autre, est de 25 j.2 aux latitudes 15°N. et S., de 25J.9 à 30°, de 27J.5 à 40° et de 34 jours au voisinage des pôles.

Phénomènes solaires

La surface lumineuse du soleil, ou photosphère, d’un éblouissant et uniforme éclat pour la vision simple, possède en réalité une structure très compliquée, à mailles irrégulières, formé par une multitude de points brillants se projetant sur un fond relativement sombre ; ces points brillants appelés grains de riz, ont de 500 à 800 km de diamètre. C’est dans cette couche, instable d’ailleurs, que se forment les taches, qui sont les phénomènes les plus remarquables par leur facilité d’observation. Les taches offrent une grande activité de forme et d’étendue, mais toujours leur aspect est celui d’un ou plusieurs noyaux très sombres, environnés d’une large zone d’ombre ou pénombre, d’une structure filamenteuse convergeant vers le noyau. Certaines taches sont très régulières, les contours de la pénombre épousant à peu près exactement ceux du noyau ; d’autres sont très capricieusement découpées, ou disposées en groupes. Leur allure générale est celle de fantastiques tourbillons, et en quelques heures parfois, voire même subitement, de profondes modifications s’y produisent. Quant à leurs dimensions, elles peuvent être considérables, certains groupes ayant atteint 200.000 km d’étendue, et même davantage.
Les taches solaires ne sont pas des phénomènes permanents : leur durée est de quelques jours ou de quelques heures au plus. On les voit changer lentement de position, et elles se forment de préférence entre les latitudes 5° et 35° (N. et S.) avec un maximum entre 10° et 15° ; elles apparaissent exceptionnellement vers 40° ou un peu au delà, mais jamais dans le voisinage des pôles.
En connexion le plus souvent avec les taches, on distingue les facules, régions très brillantes, ramifiées, et dont l’extension est parfois considérable. Ces phénomènes paraissent se tenir à un niveau plus élevé que celui des taches. En effet, le soleil n’est pas limité à la photosphère. Il est formé de couches successives (les supérieures formant comme une immense atmosphère) dont les troubles se pénètrent. Immédiatement au dessus de la photosphère s’élève la chromosphère, de couleur rose, siège des protubérances qui s’élancent à des centaines de milliers de kilomètres, à la manière d’étranges et grandioses éruptions, animées parfois de vitesses initiales prodigieuses. Ces admirables phénomènes ne peuvent être contemplés que pendant les éclipses totales (la lune masquant alors l’éblouissante photosphère), ou bien à l’aide su spectroscope, qui permet, grâce à des dispositifs appropriés, de les enregistrer photographiquement en tous temps. Par ce dernier moyen d’investigation, il est possible également d’étudier séparément les couches successives, avec la répartition des vapeurs et des gaz (calcium et hydrogène particulièrement).
Enfin, et jusqu’à des milliers de kilomètres autour du soleil, sa dernière enveloppe connue constitue la couronne ou coronal, laquelle, elle aussi, ne peut être aperçue que pendant les éclipses totales, et se montre alors comme une gloire rayonnante, du plus admirable effet.

Constitution physique et activité

Le soleil est un astre incandescent qui nous dispense chaleur et lumière. La photosphère, source de ces radiations est la surface du noyau central, très dense quoique gazeux, dont la constitution reste encore hypothétique. Les couches gazeuses qui surmontent la photosphère, ou atmosphère, sont, dans leur partie basse, le siège de formidables mouvements tourbillonnaires qui déterminent les accidents ou taches de la photosphère. Cette atmosphère contient principalement de l’hydrogène, de l’hélium, du calcium, du radium, du fer, du titane, etc. ; le calcium et l’hydrogène se rencontrent surtout dans les parties élevées de la chromosphère.
La température du soleil est estimée à 6.500 degrés. Les différents phénomènes dont nous constatons les apparences sont l’indice de la formidable activité de cette fournaise céleste. Cette activité est variable, à la manière d’une sorte de fièvre périodique qui ramène un maximum tous les 11,1 ans, en moyenne, le minimum se produisant 4,6 ans après le maximum ; ces alternatives se traduisent, visiblement, par la variation des taches en nombre et en étendue, et des protubérances. On a cherché une corrélation entre ces manifestations et les vicissitudes météorologiques terrestres. Le problème n’a pu être résolu avec certitude, mais il est incontestable que les variations du magnétisme terrestre et les aurores polaires (ou aurores boréales) dépendent étroitement de l’activité solaire.

Astrologie

Le soleil joue un rôle important dans l’interprétation de l’horoscope. Observons seulement que tous les auteurs ne s’accordent pas sur les caractéristiques de son influence.