Qu'est-ce qui se passe entre le soleil et la terre pour provoquer une éclipse solaire ?
Lune
Lors d'une éclipse solaire totale, lorsque le disque du Soleil est recouvert par celui de la Lune, des parties de l'atmosphère environnante du Soleil peuvent être vues. Elle est composée de quatre parties distinctes : la chromosphère, la région de transition, la couronne et l'héliosphère.
Le Soleil est l'étoile au centre du système solaire. Il s'agit d'une sphère presque parfaite de plasma chaud, avec un mouvement convectif interne qui génère un champ magnétique via un processus dynamo. C’est de loin la source d’énergie la plus importante pour la vie sur Terre. Son diamètre est environ 109 fois celui de la Terre et sa masse est environ 330 000 fois celle de la Terre, ce qui représente environ 99,86 % de la masse totale du système solaire.
Environ les trois quarts de la masse du Soleil sont constitués d'hydrogène ; le reste est principalement constitué d’hélium, avec des quantités beaucoup plus petites d’éléments plus lourds, notamment l’oxygène, le carbone, le néon et le fer.
Le Soleil est une étoile de séquence principale de type G (G2V) basée sur la classe spectrale et est officieusement appelé naine jaune. Il en a formé environ 4,6 milliards. Tous les chiffres présentés dans cet article sont à courte échelle. Un milliard équivaut à 109, ou 1 000 000 000. il y a quelques années, suite à l'effondrement gravitationnel de la matière dans une région d'un grand nuage moléculaire. La majeure partie de cette matière s'est accumulée au centre, tandis que le reste s'est aplati pour former un disque en orbite qui est devenu le système solaire. La masse centrale est devenue si chaude et dense qu’elle a finalement déclenché la fusion nucléaire en son cœur. On pense que presque toutes les étoiles se forment selon ce processus.
Le Soleil est à peu près d'âge moyen et n'a pas changé de façon spectaculaire depuis plus de quatre milliards d'années, et restera relativement stable pendant encore plus de cinq milliards d'années. Cependant, après l’arrêt de la fusion de l’hydrogène dans son noyau, le Soleil subira de graves changements et deviendra une géante rouge. On estime que le Soleil deviendra suffisamment grand pour engloutir les orbites actuelles de Mercure, de Vénus et éventuellement de la Terre.
L’énorme effet du Soleil sur Terre est reconnu depuis la préhistoire et le Soleil est considéré par certaines cultures comme une divinité. La rotation synodique de la Terre et son orbite autour du Soleil constituent la base du calendrier solaire, qui est le calendrier prédominant utilisé aujourd'hui.
Nom et étymologie
Le nom propre anglais Sun s'est développé à partir du vieil anglais sunne et peut être lié au sud. Les apparentés au soleil anglais apparaissent dans d'autres langues germaniques, notamment le vieux frison sunne, le sonne, le vieux saxon sunna, le moyen néerlandais sonne, le néerlandais moderne zon, le vieux haut allemand sunna, l'allemand moderne Sonne, le vieux norrois sunna et le gothique sunnō. Tous les termes germaniques désignant le Soleil proviennent du proto-germanique *sunnōn.
Le nom anglais du jour de la semaine dimanche vient du vieil anglais (Sunnandæg ; « Sun's day », d'avant 700) et est finalement le résultat d'une interprétation germanique du latin dies solis, lui-même une traduction du grec ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou). Le nom latin du Soleil, Sol, n'est pas courant dans l'usage général de la langue anglaise ; la forme adjectivale est le mot apparenté solaire. Le terme sol est également utilisé par les astronomes planétaires pour désigner la durée d'un jour solaire sur une autre planète, comme Mars. Un jour solaire terrestre moyen dure environ 24 heures, alors qu'un « sol » martien moyen dure 24 heures, 39 minutes et 35,244 secondes.
Aspects religieux
Les divinités solaires et le culte du Soleil peuvent être trouvés dans la majeure partie de l'histoire enregistrée sous diverses formes, notamment le Ra égyptien, le Surya hindou, l'Amaterasu japonais, le Sól germanique et le Tonatiuh aztèque, entre autres.
Depuis au moins la 4e dynastie de l'Égypte ancienne, le Soleil était vénéré comme le dieu Râ, représenté comme une divinité à tête de faucon surmontée du disque solaire et entourée d'un serpent. À l’époque du Nouvel Empire, le Soleil s’identifie au bousier, dont la boule sphérique de fumier est identifiée au Soleil. Sous la forme du disque solaire Aton, le Soleil a connu une brève résurgence au cours de la période amarnienne lorsqu'il est redevenu la divinité prééminente, sinon la seule, pour le pharaon Akhenaton.
Le Soleil est considéré comme une déesse dans le paganisme germanique, Sól/Sunna. Les chercheurs émettent l'hypothèse que le Soleil, en tant que déesse germanique, peut représenter une extension d'une divinité solaire proto-indo-européenne antérieure en raison des connexions linguistiques indo-européennes entre le vieux norrois Sól, le sanskrit Surya, le gaulois Sulis, le lituanien Saulė et le slave Solntse.
Dans la culture romaine antique, le dimanche était le jour du dieu Soleil. Il a été adopté comme jour de sabbat par les chrétiens qui n'étaient pas d'origine juive. Le symbole de la lumière était un symbole païen adopté par les chrétiens, et peut-être le plus important qui ne provenait pas des traditions juives. Dans le paganisme, le Soleil était une source de vie, apportant chaleur et illumination à l’humanité. C'était le centre d'un culte populaire parmi les Romains, qui se levaient à l'aube pour profiter des premiers rayons du soleil pendant qu'ils priaient. La célébration du solstice d'hiver (qui a influencé Noël) faisait partie du culte romain du Soleil invaincu (Sol Invictus). Les églises chrétiennes ont été construites avec une orientation telle que la congrégation soit tournée vers le lever du soleil à l'Est.
Caractéristiques
Le Soleil est une étoile de séquence principale de type G qui représente environ 99,86 % de la masse du système solaire. Le Soleil a une magnitude absolue de +4,83, estimée comme étant plus brillante qu'environ 85 % des étoiles de la Voie lactée, dont la plupart sont des naines rouges.
Le Soleil est une étoile de population I, ou étoile riche en éléments lourds.
 La formation du Soleil pourrait avoir été déclenchée par des ondes de choc provenant d’une ou plusieurs supernovae proches. Ceci est suggéré par une forte abondance d'éléments lourds dans le système solaire, tels que l'or et l'uranium, par rapport à l'abondance de ces éléments dans les étoiles dites de population II, pauvres en éléments lourds. Les éléments lourds pourraient très probablement avoir été produits par des réactions nucléaires endothermiques au cours d’une supernova, ou par transmutation par absorption de neutrons au sein d’une étoile massive de deuxième génération.
Le Soleil est de loin l'objet le plus brillant du ciel, avec une magnitude apparente de −26,74. C'est environ 13 milliards de fois plus brillant que l'étoile la plus brillante suivante, Sirius, qui a une magnitude apparente de -1,46. La distance moyenne du centre du Soleil au centre de la Terre est d'environ 1 UA, bien que la distance varie à mesure que la Terre passe du périhélie en janvier à l'aphélie en juillet. À cette distance moyenne, la lumière se déplace de l'horizon du Soleil à l'horizon terrestre en 8 minutes et 19 secondes environ, tandis que la lumière provenant des points les plus proches du Soleil et de la Terre prend environ deux secondes de moins. L'énergie de cette lumière du soleil soutient presque toute la vie. Les communautés de sources hydrothermales vivent si profondément sous la mer qu'elles n'ont pas accès à la lumière du soleil. Les bactéries utilisent plutôt des composés soufrés comme source d’énergie, via la chimiosynthèse. sur Terre par la photosynthèse et détermine le climat et la météo de la Terre.
Le Soleil n'a pas de frontière définie et, dans ses parties extérieures, sa densité diminue de façon exponentielle à mesure que l'on s'éloigne de son centre.
 Cependant, aux fins de mesure, le rayon du Soleil est considéré comme la distance entre son centre et le bord de la photosphère, la surface apparente visible du Soleil.
 Selon cette mesure, le Soleil est une sphère presque parfaite avec un aplatissement estimé à environ 9 millionièmes, ce qui signifie que son diamètre polaire ne diffère de son diamètre équatorial que de 10 km.
L'effet de marée des planètes est faible et n'affecte pas de manière significative la forme du Soleil. Le Soleil tourne plus vite à son équateur qu'à ses pôles. Cette rotation différentielle est causée par le mouvement convectif dû au transport de chaleur et à la force de Coriolis due à la rotation du Soleil. Dans un référentiel défini par les étoiles, la période de rotation est d'environ 25,6 jours à l'équateur et 33,5 jours aux pôles. Vu de la Terre alors qu'il orbite autour du Soleil, la période de rotation apparente du Soleil à son équateur est d'environ 28 jours.
Lumière du soleil
La constante solaire est la quantité d’énergie que le Soleil dépose par unité de surface directement exposée au soleil. La constante solaire est égale à environ (watts par mètre carré) à une distance d'une unité astronomique (UA) du Soleil (c'est-à-dire sur ou près de la Terre). La lumière du soleil à la surface de la Terre est atténuée par l'atmosphère terrestre, de sorte que moins d'énergie arrive à la surface (plus proche de ) dans des conditions claires lorsque le Soleil est proche du zénith. La lumière solaire au sommet de l'atmosphère terrestre est composée (en énergie totale) d'environ 50 % de lumière infrarouge, 40 % de lumière visible et 10 % de lumière ultraviolette. L'atmosphère en particulier filtre plus de 70 % des ultraviolets solaires, en particulier dans les longueurs d'onde les plus courtes. Le rayonnement ultraviolet solaire ionise la haute atmosphère terrestre, créant ainsi l’ionosphère conductrice d’électricité.
La couleur du Soleil est blanche, avec un indice d'espace colorimétrique CIE proche de (0,3, 0,3), vu de l'espace ou lorsque le Soleil est haut dans le ciel. En mesurant tous les photons émis, le Soleil émet en réalité plus de photons dans la partie verte du spectre que toute autre. Lorsque le Soleil est bas dans le ciel, la diffusion atmosphérique le rend jaune, rouge, orange ou magenta. Malgré sa blancheur typique, la plupart des gens imaginent mentalement le Soleil comme jaune ; les raisons de cela font l’objet de débats.
Le Soleil est une étoile G2V, G2 indiquant sa température de surface d'environ 5 778 K (5 505 °C, 9 941 °F), et V qu'il est, comme la plupart des étoiles, une étoile de la séquence principale.
  La luminance moyenne du Soleil est d'environ 1,88 giga candela par mètre carré, mais vue à travers l'atmosphère terrestre, elle est abaissée à environ 1,44 Gcd/m2. Cependant, la luminance n'est pas constante sur tout le disque du Soleil (assombrissement des membres).
Composition
Le Soleil est composé principalement d’éléments chimiques hydrogène et hélium ; ils représentent respectivement 74,9 % et 23,8 % de la masse du Soleil dans la photosphère.
 Tous les éléments plus lourds, appelés métaux en astronomie, représentent moins de 2 % de la masse, l'oxygène (environ 1 % de la masse du Soleil), le carbone (0,3 %), le néon (0,2 %) et le fer (0,2 %) étant la plus abondante.
Le Soleil a hérité sa composition chimique du milieu interstellaire à partir duquel il s'est formé. L'hydrogène et l'hélium du Soleil ont été produits par nucléosynthèse du Big Bang, et les éléments les plus lourds ont été produits par nucléosynthèse stellaire au cours de générations d'étoiles qui ont achevé leur évolution stellaire et renvoyé leur matière dans le milieu interstellaire avant la formation du Soleil. La composition chimique de la photosphère est normalement considérée comme représentative de la composition du système solaire primordial. Cependant, depuis la formation du Soleil, une partie de l’hélium et des éléments lourds se sont déposés gravitationnellement depuis la photosphère. Par conséquent, dans la photosphère actuelle, la fraction d'hélium est réduite et la métallicité n'est que de 84 % de ce qu'elle était dans la phase protostellaire (avant le début de la fusion nucléaire dans le noyau). On pense que la composition du Soleil protostellaire était de 71,1 % d’hydrogène, 27,4 % d’hélium et 1,5 % d’éléments plus lourds.
Aujourd'hui, la fusion nucléaire dans le noyau du Soleil a modifié la composition en convertissant l'hydrogène en hélium, de sorte que la partie la plus interne du Soleil est désormais composée d'environ 60 % d'hélium, avec une abondance d'éléments plus lourds inchangée. Étant donné que la chaleur est transférée du noyau du Soleil par rayonnement plutôt que par convection (voir Zone radiative ci-dessous), aucun des produits de fusion du noyau n'a atteint la photosphère.
La zone centrale réactive de « combustion de l'hydrogène », où l'hydrogène est converti en hélium, commence à entourer un noyau interne de « cendres d'hélium ». Ce développement va se poursuivre et finira par amener le Soleil à quitter la séquence principale, pour devenir une géante rouge.
Les abondances d'éléments lourds solaires décrites ci-dessus sont généralement mesurées à la fois en utilisant la spectroscopie de la photosphère solaire et en mesurant les abondances dans les météorites qui n'ont jamais été chauffées à des températures de fusion. On pense que ces météorites conservent la composition du Soleil protostellaire et ne sont donc pas affectées par la sédimentation des éléments lourds. Les deux méthodes concordent généralement bien.
Éléments du groupe du fer mono-ionisés
Dans les années 1970, de nombreuses recherches se sont concentrées sur l’abondance des éléments du groupe du fer dans le Soleil. Bien que d'importantes recherches aient été menées, jusqu'en 1978, il était difficile de déterminer l'abondance de certains éléments du groupe du fer (par exemple le cobalt et le manganèse) par spectrographie en raison de leurs structures hyperfines.
Le premier ensemble largement complet de forces d'oscillateurs d'éléments du groupe du fer mono-ionisés a été mis à disposition dans les années 1960, et ceux-ci ont ensuite été améliorés. En 1978, les abondances des éléments mono-ionisés du groupe du fer ont été dérivées.
Composition isotopique
Divers auteurs ont considéré l'existence d'un gradient dans les compositions isotopiques des gaz rares solaires et planétaires, par ex. corrélations entre les compositions isotopiques du néon et du xénon dans le Soleil et sur les planètes.
Avant 1983, on pensait que le Soleil dans son ensemble avait la même composition que l’atmosphère solaire. En 1983, il a été affirmé que c'était le fractionnement dans le Soleil lui-même qui était à l'origine de la relation de composition isotopique entre les gaz rares implantés sur la planète et ceux du vent solaire.
Structure
Cœur
Le noyau du Soleil s'étend du centre jusqu'à environ 20 à 25 % du rayon solaire. Il a une densité allant jusqu'à
 (environ 150 fois la densité de l'eau) et une température proche de 15,7 millions de kelvins (K). En revanche, la température de la surface du Soleil est d'environ 5 800 K. Une analyse récente des données de la mission SOHO favorise un taux de rotation plus rapide dans le noyau que dans la zone radiative située au-dessus. Pendant la majeure partie de la vie du Soleil, l'énergie est produite par fusion nucléaire dans la région centrale à travers une série d'étapes appelées chaîne p-p (proton-proton) ; ce processus convertit l'hydrogène en hélium. Seulement 0,8 % de l’énergie générée par le Soleil provient du cycle CNO, même si cette proportion devrait augmenter à mesure que le Soleil vieillit.
Le noyau est la seule région du Soleil qui produit une quantité appréciable d’énergie thermique par fusion ; 99 % de l'énergie est générée dans un rayon de 24 % du rayon du Soleil, et dans 30 % du rayon, la fusion s'est presque entièrement arrêtée. Le reste du Soleil est chauffé par cette énergie qui est transférée vers l'extérieur à travers de nombreuses couches successives, pour finalement atteindre la photosphère solaire où elle s'échappe dans l'espace sous forme de lumière solaire ou d'énergie cinétique de particules.
La chaîne proton-proton se produit environ une fois par seconde dans le noyau, convertissant environ 3,7 protons en particules alpha (noyaux d'hélium) chaque seconde (sur un total d'environ 8,9 protons libres dans le Soleil), soit environ 6,2 kg/s. La fusion de quatre protons libres (noyaux d'hydrogène) en une seule particule alpha (noyaux d'hélium) libère environ 0,7 % de la masse fusionnée sous forme d'énergie, de sorte que le Soleil libère de l'énergie au taux de conversion masse-énergie de 4,26 millions de tonnes métriques par seconde, pour 384,6 yottawatts (), soit 9,192 mégatonnes de TNT par seconde. Les modèles théoriques de l'intérieur du Soleil indiquent une densité de puissance d'environ 276,5 W/m3, une valeur qui se rapproche davantage du métabolisme d'un reptile que d'une bombe thermonucléaire.
Le taux de fusion dans le noyau est dans un équilibre autocorrectif : un taux de fusion légèrement plus élevé entraînerait un échauffement plus important du noyau et une légère expansion contre le poids des couches externes, réduisant ainsi la densité et donc le taux de fusion et corrigeant le perturbation; et un taux légèrement inférieur entraînerait un refroidissement et un léger rétrécissement du noyau, augmentant ainsi la densité et le taux de fusion, le ramenant à nouveau à son taux actuel.
Zone radiative
Du noyau jusqu’à environ 0,7 rayon solaire, le rayonnement thermique est le principal moyen de transfert d’énergie. Le transfert d'énergie à travers cette zone se fait par rayonnement et non par convection thermique. La température chute d'environ 7 millions à 2 millions de kelvins à mesure que l'on s'éloigne du noyau. Ce gradient de température est inférieur à la valeur du taux de déchéance adiabatique et ne peut donc pas entraîner de convection ; l'énergie est donc transférée par rayonnement. Les ions d'hydrogène et d'hélium émettent des photons qui ne parcourent qu'une brève distance avant d'être réabsorbés par d'autres ions. La densité est multipliée par cent (de 20 g/cm3 à seulement 0,2 g/cm3) de 0,25 rayon solaire aux 0,7 rayons, sommet de la zone radiative.
Tachocline
La zone radiative et la zone convective sont séparées par une couche de transition, la tachocline. Il s'agit d'une région où le changement brusque de régime entre la rotation uniforme de la zone radiative et la rotation différentielle de la zone de convection entraîne un cisaillement important entre les deux, une condition dans laquelle des couches horizontales successives glissent l'une sur l'autre. Le mouvement fluide de la zone de convection située au-dessus disparaît lentement du haut de cette couche vers son bas où il correspond à celui de la zone radiative. Actuellement, on émet l'hypothèse (voir Dynamo solaire) qu'une dynamo magnétique au sein de cette couche génère le champ magnétique du Soleil.
Zone convective
La zone de convection du Soleil s'étend de 0,7 rayon solaire (200 000 km) jusqu'à proximité de la surface. Dans cette couche, la température est plus basse que dans la zone radiative et les atomes plus lourds ne sont pas complètement ionisés. En conséquence, le transport de chaleur radiative est moins efficace et la convection déplace l'énergie du Soleil vers l'extérieur à travers cette couche. La densité du plasma est suffisamment faible pour permettre le développement de courants convectifs. Le matériau chauffé au niveau de la tachocline absorbe la chaleur et se dilate, réduisant ainsi sa densité et lui permettant de s'élever. En conséquence, un mouvement ordonné de la masse se développe en cellules thermiques qui transportent la majorité de la chaleur vers la photosphère solaire située au-dessus. Une fois que le matériau refroidit de manière diffusive et radiative juste sous la surface photosphérique, sa densité augmente et il coule à la base de la zone de convection, où il récupère à nouveau la chaleur du haut de la zone radiative et le cycle de convection continue. Au niveau de la photosphère, la température est tombée à 5 700 K et la densité à seulement 0,2 g/m3 (environ 1/6 000 de la densité de l'air au niveau de la mer).
Les colonnes thermiques de la zone de convection forment une empreinte à la surface du Soleil lui donnant un aspect granulaire appelé granulation solaire à la plus petite échelle et supergranulation à plus grande échelle. La convection turbulente dans cette partie externe de l'intérieur solaire entretient une action dynamo « à petite échelle » sur le volume proche de la surface du Soleil. Les colonnes thermiques du Soleil sont des cellules de Bénard et prennent la forme de prismes hexagonaux.
Photosphère
La surface visible du Soleil, la photosphère, est la couche en dessous de laquelle le Soleil devient opaque à la lumière visible. Au-dessus de la photosphère, la lumière solaire visible est libre de se propager dans l’espace et son énergie échappe entièrement au Soleil. Le changement d’opacité est dû à la diminution de la quantité d’ions H−, qui absorbent facilement la lumière visible. À l’inverse, la lumière visible que nous voyons est produite lorsque les électrons réagissent avec les atomes d’hydrogène pour produire des ions H−.
La photosphère a une épaisseur de plusieurs dizaines à plusieurs centaines de kilomètres et est légèrement moins opaque que l’air sur Terre. Parce que la partie supérieure de la photosphère est plus froide que la partie inférieure, une image du Soleil apparaît plus lumineuse au centre que sur le bord ou le bord du disque solaire, dans un phénomène connu sous le nom d'assombrissement des membres. Le spectre de la lumière solaire a approximativement le spectre d'un corps noir rayonnant à environ 6 000 K, entrecoupé de raies d'absorption atomique provenant des couches ténues situées au-dessus de la photosphère. La photosphère a une densité de particules d'environ 1 023 m−3 (environ 0,37 % du nombre de particules par volume de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer). La photosphère n’est pas entièrement ionisée : le degré d’ionisation est d’environ 3 %, laissant presque tout l’hydrogène sous forme atomique.
Au cours des premières études du spectre optique de la photosphère, certaines raies d'absorption ont été découvertes qui ne correspondaient à aucun élément chimique alors connu sur Terre. En 1868, Norman Lockyer a émis l’hypothèse que ces raies d’absorption étaient causées par un nouvel élément qu’il a baptisé hélium, du nom du dieu grec Hélios. Vingt-cinq ans plus tard, l’hélium était isolé sur Terre.
Atmosphère
Lors d'une éclipse solaire totale, lorsque le disque du Soleil est recouvert par celui de la Lune, des parties de l'atmosphère environnante du Soleil peuvent être vues. Elle est composée de quatre parties distinctes : la chromosphère, la région de transition, la couronne et l'héliosphère.
La couche la plus froide du Soleil est une région de température minimale s'étendant environ au-dessus de la photosphère et a une température d'environ .
 Cette partie du Soleil est suffisamment froide pour permettre l'existence de molécules simples telles que le monoxyde de carbone et l'eau, détectables via leur spectre d'absorption.
La chromosphère, la région de transition et la couronne sont beaucoup plus chaudes que la surface du Soleil. La raison n'est pas bien comprise, mais des preuves suggèrent que les ondes d'Alfvén pourraient avoir suffisamment d'énergie pour chauffer la couronne.
Au-dessus de la couche minimale de température se trouve une couche à peu près épaisse, dominée par un spectre de raies d’émission et d’absorption. On l'appelle la chromosphère du grec chroma, qui signifie couleur, car la chromosphère est visible sous la forme d'un flash coloré au début et à la fin des éclipses solaires totales. La température de la chromosphère augmente progressivement avec l'altitude, jusqu'à proximité du sommet. Dans la partie supérieure de la chromosphère, l’hélium devient partiellement ionisé.
Au-dessus de la chromosphère, dans une région de transition mince (environ 200 km), la température augmente rapidement d'environ 20 000 K dans la chromosphère supérieure à des températures coronales plus proches de 1 000 000 K. L'augmentation de la température est facilitée par l'ionisation complète de l'hélium dans la région de transition. , ce qui réduit considérablement le refroidissement radiatif du plasma. La région de transition ne se produit pas à une altitude bien définie. Au contraire, il forme une sorte de nimbe autour des éléments chromosphériques tels que les spicules et les filaments, et est en mouvement constant et chaotique. La région de transition n'est pas facilement visible depuis la surface de la Terre, mais elle est facilement observable depuis l'espace par des instruments sensibles à la partie ultraviolette extrême du spectre.
La couronne est la couche suivante du Soleil. La faible couronne, près de la surface du Soleil, a une densité de particules autour de 1 015 m−3 à 1 016 m−3. La température moyenne de la couronne et du vent solaire est d'environ 1 000 000 à 2 000 000 K ; cependant, dans les régions les plus chaudes, elle est comprise entre 8 000 000 et 20 000 000 K. Bien qu'il n'existe pas encore de théorie complète pour expliquer la température de la couronne, on sait qu'au moins une partie de sa chaleur provient d'une reconnexion magnétique.
La couronne est l'atmosphère étendue du Soleil, qui a un volume beaucoup plus grand que celui enfermé par la photosphère solaire. Un flux de plasma sortant du Soleil vers l’espace interplanétaire est le vent solaire.
L'héliosphère, la ténue atmosphère la plus externe du Soleil, est remplie du plasma du vent solaire. Cette couche la plus externe du Soleil est définie comme commençant à la distance où le flux du vent solaire devient superalfvénic, c'est-à-dire où le flux devient plus rapide que la vitesse des ondes d'Alfvén, à environ 20 rayons solaires (0,1 UA).
Les turbulences et les forces dynamiques de l'héliosphère ne peuvent pas affecter la forme de la couronne solaire, car l'information ne peut voyager qu'à la vitesse des ondes d'Alfvén. Le vent solaire se déplace continuellement vers l'extérieur à travers l'héliosphère, formant le champ magnétique solaire en forme de spirale, jusqu'à ce qu'il atteigne l'héliopause à plus de 50 UA du Soleil. En décembre 2004, la sonde Voyager 1 a traversé un front de choc que l'on pense faire partie de l'héliopause. Fin 2012, Voyager 1 a enregistré une augmentation marquée des collisions de rayons cosmiques et une forte baisse des particules de plus faible énergie provenant du vent solaire, ce qui suggérait que la sonde avait traversé l'héliopause et pénétré dans le milieu interstellaire.
Photons et neutrinos
Les photons gamma de haute énergie initialement libérés par des réactions de fusion dans le noyau sont presque immédiatement absorbés par le plasma solaire de la zone radiative, généralement après avoir parcouru seulement quelques millimètres. La réémission se produit dans une direction aléatoire et généralement à une énergie légèrement inférieure. Avec cette séquence d'émissions et d'absorptions, le rayonnement met beaucoup de temps à atteindre la surface du Soleil. Les estimations du temps de trajet des photons varient entre 10 000 et 170 000 ans. En revanche, il ne faut que 2,3 secondes aux neutrinos, qui représentent environ 2 % de la production totale d’énergie du Soleil, pour atteindre la surface. Étant donné que le transport d'énergie dans le Soleil est un processus qui implique des photons en équilibre thermodynamique avec la matière, l'échelle de temps du transport d'énergie dans le Soleil est plus longue, de l'ordre de 30 000 000 d'années. C'est le temps qu'il faudrait au Soleil pour revenir à un état stable, si le taux de production d'énergie en son noyau était soudainement modifié.
Les neutrinos sont également libérés par les réactions de fusion dans le noyau, mais contrairement aux photons, ils interagissent rarement avec la matière, de sorte que presque tous sont capables de s'échapper immédiatement du Soleil. Pendant de nombreuses années, les mesures du nombre de neutrinos produits par le Soleil étaient inférieures d'un facteur 3 aux théories prédites. Cet écart a été résolu en 2001 grâce à la découverte des effets de l'oscillation des neutrinos : le Soleil émet le nombre de neutrinos prédit par le Soleil. théorie, mais les détecteurs de neutrinos en manquaient parce que les neutrinos avaient changé de saveur au moment où ils ont été détectés.
Magnétisme et activité
Champ magnétique
Le Soleil possède un champ magnétique qui varie à la surface du Soleil. Son champ polaire est de 1 -, alors qu'il est généralement de 3 000 G dans les éléments du Soleil appelés taches solaires et de 10 - dans les proéminences solaires.
Le champ magnétique varie également dans le temps et dans le lieu. Le cycle solaire quasi-périodique de 11 ans est la variation la plus importante dans laquelle le nombre et la taille des taches solaires augmentent et diminuent.
Les taches solaires sont visibles sous forme de taches sombres sur la photosphère du Soleil et correspondent à des concentrations de champ magnétique où le transport convectif de la chaleur est inhibé de l'intérieur du Soleil vers la surface. En conséquence, les taches solaires sont légèrement plus froides que la photosphère environnante et apparaissent donc sombres. À un minimum solaire typique, peu de taches solaires sont visibles, et parfois aucune n'est visible. Ceux qui apparaissent se trouvent à des latitudes solaires élevées. À mesure que le cycle solaire progresse vers son maximum, les taches solaires ont tendance à se rapprocher de l'équateur solaire, un phénomène connu sous le nom de loi de Spörer. Les plus grandes taches solaires peuvent avoir un diamètre de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres.
Un cycle de taches solaires de 11 ans est la moitié d'un cycle de dynamo Babcock – Leighton de 22 ans, qui correspond à un échange oscillatoire d'énergie entre les champs magnétiques solaires toroïdaux et poloïdaux. Au maximum du cycle solaire, le champ magnétique dipolaire poloïdal externe est proche de sa force minimale du cycle dynamo, mais un champ quadripolaire toroïdal interne, généré par une rotation différentielle au sein de la tachocline, est proche de sa force maximale. À ce stade du cycle dynamo, une remontée d'eau flottante au sein de la zone convective force l'émergence d'un champ magnétique toroïdal à travers la photosphère, donnant naissance à des paires de taches solaires, grossièrement alignées est-ouest et ayant des empreintes de polarités magnétiques opposées. La polarité magnétique des paires de taches solaires alterne à chaque cycle solaire, un phénomène connu sous le nom de cycle de Hale.
Pendant la phase de déclin du cycle solaire, l’énergie se déplace du champ magnétique toroïdal interne vers le champ poloïdal externe, et le nombre de taches solaires diminue. Au minimum du cycle solaire, le champ toroïdal est, en conséquence, à son intensité minimale, les taches solaires sont relativement rares et le champ poloïdal est à son intensité maximale. Avec l'avènement du prochain cycle de taches solaires de 11 ans, la rotation différentielle déplace l'énergie magnétique du champ poloïdal vers le champ toroïdal, mais avec une polarité opposée à celle du cycle précédent. Le processus se poursuit en continu et, dans un scénario idéalisé et simplifié, chaque cycle de taches solaires de 11 ans correspond donc à un changement dans la polarité globale du champ magnétique à grande échelle du Soleil.
Le champ magnétique solaire s’étend bien au-delà du Soleil lui-même. Le plasma du vent solaire, conducteur d'électricité, transporte le champ magnétique du Soleil dans l'espace, formant ce qu'on appelle le champ magnétique interplanétaire. Dans une approximation connue sous le nom de magnétohydrodynamique idéale, les particules de plasma se déplacent uniquement le long des lignes du champ magnétique. En conséquence, le vent solaire qui s’écoule vers l’extérieur étend le champ magnétique interplanétaire vers l’extérieur, le forçant à adopter une structure à peu près radiale. Pour un simple champ magnétique solaire dipolaire, avec des polarités hémisphériques opposées de chaque côté de l’équateur magnétique solaire, une fine couche de courant se forme dans le vent solaire. À de grandes distances, la rotation du Soleil tord le champ magnétique dipolaire et la feuille de courant correspondante en une structure en spirale d'Archimède appelée spirale de Parker. Le champ magnétique interplanétaire est beaucoup plus puissant que la composante dipolaire du champ magnétique solaire. Le champ magnétique dipolaire du Soleil de 50 à 400 μT (au niveau de la photosphère) diminue avec l'inverse du cube de la distance jusqu'à environ 0,1 nT à la distance de la Terre. Cependant, selon les observations des sondes spatiales, le champ interplanétaire à l'emplacement de la Terre est d'environ 5 nT, soit environ cent fois supérieur.
 La différence est due aux champs magnétiques générés par les courants électriques dans le plasma entourant le Soleil.
Variation d'activité
Le champ magnétique du Soleil entraîne de nombreux effets collectivement appelés activité solaire. Les éruptions solaires et les éjections de masse coronale ont tendance à se produire au niveau des groupes de taches solaires. Des flux de vent solaire à grande vitesse, qui changent lentement, sont émis par les trous coronaux de la surface photosphérique. Les éjections de masse coronale et les flux de vent solaire à grande vitesse transportent le plasma et le champ magnétique interplanétaire vers l'extérieur dans le système solaire.
 Les effets de l'activité solaire sur Terre comprennent les aurores aux latitudes modérées à élevées et la perturbation des communications radio et de l'énergie électrique. On pense que l’activité solaire a joué un rôle important dans la formation et l’évolution du système solaire.
La modulation du nombre de taches solaires par le cycle solaire s'accompagne d'une modulation correspondante des conditions météorologiques spatiales, y compris celles entourant la Terre, où les systèmes technologiques peuvent être affectés.
Changement à long terme
Certains scientifiques pensent que l'évolution à long terme du nombre de taches solaires est corrélée à l'évolution à long terme de l'irradiation solaire, qui, à son tour, pourrait influencer le climat à long terme de la Terre.
Par exemple, au XVIIe siècle, le cycle solaire semblait s’être complètement arrêté pendant plusieurs décennies ; peu de taches solaires ont été observées pendant une période connue sous le nom de minimum de Maunder. Cela a coïncidé avec l’ère du Petit Âge Glaciaire, lorsque l’Europe connaissait des températures inhabituellement froides. Des minima étendus antérieurs ont été découverts grâce à l’analyse des cernes des arbres et semblent avoir coïncidé avec des températures mondiales inférieures à la moyenne.
Une théorie récente prétend qu'il existe des instabilités magnétiques dans le noyau du Soleil qui provoquent des fluctuations sur des périodes de 41 000 ou 100 000 ans. Ceux-ci pourraient fournir une meilleure explication des périodes glaciaires que les cycles de Milankovitch.
Phases de la vie
Le Soleil se trouve aujourd’hui à peu près à la moitié de la partie la plus stable de sa vie. Elle n’a pas radicalement changé depuis plus de quatre milliards d’années et restera relativement stable pendant plus de cinq milliards d’années supplémentaires. Cependant, après l’arrêt de la fusion de l’hydrogène dans son noyau, le Soleil subira de graves changements, tant internes qu’externes.
Formation
Le Soleil s'est formé il y a environ 4,6 milliards d'années à la suite de l'effondrement d'une partie d'un nuage moléculaire géant composé principalement d'hydrogène et d'hélium et qui a probablement donné naissance à de nombreuses autres étoiles.
Cet âge est estimé à l'aide de modèles informatiques d'évolution stellaire et de la nucléocosmochronologie. Le résultat est cohérent avec la date radiométrique du matériau le plus ancien du système solaire, il y a 4,567 milliards d’années. Les études d'anciennes météorites révèlent des traces de noyaux filles stables d'isotopes à courte durée de vie, tels que le fer 60, qui se forment uniquement dans les étoiles explosives à courte durée de vie. Cela indique qu'une ou plusieurs supernovae doivent s'être produites à proximité de l'endroit où le Soleil s'est formé. Une onde de choc provenant d'une supernova proche aurait déclenché la formation du Soleil en comprimant la matière au sein du nuage moléculaire et en provoquant l'effondrement de certaines régions sous leur propre gravité. Lorsqu'un fragment du nuage s'est effondré, il a également commencé à tourner en raison de la conservation du moment cinétique et à se réchauffer avec l'augmentation de la pression. Une grande partie de la masse s'est concentrée au centre, tandis que le reste s'est aplati en un disque qui allait devenir les planètes et autres corps du système solaire. La gravité et la pression au cœur du nuage ont généré beaucoup de chaleur à mesure qu’elles ont accumulé davantage de matière du disque environnant, déclenchant finalement la fusion nucléaire. Ainsi, le Soleil est né.
Séquence principale
Le Soleil est à peu près à mi-chemin de sa phase de séquence principale, au cours de laquelle les réactions de fusion nucléaire dans son noyau fusionnent l’hydrogène en hélium. Chaque seconde, plus de quatre millions de tonnes de matière sont converties en énergie au sein du noyau solaire, produisant des neutrinos et du rayonnement solaire. À ce rythme, le Soleil a jusqu'à présent converti environ 100 fois la masse de la Terre en énergie, soit environ 0,03 % de la masse totale de la Terre.