1/ Introduction A environ 150 000 000 de km de notre planète brille le Soleil, la seule étoile de notre système stellaire. Elle est classifiée comme une naine jaune de par sa taille et sa couleur. Vieille de 5 milliards d'années et actuellement à la moitié de sa vie, c'est une énorme boule de gaz (hydrogène à 75% et hélium à 25 %) dont les réactions thermonucléaires produisent des grandes quantités d'énergie (chaleur et lumière), indispensable à l'Homme pour vivre. Le diamètre de notre étoile est de 1 400 000 km et sa masse équivaut à 333 000 celle de la Terre (2,00.
1030kg). Cette masse énorme lui permet de représenter 99,9 % de la masse totale de notre système. De nombreux objets célestes gravitent autour de l'étoile car c'est l'astre de notre système avec la plus puissante attraction gravitationelle: des planètes, des comètes, des astéroïdes,... Le Soleil émet de la lumière mais aussi des rayonnements que nous ne pouvons pas voir comme des rayons X, des rayons ultraviolets ou encore des rayon gamma. Il fait partie intégrante de notre quotidien depuis la naissance de l'Humanité. Considéré comme un dieu par certains, d'autres voient en lui un domaine d'étude fascinant et complexe qui nous permet de mieux cerner le comportement des étoiles. D'une grande beauté, il n'en est pas moins dangereux pour les Hommes et notre planète, même à une telle distance.
Le Soleil, source de la vie 2/ Caractéristiques
Le géant solaire3/ A l'intérieur du Soleil Le noyau est la zone au cœur du Soleil. Il est épais de 250 000 km de rayon et représente 20 % du rayon solaire et 60 % de la masse totale du Soleil. La température y est extrêmement chaude car il y fait environ 15 000 000 °C et la densité y est très forte (150 000 kg/m3). Ces conditions particulières lui permettent de fabriquer de l’énergie : en effet, les gaz présents ici sont denses et à l’état de plasma ce qui permet d’entraîner des réactions thermonucléaires. Ce sont celles-ci qui sont responsables de l’énergie engendrée par l’étoile : on parle là de fusion thermonucléaire. Les atomes d’hydrogène présents dans le noyau sont projetés les uns contre les autres et parviennent à fusionner pour former des atomes d’hélium, un peu plus légers. Lors de la fusion, il y a une perte de masse sous forme d’énergie lumineuse (rayonnement) ; c’est de là que provient la lumière du Soleil que nous percevons qui est transportée par des photons (particules de lumière).
La zone radiative est une couche épaisse de 245 000 km qui représente environ 30 % du rayon solaire. La température y varie entre 500 000° C et 10 000 000° C. L’énergie du noyau est transmise dans cette zone et transportée vers l’extérieur grâce à des rayonnements électromagnétiques et à des photons. Cependant, cette émission est très lente (plusieurs centaines de milliers d’années) car les photons sont en permanence absorbés par les particules présentes dans ce milieu (des ions). Les photons sont ralentis et perdent de l’énergie à chaque absorption.
La troisième zone la plus éloignée du centre du Soleil et la zone de convections (zone convective). Représentant environ 30 % du diamètre solaire et chutant de quelques millions de degrés à environ 6 000 °C, c’est ici que l’énergie du noyau poursuit son chemin. Elle est séparée de la zone radiative par une couche de 3 000 km d’épaisseur, la tachocline : il s’agit de la séparation entre les rotations uniformes et différentielles. Il est fort probable que cette rotation différentielle soit responsable du champ magnétique du Soleil (effet dynamo). Au-delà de cette limite, le Soleil présente une rotation différentielle (la rotation est plus rapide à l’équateur qu’aux pôles). De par la chute de chaleur et de densité, la radiation n’est plus possible, des atomes se forment et l’énergie est émise par des convections : la matière réchauffée monte à la surface puis, une fois refroidie, redescend et ainsi de suite. C’est ce mécanisme qui fait apparaître les granulations de l’étoile.Le champ magnétique solaire
Après avoir traversé quasiment tout le Soleil depuis son centre, nous arrivons aux couches extérieures. La lumière met 8 minutes à rejoindre la Terre mais elle existe déjà depuis des millions d’années car elle met du temps à tout traverser. La première couche de l’atmosphère solaire est la photosphère. C’est la partie visible du Soleil qui est faite de gaz, épaisse de seulement quelques centaines de kilomètres avec une température estimée à environ 6 000 °C. La lumière que nous voyons provient à 99 % de cette zone. Elle présente un aspect granuleux (dû à la convection) et des tâches solaires : ce sont des champs magnétiques qui apparaissent sombres à côté de l’éclat de la photosphère mais elles sont en réalité très brillantes. Elles sont produites par le champ magnétique internes et sont nombreuses quand l’activité solaire est à son maximum (tous les 11 selon le cycle de Schwabe). Il y a également des facules, d’autres flux magnétiques. 
Tâches solaires
Coupe du Soleil
4/ L'activité solaire
Le Soleil est très actif. Il transforme en permanence son hydrogène en hélium et émet toute sa lumière à travers l’espace continuellement. Les observateurs qui l’on étudié ont pu déterminer des cycles d’activités.Le cycle de Schwabe est le plus connu. Il dure environ 11 ans et coïncide avec les tâches solaires présentes sur la photosphère. Des observations ont montré une forte augmentation du nombre de tâches solaires tous les 11 ans environ et donc une augmentation de l’activité solaire. De plus, le rayonnement corpusculaire augmente également ainsi que le rayonnement électromagnétique. Tous les 11 ans, les pôles changent de place : ils sont inversés. Les champs magnétiques sont entortillés et sont potentiellement dotés d’une forte énergie. Tous les 11 ans, le Soleil est à un maximum de son activité et c’est à ce moment-là qu’il est le plus dangereux.
Evolution de l'activité solaire
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