Soleil (suite)

Place dans l’Univers

Les étoiles sont groupées en gigantesques amas, appelés galaxies*. Le Soleil fait partie d’une telle galaxie, la Galaxie*, énorme disque renflé au centre, dont le plan équatorial coïncide avec la Voie lactée et contenant environ 100 milliards d’étoiles. Il se trouve légèrement excentré, dans un bras spirale, aux deux tiers d’un rayon à partir du centre, un peu au nord du plan moyen. Il est à environ 10 000 parsecs du centre galactique, l’épaisseur du disque galactique étant d’environ 1 000 pc à cet endroit. Par comparaison, le diamètre de la Galaxie est de 30 000 pc, et la galaxie la plus proche voisine, la Nébuleuse d’Andromède, est à 450 000 pc. La Galaxie est animée d’un mouvement propre, ce qui correspond à un déplacement apparent du Soleil vers un point, l’apex, situé dans le voisinage de l’étoile Véga. Ce mouvement se fait avec une vitesse de l’ordre de 19 km/s. Le Soleil tourne autour du centre de la Galaxie en 230 millions d’années, avec une vitesse linéaire de 216 km/s. L’étoile la plus proche du Soleil est Proxima Centauri, qui fait partie d’une constellation australe ; elle est à 4,3 al. Dans l’hémisphère boréal, l’étoile la plus proche, Cygnus 61, est à 11 al ; la Polaire est à 1 087 al, et Antarès, étoile géante du Scorpion, à 182 al, soit 56 pc.

Données physiques

• Distance à la Terre. C’est aussi le demi-grand axe de l’orbite terrestre, qui vaut 149 598 845 km, soit, par définition, 1 unité astronomique (UA). Sa valeur a pu être déterminée avec précision grâce aux lois de la mécanique céleste et à la mesure du temps écoulé entre l’émission d’une impulsion radar sur Vénus et la réception de son écho. À cette distance, un angle de 1″, unité couramment employée, correspond à 725 km.

• Dimensions propres. Considéré comme sphérique, le Soleil a un diamètre apparent moyen de 32′. En raison du mouvement de la Terre sur son orbite elliptique, le diamètre solaire subit des variations de grandeur en fonction des inégalités de distance ; de 32′ 35″ au 1^er janvier, il s’abaisse à 31′ 31″ au 1^er juillet. Le rayon solaire qui est internationalement adopté a pour valeur R = 695 500 km, c’est-à-dire 109 rayons terrestres équatoriaux. Le volume du Soleil est donc de 1 408.10¹⁵ km³. Certains astronomes pensent que le Soleil est légèrement aplati, la différence des rayons polaire et équatorial n’excédant pas 40 km ; cette hypothèse aurait des répercussions cosmologiques importantes, mettant en doute la relativité générale.

• Masse. La masse M du Soleil est de 199.10²⁵ t, soit 333 432 fois la masse de la Terre. En prenant la densité de l’eau pour unité, celle du Soleil est d = 1,41. Cette valeur est faible, surtout si l’on songe que la densité de certaines étoiles, telles les naines blanches, peut atteindre des valeurs de 100 000 à 1 000 000 par rapport à l’eau. La matière est alors dégénérée : noyaux et électrons sont entassés pêle-mêle ; c’est ce qui risque d’arriver au Soleil au terme de sa combustion. L’intensité de la gravitation à la surface est g = G (universel) M/R, soit 2,738.10⁴ unités C. G. S., M étant la masse du Soleil et R son rayon.

• Magnitude. Par comparaison entre le Soleil et Sirius, la magnitude photo-visuelle du Soleil est – 26,88. On en déduit la magnitude bolométrique absolue : 4,72. C’est la magnitude absolue du Soleil si celui-ci se trouvait à 10 pc de l’observateur terrestre.

• Parallaxe solaire. L’angle sous lequel on voit du centre du Soleil le rayon équatorial terrestre est de 8″ 794. Cette valeur a une importance considérable, car elle permet de rattacher exactement les deux unités parsec (pc) et année de lumière (al).

• Constante solaire et température effective. Une surface de 1 cm² disposée perpendiculairement aux rayons lumineux, placée hors de notre atmosphère, à la distance moyenne de la Terre au Soleil (soit à 1 UA), reçoit 2 calories par minute. Cette quantité est appelée constante solaire, car on n’a jamais pu mettre en évidence une quelconque variation de sa valeur avec le temps. Ce flux d’énergie est stable à mieux que 0,5 p. 100 et correspond, par la loi de Lambert, à une émittance énergétique E = 622.10⁵ W/m². La loi de Stephan, E = σT⁴ (avec σ = 5,668.10^–8 unités MKSA), permet d’évaluer la température effective du Soleil à 5 755 K, valeur sans doute légèrement sous-estimée. La luminosité totale L du Soleil est alors L = 4πR²E, soit 3,78.10²³ kW.

Mouvements du Soleil

Mouvement apparent

Dans son mouvement apparent sur la sphère céleste, résultant du mouvement réel de la Terre, le Soleil décrit, dans le sens direct, un grand cercle, appelé écliptique, incliné de 23° 27′ sur l’équateur céleste. Cet angle est aussi celui que fait l’axe de la Terre sur le plan de l’écliptique ; de cette inclinaison résultent les saisons et les inégales durées des jours terrestres. La ligne des équinoxes est l’intersection de l’équateur céleste et de l’écliptique, le point vernal correspondant à l’équinoxe de printemps. Le temps que met le Soleil entre deux passages consécutifs au point vernal constitue l’année tropique. Par suite de la précession des équinoxes, l’année tropique est sensiblement plus courte que l’année sidérale, d’environ 20 mn 23 s. La ligne perpendiculaire à la ligne des équinoxes est la ligne des solstices. La zone de la sphère céleste qui s’étend de 8° 5′ de part et d’autre de l’écliptique s’appelle le zodiaque ; elle est divisée en douze cases portant chacune le nom de la constellation d’étoiles qu’elles contiennent et correspondant sensiblement aux douze mois de l’année.

Rotation

Le Soleil tourne sur lui-même autour d’un axe incliné de 7° 15′ sur l’écliptique. Cependant, il ne tourne pas uniformément ; la période de rotation sidérale, c’est-à-dire le temps nécessaire pour que la longitude d’un méridien solaire, comptée à partir d’un point fixe, s’accroisse de 360°, varie avec la latitude : de 25,2 jours à l’équateur, cette valeur passe à 32,2 jours à la latitude de 70° et atteint 34 jours au voisinage des pôles. On désigne ce phénomène sous le nom de rotation différentielle ; et l’on adopte la valeur moyenne de 25,38 jours pour la rotation sidérale (valeur utilisée pour le calcul des éphémérides solaires). Cependant, du fait que l’observateur terrestre tourne aussi autour du Soleil, la période de rotation synodique, c’est-à-dire le temps nécessaire pour qu’un méridien donné revienne en coïncidence avec la distance Soleil-Terre, est d’environ 27 jours.