Du cœur du Soleil aux aurores

Ce qui se passe, étape par étape.

1. 01

   La fusion, puis un long transport

   Au centre du Soleil, à environ 15 millions de kelvins, des réactions successives transforment des noyaux d’hydrogène en hélium. Une petite part de leur masse devient de l’énergie. Les neutrinos s’échappent presque librement, tandis que les photons sont absorbés, réémis et diffusés. Les quelque 170 000 ans de diffusion sont une estimation dépendante du modèle : on ne suit pas un photon intact. Une fois la lumière sortie, elle rejoint la Terre en environ 8 min 20 s.

2. 02

   Des couches et une dynamo

   Dans la zone radiative, les interactions des photons transportent l’énergie. Plus haut, le plasma monte, refroidit puis redescend : c’est la convection. Près de leur jonction, la tachocline relie des régions qui tournent différemment. Les mouvements du plasma entretiennent le champ magnétique par un mécanisme appelé dynamo. Le rôle exact de la tachocline reste débattu. Les taches marquent des zones moins chaudes, où le champ freine la convection. Le cycle d’activité dure environ 11 ans, avec une durée variable.

3. 03

   Une atmosphère plus chaude

   La photosphère laisse sortir la lumière visible blanche du Soleil. Au-dessus, la chromosphère porte des jets et la région de transition marque une forte montée en température. La couronne atteint couramment environ 1–2 millions de kelvins, mais reste très peu dense. Ondes, turbulence et réorganisations du champ contribuent à son chauffage ; leurs parts restent étudiées. La couronne se prolonge dans le vent solaire. Le vent rapide vient surtout des trous coronaux ; le vent lent a plusieurs origines.

4. 04

   Plusieurs horloges vers la Terre

   Un flash lumineux, des particules solaires énergétiques et une CME sont des phénomènes distincts, parfois associés. La lumière met environ 8 min 20 s ; les particules rapides arrivent souvent en 20 min à quelques heures. Une CME prend couramment 1–3 jours, parfois 15–18 h, et peut manquer la Terre. Le vent ordinaire reste continu : environ 4,3 jours à 400 km/s. Près du point L1, entre Soleil et Terre, les satellites mesurent le vent et son champ, donnant souvent 15–60 min d’alerte supplémentaire.

5. 05

   Du champ terrestre aux aurores

   Le vent rencontre un choc d’étrave, puis la magnétopause qui borde la région dominée par le champ terrestre. Une pression plus forte comprime cette frontière. Un champ interplanétaire vers le sud favorise la reconnexion : les champs se réorganisent et de l’énergie entre dans la magnétosphère. La queue côté nuit peut la stocker puis la libérer. Des électrons excitent l’oxygène et l’azote atmosphériques, qui émettent la lumière des aurores. Les tempêtes peuvent aussi perturber les satellites et les réseaux électriques.

6. 06

   Comment connaît-on ce Soleil ?

   L’intérieur n’a jamais été photographié. L’héliosismologie utilise les vibrations mesurées à la surface pour contraindre les modèles internes. Les neutrinos renseignent directement sur la fusion : Borexino a détecté ceux du cycle CNO en 2020, avec des résultats finaux en 2023. Les télescopes distinguent les structures selon la lumière observée. Parker mesure le plasma près du Soleil ; Solar Orbiter a observé ses pôles hors du plan des orbites en 2025. Les satellites près de L1 relient ces observations aux conditions qui arrivent vers la Terre.