Le soleil

Le Soleil est le centre du système solaire et la source de toute vie et Énergie ici sur Terre. Il représente plus de 99,86% de la masse du système solaire et sa gravité domine toutes les planètes et les objets qui l’orbitent., Depuis le début de l’histoire, les êtres humains ont compris l’importance du soleil pour notre monde, ses saisons, le cycle diurne et le cycle de vie des plantes.

pour cette raison, le soleil a été au centre de nombreuses mythologies et systèmes de culte de la culture ancienne. Des Aztèques, Mayas et Incas aux anciens Sumériens, Égyptiens, Grecs, Romains et Druides, Le soleil était une divinité centrale car il était considéré comme le porteur de toute lumière et de toute vie. Avec le temps, notre compréhension du soleil a changé et est devenue de plus en plus empirique., Mais cela n’a rien fait pour diminuer son importance.

Nom:

le nom » The sun  » est un nom propre anglais qui a évolué à partir du Vieil anglais sunne, qui peut être lié au mot south. Autres formes germaniques du nom – allant de sunne et sonne en vieux frison à sunna en vieux haut allemand et vieux norrois à sunno en Gothique. Tous les Termes germaniques pour le soleil proviennent du Proto-germanique « sunnon », qui est à son tour dérivé du sauel ou sauol du Proto-Indo-européen.,

le nom anglais du dimanche provient du Vieil anglais sunnandæg (littéralement « jour du soleil ») qui était en usage avant 700 EC. Ce nom provient de l’interprétation germanique du latin dies solis, qui est lui-même une traduction du Grec heméra helíou. Le nom Latin du soleil, Sol, est largement connu mais n’est pas d’usage courant. Cependant, la forme adjectivale solaire est largement utilisée pour désigner des phénomènes ou des attributs relatifs au soleil.

caractéristiques:

Le Soleil est une étoile de la séquence principale de type G qui comprend environ 99,86% de la masse du système solaire., Le soleil a une magnitude absolue de + 4,83, ce qui est estimé être plus brillant qu’environ 85% des étoiles de la Voie lactée – dont la plupart sont des naines rouges. Avec un diamètre de 696 342 ± 65 km et une masse d’environ 1 988 × 1 030 kg (1 900 milliards de tonnes métriques), le soleil est 109 fois plus grand que la Terre et 333 000 fois plus massif.

étant une étoile, la densité du soleil varie considérablement entre ses couches externes et son noyau. En moyenne, il a une densité de 1,408 g/cm3, soit environ le quart de celle de la Terre. Cependant, les modèles du soleil estiment qu’il a une densité de 162.,2 g / cm3 plus près du noyau, soit 12,4 fois celui de la Terre.

Bien que notre soleil semble être de couleur jaune, il est en fait blanc. Il semble simplement être jaune à cause de l’effet de l’atmosphère. Notre Soleil est plus lumineux que la plupart des autres étoiles de la galaxie (qui sont également des naines rouges) et seulement environ 5% des étoiles de la Voie lactée sont plus grandes que le soleil. Le soleil est un membre du groupe D’étoiles Population I, qui décrit les étoiles lumineuses, chaudes et jeunes que l’on trouve généralement dans les bras spiraux des galaxies.,

parce que le soleil est fait de plasma, il est aussi très magnétique. Il a des pôles magnétiques Nord et sud comme la Terre, et les lignes de champ magnétique créent l’activité que nous voyons à la surface. Les taches solaires plus sombres – des zones plus froides qui durent quelques mois et dont la taille varie considérablement – sont créées lorsque des lignes de champ magnétique traversent la photosphère du soleil. les taches solaires apparaissent en cycles et parfois il n’y en a aucune visible du tout.

les éjections de masse coronale et les éruptions solaires se produisent lorsque ces lignes de champ magnétique s’enclenchent et se reconfigurent., La quantité d’activité sur le soleil se lève et tombe sur un cycle de 11 ans. Au point bas, appelé minimum solaire, il y a peu, voire aucune tache solaire. Et puis au point culminant du cycle, le maximum solaire, il y a le plus de taches solaires et la plus grande quantité d’activité solaire.

Le Soleil est de loin l’objet le plus brillant du ciel, avec une magnitude apparente de -26,74, ce qui est environ 13 milliards de fois plus lumineux que L’Étoile la plus brillante suivante (Sirius, qui a une magnitude apparente de -1,46)., La distance moyenne du soleil à la Terre est d’environ 1 unité astronomique ou UA (150 000 000 km/93 000 000 mi), bien que cela change en raison des variations de l’orbite terrestre.

à cette distance moyenne, la lumière se déplace du soleil à la Terre en environ 8 minutes et 19 secondes. L’énergie de cette lumière solaire soutient presque toute la vie sur Terre par la photosynthèse et stimule le climat et la météo de la Terre.

Composition et Structure:

l’intérieur du Soleil est différencié entre plusieurs couches, qui comprend un noyau, une zone radiative, une zone convective, une photosphère et une atmosphère., Le noyau est la région la plus dense et la plus chaude du soleil (150 g/cm3/15,7 millions de K) et représente environ 20 à 25% du rayon global du soleil.

Le Soleil met environ 1 mois à tourner une fois sur son axe; cependant, il s’agit d’une estimation approximative car le soleil est une boule de plasma. Une analyse récente a indiqué que le noyau a une vitesse de rotation plus rapide que les couches externes du soleil. Aux couches externes, près de l’équateur, il tourne environ une fois tous les 25,4 jours alors que près des pôles, il faut jusqu’à 36 jours pour effectuer une seule rotation.,

c’est également dans le noyau que la majorité de l’énergie du Soleil est produite par fusion nucléaire, qui convertit l’hydrogène en hélium. Près de 99% de l’énergie thermique créée par le soleil se produit dans cette région – qui représente 24% de l’intérieur du soleil – et dans 30% du Rayon, les processus de fusion ont presque cessé. Le reste du Soleil est chauffé par cette énergie, qui est transférée vers l’extérieur vers la photosphère solaire avant de s’échapper dans l’espace sous forme de lumière du soleil ou de particules de haute énergie.

à la zone radiative, qui s’étend de 0,25 à environ 0.,7 rayons solaires, le rayonnement thermique est le principal moyen de transfert d’énergie. Dans cette couche, la température baisse avec l’augmentation de la distance du noyau, d’environ 7 millions de K à l’intérieur à 2 millions de K Au bord extérieur. La densité chute également au centuple-de 20 g / cm3 à seulement 0,2 g / cm3.

entre la zone radiative et la zone convective, il y a une couche de transition connue sous le nom de tachocline. Cette région est définie par un changement brusque de la rotation uniforme de la zone radiative et la rotation différentielle de la zone de convection, ce qui entraîne un grand cisaillement., Il est actuellement théorisé qu’une dynamo magnétique dans cette couche est responsable de la génération du champ magnétique du soleil.

dans la zone convective, qui s’étend de la surface à environ 200 000 km Sous la surface (0,7 rayon solaire), la température et la densité du plasma sont plus faibles. Cela permet à la convection thermique de se développer lorsque le matériau chauffé ci-dessous se dilate et monte, puis se refroidit et se contracte une fois qu’il atteint la photosphère, le faisant couler à nouveau et pour que le cycle convectif se poursuive.,

la surface visible du soleil, autrement connue sous le nom de photosphère, est la couche en dessous de laquelle le soleil devient opaque à la lumière visible. Au-dessus de la photosphère, la lumière du soleil visible est libre de se propager dans l’espace et son énergie s’échappe entièrement du soleil. La photosphère a des dizaines à des centaines de kilomètres d’épaisseur, étant légèrement moins opaque que l’air sur Terre.

étant donné que la partie supérieure de la photosphère est plus froide que la partie inférieure, une image du Soleil apparaît plus brillante au centre que sur le bord ou le membre du disque solaire., À la photosphère, la température et la densité atteignent leur point le plus bas – environ 5 700 K et une densité de 0,2 g/m3 (environ 1/6 000 e la densité de l’air au niveau de la mer).

enfin, il y a l’atmosphère du soleil, qui est composée de trois couches distinctes – la chromosphère, la région de transition et la couronne. La chromosphère (littéralement » sphère de couleur ») a une profondeur d’environ 2 000 kilomètres et une densité très faible (10 à 4 fois celle de la photosphère et 10 à 8 fois celle de l’atmosphère terrestre)., Ceci, combiné à la luminosité de la photosphère, rend la chromosphère normalement invisible. Cependant, lors d’une éclipse totale, sa couleur rougeâtre peut être vue.

Au-dessus de la chromosphère se trouve la région de transition mince (200 km d’épaisseur), où les températures augmentent rapidement de 20 000 K dans la couche supérieure à près de 1 000 000 K à la couronne. Ceci est facilité par l’ionisation complète de l’hélium dans la région de transition, ce qui réduit considérablement le refroidissement radiatif du plasma., Cette couche n’est pas bien définie et forme plutôt une sorte de nimbe autour des caractéristiques de la chromosphère et est en mouvement constant et chaotique. La région de transition n’est pas facilement visible de la surface de la Terre, mais est visible dans le spectre ultraviolet.

enfin, il y a la couronne. Dans la région inférieure, la densité des particules est extrêmement faible et la température moyenne est d’environ 1 à 2 millions de K – les régions les plus chaudes variant entre 8 et 20 millions de K. On pense que cela est dû au champ magnétique du soleil provoquant une accélération des particules, qui à son tour crée de l’énergie cinétique (et thermique).,

la couronne est l’atmosphère étendue du soleil, et le flux de plasma vers l’extérieur du soleil dans l’espace interplanétaire (aka. « vent solaire ») constituent le champ magnétique solaire en forme de spirale. Ceci est connu comme l’héliosphère, une sphère magnétique qui s’étend au-delà de l’héliopause (plus de 50 UA du soleil) et protège le système solaire des particules chargées provenant du milieu interstellaire (aka. « vent interstellaire »).

Evolution et Avenir:

le consensus scientifique actuel est que le soleil s’est formé autour de 4.,Il y a 57 milliards d’années en raison 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. Comme un fragment du nuage s’est effondré, il a également commencé à tourner en raison de la conservation du moment angulaire et à chauffer avec la pression croissante.

Une grande partie de la masse s’est concentrée au centre, tandis que le reste s’est aplati en un disque qui finirait par s’accréter pour former les planètes et autres corps du système solaire., La gravité et la pression au cœur du nuage ont généré beaucoup de chaleur car il a accrété plus de matière du disque environnant, déclenchant éventuellement la fusion nucléaire. De cette grande explosion, le soleil s’est formé.

Le Soleil est actuellement dans sa phase de séquence principale, caractérisée par la production continue d’énergie thermique par fusion nucléaire. Actuellement, plus de quatre millions de tonnes de matière dans l’énergie dans son noyau, produisant des neutrinos et le rayonnement solaire. À ce rythme, le soleil a converti 200 fois la masse de notre Terre en énergie (Environ 0,03% de sa masse totale).,

Le soleil devient plus chaud parce que les atomes d’hélium dans son noyau occupent progressivement moins de volume que les atomes d’hydrogène qui ont été fusionnés. Le noyau se rétrécit donc, permettant aux couches externes du soleil de se rapprocher du Centre et de ressentir une force gravitationnelle plus forte. Cette force plus forte augmente la pression sur le noyau, ce qui rend le noyau plus dense.

on estime que le soleil est devenu 30% plus lumineux au cours des 4,5 milliards d’années écoulées et que sa luminosité augmente d’environ 1% Tous les 100 millions d’années., À la fin de sa phase de séquence principale, le soleil ne va pas supernova (car il n’a pas de masse suffisante).

Au Lieu de cela, une fois que l’hydrogène dans le noyau est épuisé dans 5,4 milliards d’années, le soleil va s’étendre pour devenir une géante rouge. On suppose qu’il deviendra assez grand pour englober L’orbite de Mercure, Vénus et peut-être même la Terre.

Une fois qu’il aura atteint la phase RVB (Red-Giant-Branch), le soleil aura environ 120 millions d’années de vie active. Mais beaucoup se passera dans ce laps de temps., Tout d’abord, le noyau (plein d’hélium dégénéré) s’enflammera violemment dans un flash d’hélium – où environ 6% du noyau et 40% de la masse du soleil seront convertis en carbone en quelques minutes.

Le soleil va alors rétrécir à environ 10 fois sa taille actuelle et 50 fois sa luminosité, avec une température un peu plus basse qu’aujourd’hui. Pendant les 100 millions d’années à venir, il continuera à brûler de l’hélium dans son noyau jusqu’à ce qu’il soit épuisé. À ce stade, il sera dans sa phase asymptotique-géante-branche (AGB), où il se développera à nouveau (beaucoup plus rapidement cette fois) et deviendra plus lumineux.,

au cours des 20 Prochains millions d’années, le soleil deviendra instable et commencera à perdre de la masse par une série d’impulsions thermiques. Celles-ci se produiront tous les 100 000 ans environ, devenant plus grandes à chaque fois et augmentant la luminosité du soleil à 5 000 fois sa luminosité actuelle et son rayon à plus de 1 UA. Après environ 500 000 ans, il ne restera que la moitié de la masse actuelle du soleil et son enveloppe extérieure commencera à former une nébuleuse planétaire.

l’évolution post AGB est encore plus rapide, car la masse éjectée s’ionise pour former une nébuleuse planétaire et le noyau exposé atteint 30 000 K., La température finale du noyau nu sera supérieure à 100 000 K, après quoi le reste se refroidira vers une naine blanche. La nébuleuse planétaire se dispersera dans environ 10 000 ans, mais la naine blanche survivra pendant des milliards d’années avant de devenir noire.

Position dans la Voie Lactée:

Le soleil se trouve près du bord intérieur du bras D’Orion de la Voie Lactée, dans le nuage interstellaire Local (ou ceinture de Gould). Cela le place à une distance de 7,5 à 8,5 mille Parsecs (25 000 à 28 000 années – lumière) du centre galactique., Le soleil est contenu dans la bulle locale, une cavité dans le milieu interstellaire qui contient du gaz chaud raréfié.

Le soleil, et donc le système solaire, se trouve dans ce que les scientifiques appellent la zone habitable galactique, une zone qui contient plusieurs éléments favorables à la vie. Ceux-ci incluent le bon mélange d’éléments, une orbite qui l’éloigne des bras spiraux dangereux et une distance suffisante du centre galactique qui garantit qu’il n’est pas perturbé par ses forces gravitationnelles ou trop de rayonnement.,

la direction générale du mouvement galactique du Soleil est vers L’étoile Véga dans la constellation de la lyre à un angle d’environ 60 degrés du ciel par rapport à la direction du centre galactique. Sur les 50 systèmes stellaires les plus proches à moins de 17 années-lumière de la Terre (le plus proche étant la naine rouge Proxima Centauri à environ 4,2 années-lumière), le soleil se classe au quatrième rang en masse.

l’orbite du soleil autour de la Voie Lactée est considérée comme elliptique, avec l’ajout de perturbations dues aux bras spiraux galactiques et à des distributions de masse non uniformes., De plus, le soleil oscille de haut en bas par rapport au plan galactique environ 2,7 fois par orbite. Il faut au système solaire environ 225-250 millions d’années pour terminer une orbite à travers la Voie Lactée (une année galactique), on pense donc avoir terminé 20-25 orbites pendant la durée de vie du soleil.

Histoire de L’Observation:

Le soleil a été un objet de vénération tout au long de la préhistoire et de l’histoire humaine ancienne. La plupart des cultures croyaient qu’il s’agissait d’une nature surnaturelle ou d’une divinité, dont la présence était intimement liée au temps, aux saisons et au cycle de la vie., Le culte du soleil était au cœur de civilisations telles que les anciens Égyptiens et les Sumériens, ainsi que de nombreuses cultures en Europe, en Asie occidentale et en Afrique.

Les premiers exemples connus de culte du soleil se trouvent dans la mythologie Proto-Indo-européenne, où le soleil est représenté comme traversant le ciel dans un char (aka. un « char solaire). Dans la mythologie germanique, le char solaire est représenté comme Sol; dans les cultures védiques (et ensuite hindoues) comme Surya; et dans la mythologie nordique comme Solvognen.,

en Mésapotamie, Utu était la divinité du Soleil-le dieu de la justice et le descendant de Nannar (Dieu de la Lune). Pour les Babyloniens et les Assyriens, Shamas (ou Samas) était l’équivalent, et des dieux similaires étaient adorés dans les panthéons Akkadiens et hébreux – et ainsi que dans toute la péninsule Arabique – sous des noms différents.

aux anciens Égyptiens, Le soleil était associé à Ra, le Dieu qui régnait sur le ciel, la Terre et les enfers. Le soleil lui-même a été nommé Aten, qui était soit le corps ou l’Œil de Ra., À partir du 25ème siècle avant notre ère, le culte de Ra s’est répandu à travers L’Égypte, avec de nombreuses représentations de lui transporté à travers le ciel dans un vaisseau solaire accompagné des dieux inférieurs.

dans le cas des civilisations du Nouveau Monde, Les Incas, les Mayas et les Aztèques croyaient tous que les sacrifices humains étaient nécessaires pour apaiser le dieu soleil et maintenir le cycle de la vie. Pour les Aztèques, Huitzilopochtli-le dieu de la guerre, du soleil, du sacrifice humain et le patron de Tenochtitlan – était responsable de toutes leurs victoires et défaites au combat, et ne pouvait être apaisé que par l’offrande de sang.,

pour les Grecs, lui le dieu du soleil était connu sous le nom D’Hélios, le fils du Titan Hypérion et de la Titanesse Théia. Semblable aux représentations égyptiennes de Ra, Hélios était généralement représenté comme étant porté par un char tiré par des chevaux ardents. Cependant, contrairement à leurs anciens ancêtres, les Grecs considéraient le soleil comme l’une des sept planètes, car il tournait une fois par an le long de l’écliptique à travers le zodiaque.

L’Empire romain a adopté Hélios dans sa propre mythologie comme Sol., Le titre Sol Invictus (« le soleil invaincu ») a été appliqué à plusieurs divinités solaires, et représenté sur plusieurs types de pièces romaines au cours des 3ème et 4ème siècles. La naissance du » Soleil invaincu  » a été célébrée au 3ème ou 4ème siècle de notre ère le 25 décembre, peu après le solstice d’hiver pour marquer la fin des jours qui raccourcissent.

dans la mythologie chinoise, la divinité du soleil dans la mythologie chinoise est Ri Gong Tai Yang Xing Jun (ou Tai Yang Gong, « grand – père soleil ») – aka. Seigneur étoile du Palais solaire, Seigneur du soleil., Tai Yang Xing Jun est généralement représenté avec le Seigneur étoile du Palais lunaire, Seigneur de la Lune, Yue Gong Tai Yin Xing Jun (Tai Yin Niang Niang / Lady Tai Yin).

d’anciens temples et monuments ont été construits dans les temps anciens avec le culte du soleil ou des phénomènes solaires à l’esprit. Par exemple, des mégalithes en pierre qui ont marqué le solstice d’été ou d’hiver ont été observés en Égypte, à Malte, en Angleterre (Stonehenge), en Irlande et dans L’ancienne ville de Chichen Itza dans le sud du Mexique.,

Au fil du temps, les anciens astronomes ont commencé à développer une compréhension scientifique du soleil, basée sur des observations continues de ses mouvements. Au début du 1er millénaire avant notre ère, les astronomes Babyloniens ont noté que le mouvement du Soleil le long de l’écliptique n’était pas uniforme. On apprendra plus tard que cela est le résultat de l’orbite elliptique de la Terre autour du soleil.

au Ve siècle avant notre ère, le philosophe grec Anaxagore a estimé que le soleil n’était pas le « char D’Hélios », mais une boule enflammée dont la lumière était réfléchie par la Lune., Au 3ème siècle avant notre ère, Ératosthène a estimé la distance entre la Terre et le soleil à 4 080 000 stades (755 000 km) ou 804 000 000 stades (148 à 153 millions de km, soit 0,99 à 1,02 UA), ce dernier étant correct à quelques pour cent. Ptolémée fera plus tard ses propres estimations, affirmant que la distance était de 1 210 fois le rayon de la terre, soit environ 7,71 millions de km (0,0515 UA).

c’est également au cours du 3ème siècle avant notre ère que L’astronome grec Aristarque de Samos proposerait l’idée que le soleil était au centre de l’univers et que les planètes le tournaient., Ce point de vue sera adopté plus tard par Séleucos de Séleucie (ca. 190 BC – ca. 150 avant JC), et continuer à être articulé par les astronomes islamiques et Indiens au Moyen Âge.

la contribution des érudits arabes et islamiques comprend Al-Battani (858 – 929 EC), qui a découvert que la direction de l’apogée du Soleil (le point où le soleil semble se déplacer le plus lentement contre les étoiles fixes) est sujette à changement. L’astronome égyptien Ibn Yunus (950 – 1009) a observé plus de 10 000 entrées pour la position du soleil pendant de nombreuses années à l’aide d’un grand astrolabe.,

D’après une observation d’un transit de Vénus en 1032, L’astronome et polymathe Perse Ibn Sina (aka. Avicenne, ca.?980 – 1037) ont conclu que Vénus est plus proche de la terre que le soleil. Ibn Rushd, l’astronome andalou du 12ème siècle, a également fourni une description des taches solaires au 12ème siècle. Les observations de taches solaires ont été enregistrées plus tôt pendant la dynastie Han (206 AEC – 220 CE) par les astronomes chinois, qui ont maintenu des enregistrements de ces observations pendant des siècles.,

le modèle mathématique d’un système héliocentrique de Nicolaus Copernic a révolutionné l’astronomie et a contribué à inaugurer notre compréhension moderne de l’importance du soleil dans notre univers. En plus d’expliquer les divergences observationnelles dans le mouvement des planètes, le modèle héliocentrique a effectivement placé le soleil au centre de l’univers connu.

Le développement du télescope au début du 17ème siècle a également permis des observations détaillées du soleil et des planètes., Thomas Harriot, Galileo Galilei, Christoph Scheiner et d’autres astronomes ont pu faire des illustrations précises de leurs positions à la surface du soleil. En 1672, Giovanni Cassini et Jean Richer ont pu déterminer la distance à Mars, et ont ainsi pu calculer la distance au soleil.

en 1666, Isaac Newton est devenu le premier scientifique à observer la lumière du soleil à l’aide d’un prisme, et a montré qu’il est composé de lumière de nombreuses couleurs. En 1800, William Herschel s’est inspiré de cela en découvrant le rayonnement infrarouge à l’aide d’une série de thermomètres et d’un prisme., En notant les changements de température au-delà de la partie rouge du spectre solaire, il a déterminé qu’il existait également des formes de lumière non visibles.

Les Études du spectre lumineux du soleil ont également conduit à des progrès des études spectroscopiques au 19ème siècle. Cela a culminé avec la découverte et l’enregistrement par Joseph von Fraunhofer de plus de 600 raies d’absorption dans le spectre, dont les plus fortes ont été regroupées et nommées « raies de Fraunhofer », d’après leur fondateur.,

un autre domaine d’étude majeur au cours du 19ème siècle qui aurait un impact sur notre compréhension du soleil était le développement de la thermodynamique. Un contributeur majeur était William Thomson (alias. Lord Kelvin, 1824-1907) qui a suggéré que le soleil est un corps liquide se refroidissant progressivement qui rayonne un magasin interne de chaleur.

Kelvin et Hermann von Helmholtz ont également proposé que le mécanisme de contraction gravitationnelle était responsable de la production d’énergie du soleil., Ils ont également estimé l’âge du soleil à 20 millions d’années – ce qui contrastait fortement avec les estimations géologiques qui situaient l’âge de la Terre à au moins 300 millions d’années.

cependant, ce n’est qu’au 20e siècle qu’une solution documentée pour la production d’énergie du soleil a été proposée. Le premier est venu D’Ernest Rutherford (1871-1937), qui a suggéré que la production du soleil était maintenue par une source interne de chaleur, et a suggéré que la désintégration radioactive était cette source., Mais ce serait Albert Einstein qui fournirait l’indice essentiel de la production d’énergie du soleil avec son équivalence masse-énergie (E = mc2).

en 1920, L’astronome et physicien britannique Sir Arthur Eddington a proposé que les pressions et les températures au cœur du soleil pourraient produire une fusion nucléaire par laquelle les atomes d’hydrogène fusionneraient en noyaux d’hélium, entraînant la production d’énergie à partir du changement net de masse., Cela sera confirmé plus tard par de nombreuses études menées par des physiciens, qui conduiront également à la conclusion que la fusion de l’hydrogène pourrait créer tous les éléments connus de l’univers.

Exploration:

avec le début de l’ère spatiale au milieu du 20e siècle, la possibilité d’observer le soleil avec des sondes spatiales robotisées est devenue possible pour la première fois. Les premières missions vers le soleil ont été les satellites Pioneer 5, 6, 7, 8 et 9 de la NASA, lancés entre 1959 et 1968., Ces sondes ont orbité autour du soleil à une distance similaire à celle de la Terre et ont effectué les premières mesures détaillées du vent solaire et du champ magnétique solaire.

dans les années 1970, les sondes Helios 1 et 2 – une collaboration américano-allemande qui a étudié les vents solaires de L’intérieur de L’orbite de mercure au périhélie – ont fourni aux scientifiques de nouvelles données importantes sur le vent solaire et la couronne solaire. La Station spatiale Skylab, qui a été lancée par la NASA en 1973, a également fait de nombreuses découvertes en utilisant son observatoire solaire – connu sous le nom de monture du télescope Apollo., Ceux-ci comprenaient les premières observations d’éjections de masse coronale et de trous coronaux, maintenant connus pour être intimement associés au vent solaire.

en 1980, la NASA lance la mission Solar Maximum, un vaisseau spatial conçu pour observer les rayons gamma, les rayons x et les rayons UV des éruptions solaires pendant une période de forte activité solaire. Malheureusement, une panne électrique a mis la sonde en veille jusqu’à ce qu’elle puisse être récupérée et réparée par la navette spatiale Challenger en 1984., La Mission Solar Maximum a ensuite acquis des milliers d’images de la couronne solaire avant de rentrer dans l’atmosphère terrestre en juin 1989.

en 1991, La Japan Aerospace and Exploration Agency (JAXA) a déployé le satellite yohkoh (sunbeam), qui a observé les éruptions solaires aux longueurs d’onde des rayons X. Jusqu’en 2001, quand une éclipse annulaire lui a fait perdre son verrou sur le soleil, il a observé un cycle solaire entier et que la couronne était beaucoup plus active dans les régions éloignées de l’activité maximale qu’on ne le pensait auparavant.,

lancé en 1995, L’Observatoire solaire et Héliosphérique (SOHO) conjoint ESA-NASA est devenu l’une des missions solaires les plus importantes de l’histoire. Situé au point Lagrangien entre la Terre et le soleil, SOHO a fourni une vue constante du soleil à de nombreuses longueurs d’onde depuis son lancement. Initialement prévu pour servir une mission de deux ans, une prolongation de la mission jusqu’en 2012 a été approuvée en 2009, et une mission de suivi a été lancée en 2010-L’Observatoire de dynamique solaire (SDO).,

Tous ces satellites ont observé le soleil depuis le plan de l’écliptique, et n’ont donc observé que ses régions équatoriales en détail. La première tentative d’étude du soleil depuis les régions polaires a été la sonde Ulysses, une mission conjointe ESA-NASA lancée en 1990. Une fois qu’elle a pris son orbite prévue, la sonde a commencé à observer le vent solaire et l’intensité du champ magnétique aux hautes latitudes solaires, constatant que le vent solaire à haute latitude se déplaçait plus lentement que prévu (750 km/s) et qu’il y avait de grandes ondes magnétiques émergeant des hautes latitudes qui dispersaient les rayons cosmiques galactiques.,

en 2006, la mission Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) a été lancée, qui consistait en deux engins spatiaux identiques lancés sur des orbites qui les amènent (respectivement) à avancer et à tomber progressivement derrière la Terre. Cela permet l’imagerie stéréoscopique du soleil et des phénomènes solaires, tels que les éjections de masse coronale.

de nombreuses autres missions solaires sont prévues pour les années et les décennies à venir. Ceux-ci incluent L’organisation indienne de recherche spatiale (ISRO) a également une mission prévue nommée Aditya, un satellite de 100 kg qui doit être lancé en 2017-18., Son principal instrument sera un coronographe pour étudier la dynamique de la couronne Solaire.

en 2017, L’ESA prévoit de lancer le Solar Orbiter, qui étudiera comment le soleil crée et contrôle son héliosphère. La mission volera aussi près que 0.28 UA pour capturer ses mesures. En 2018, la NASA prévoit de lancer sa Solar Probe plus, qui s’approchera du soleil à une distance de 8,5 rayons solaires pour prendre des mesures directes des particules et de l’énergie émanant de la couronne solaire.,

enfin, il y a la mission Solar Sentinels de la NASA, une mission encore imprévue qui impliquera un groupe de six vaisseaux spatiaux-quatre stationnés à l’intérieur des orbites de Vénus et de mercure, un derrière le soleil et un en orbite autour de la Terre. Ensemble, ils étudieront le soleil pendant le maximum solaire, rechercheront les particules énergétiques, les éjections de masse coronale et les chocs interplanétaires dans l’héliosphère interne. Les données seront utilisées pour prévoir la météo spatiale pour les futures missions de vols spatiaux habités.

Le soleil fait beaucoup plus pour nous protéger que simplement fournir de la chaleur., Il fournit également toute l’énergie qui permet des réactions chimiques et le métabolisme qui a commencé le cycle de vie ici sur Terre. L’énergie continue qu’il nous donne, combinée à la présence protectrice de notre atmosphère, garantit que ce cycle de vie continue.

Le soleil laisse également échapper des rayons potentiellement nocifs, des vents solaires et des matériaux qui nous tueraient s’il n’y avait pas le champ magnétique terrestre. Cependant, les vents solaires transportent le matériau chargé jusqu’au bord du système solaire où il forme un champ magnétique qui empêche à son tour d’autres matériaux interplanétaires d’entrer., Sans cette barrière (l’héliopause), le système solaire serait malmené par les rayons cosmiques.

en ce sens, la Terre est idéalement située pour bénéficier de la présence du soleil. Nous ne sommes pas trop près, ni trop loin pour être trop chaud (comme Vénus) ou trop froid (comme Mars). Nous sommes également sûrs de savoir qu’au moment où le soleil se dilate au point où la vie n’existera plus sur Terre, nous serons partis depuis longtemps ou aurons évolué au-delà du point où nous vivons sur une seule planète.