Le Soleil est l’étoile du Système solaire. Dans la classification astronomique, c’est une étoile de type naine jaune, composée d’hydrogène (75 % de la masse ou 92 % du volume) et d’hélium (25 % de la masse ou 8 % du volume). Le Soleil fait partie de la galaxie appelée la Voie lactée et est situé à environ environ 8 kpc(∼26 100 a.l.) du centre galactique. Autour de lui gravitent la Terre (à la vitesse de 30 km/s), sept autres planètes, au moins cinq planètes naines, de très nombreux astéroïdes et comètes et une bande de poussière. Le Soleil représente à lui seul 99,86 % de la masse du Système solaire ainsi constitué, Jupiter représentant plus des deux tiers du reste.

L’énergie solaire transmise par le rayonnement solaire rend possible la vie sur Terre par apport d'énergie lumineuse (lumière) et d'énergie thermique (chaleur), permettant la présence d’eau à l’état liquide et la photosynthèse des végétaux. Les UV solaires contribuent à la désinfection naturelle des eaux de surfaces et à y détruire certaines molécules indésirables (quand l'eau n'est pas trop turbide). La polarisation naturelle de la lumière solaire (y compris de nuit après diffusion ou réflexion, par la Lune) ou par des matériaux tels que l’eau ou les cuticules végétales est utilisée par de nombreuses espèces pour s’orienter.

Le rayonnement solaire est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur la Terre. En effet, le bilan radiatif global de la Terre est tel que la densité thermique à la surface de la Terre est en moyenne à 99,97 % ou 99,98 % d’origine solaire. Comme pour tous les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement émis dans l’espace, sous forme de rayonnement thermique infrarouge ; la Terre restant ainsi en « équilibre dynamique ».

Le demi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil, couramment appelé « distance de la Terre au Soleil », égal à 149 597 870 700 m ± 3 m, est la définition originale de l’unité astronomique (ua). Il faut 8 minutes et 19 secondes pour que la lumière du Soleil parvienne jusqu’à la Terre.

Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point en son centre : .

Étymologie du terme

Le mot soleil est issu du gallo-roman *SOLICULU, forme du latin populaire *soliculus (non attesté), dérivé du latin classique sol, solis désignant l’astre et la divinité. Le latin sol se poursuit dans la plupart des langues romanes : italien sole, espagnol, portugais sol et le catalan sol.

Histoire

Au III siècle av. J.-C., pour le philosophe Théophraste, le Soleil est fait de petites particules de feu, rassemblées du fait de l'exhalation humide ; en s'agglomérant, elles constituent le soleil.

Caractéristiques générales

Le Soleil tel que vu dans l’ultraviolet « lointain » (UVC) (image en « fausses couleurs »). La chromosphère et les protubérances sont les sources essentielles, bien plus chaudes que « la surface » (la photosphère).

Le Soleil est une étoile naine jaune qui se compose de 74 % d’hydrogène, de 24 % d’hélium et d’une fraction d’éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2–V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrogène. Le suffixe « V » (ou « classe de luminosité ») indique qu’il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment, dans son noyau, l’hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d’équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles.

Il existe dans la Voie lactée plus de 100 millions d’étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile assez ordinaire, bien qu’il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la Galaxie, qui sont en majorité des naines rouges.

Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d’environ 25 000 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d’environ 220 millions d’années, et sa vitesse de 217 km⋅s, équivalente à une année-lumière tous les 1 400 ans (environ), et une unité astronomique tous les 8 jours.

Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique : l’orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 millions d’années environ, d’un côté puis de l’autre — sens Nord-Sud galactique, puis inversement — et s’en éloignerait au maximum de 230 années-lumière environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les étoiles qui auraient un plan de révolution différent de celui du disque galactique. Actuellement, le Système solaire se situerait à 48 années-lumière au-dessus (au nord) du plan galactique et en phase ascendante à la vitesse de 7 km/s.

Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n’étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l’équateur (25 jours) qu’aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre du Système solaire, ce dernier pouvant se situer à un peu plus d’un rayon solaire du centre de l’étoile (hors de sa surface), en raison de la masse de Jupiter (environ un millième de la masse solaire).

Les grandes dates

La plus ancienne éclipse solaire répertoriée date de 1223 av. J.-C., elle est représentée sur une table d’argile dans la cité d’Ougarit (aujourd’hui en Syrie). Vers 800 av. J.-C., a eu lieu la première observation plausible d’une tache solaire en Chine. Environ 400 ans après, les premières civilisations pensaient que la Terre était plate et que le Soleil était un dieu. Le philosophe grec Anaxagore avance l’idée que le Soleil est un corps grand, éloigné de la Terre. Il estime son rayon à 56 km. Ses idées vont à l’encontre des croyances de son temps, ce qui lui vaut d’être menacé puis finalement exilé d’Athènes. La première tentative de calcul mathématique de la distance Terre-Soleil est faite en 200 av. J.-C., par Aristarque de Samos. Claude Ptolémée déclare en 150 ap. J.-C., que la Terre est un corps stationnaire au centre de l’Univers. Selon lui, ce sont le Soleil, la Lune et les autres planètes qui tournent autour de la Terre.

Plus proche de notre époque, en 1543 (Des révolutions des sphères célestes), Copernic présente son modèle d’Univers dans lequel le Soleil est au centre et les planètes tournent autour de lui. En 1610, Scheiner et Galilée observent indépendamment les taches solaires avec leurs lunettes astronomiques. Peu de temps après, en 1**4, Descartes énonce une théorie selon laquelle le Soleil est une étoile parmi bien d’autres. Entre 1**5 et 1715, se trouve la période durant laquelle on observa peu de taches solaires ; on appelle cette période « le minimum de Maunder ». L’astronome français Pierre-Simon de Laplace énonce en 1796, l’hypothèse de la nébuleuse selon laquelle le Soleil et le Système solaire sont nés de l’effondrement gravitationnel d’un grand nuage de gaz diffus.

C’est en 1845 que la première image du Soleil fut prise, par les physiciens français Hippolyte Fizeau et Léon Foucault. La première relation entre l’activité solaire et géomagnétique eut lieu en 1852 (première observation en 1859 par l’astronome amateur Richard Carrington).

L’observation de l'éclipse solaire totale de 1860 permet le premier enregistrement d’une éjection de masse coronale.

Au siècle dernier, en 1908, eut lieu le premier enregistrement des champs magnétiques des taches solaires par l’astronome américain George Ellery Hale. Onze ans après, en 1919, les lois de la polarité de Hale fournissent une preuve du cycle magnétique solaire. En 1942 fut observée pour la première fois une émission d’ondes radio solaires, puis en 1946 fut faite la première observation de rayons ultraviolets (UV) solaires à l’aide d’une fusée sonde, et évaluée la température de la couronne à 2 millions de °C, à l’aide des raies spectrales. La première observation des rayons X solaires à l’aide d’une fusée sonde date de 1949. En 1954, on s’aperçoit que l’intensité des rayons provenant du Soleil varie sur un cycle solaire de 11 ans. Une observation massive de taches solaires est réalisée en 1956, une première observation du vent solaire en 1963, par la sonde Mariner 2. En 1973 et 1974, Skylab observe le Soleil et découvre les trous coronaires. En 1982 a lieu la première observation des neutrons d’une tache solaire par la sonde SMM (Solar Maximum Mission). En 1994 et 1995, Ulysse (sonde lancée par la navette Discovery en 1990) survole les régions polaires du Soleil.

Histoire naturelle

Formation

Le Soleil est une étoile âgée d'environ 4,57 milliards d’années, soit un peu moins de la moitié de son chemin sur la séquence principale. L'hypothèse des années 1970 qu'une supernova serait à l'origine de l'effondrement de la nébuleuse qui a donné naissance au Soleil n'est plus crédible. Une modélisation récente (2012) propose un scénario en trois étapes pour expliquer la formation du Soleil et l'abondance de magnésium 26 et de nickel 60 dans les météorites. Ces éléments sont les produits de la décomposition de deux isotopes radioactifs (à la demi-vie relativement courte) nés dans les étoiles : l'aluminium 26 (demi-vie de 717 000 ans) et le fer 60 (demi-vie de 2,6 Ma). Pour comprendre la présence de ces éléments dans la chimie du Soleil, il fallait imaginer une étape pour le fer 60 et une autre pour l'aluminium 26.

Scénario : Il y a 4,6 Ga, une nébuleuse s'effondre et une première génération d'étoiles (± 5 000) naît. Après 5 Ma, les plus massives meurent en supernovas et dispersent leurs éléments dont l'isotope fer 60. Après 2 Ma, un nuage riche en fer 60 s'effondre et de nouvelles étoiles se forment. Cette seconde génération comprend des étoiles très massives (plus de 30 masses solaires) qui éjectent des vents chargés en aluminium 26. Après 100 000 ans, le vent d'une de ces étoiles très massives comprime la matière qui l'entoure. Il se forme une coquille de gaz et de poussières riches en fer 60 et en aluminium 26 qui finit par s'effondrer et donner naissance, il y a 4,5682 Ga, à une troisième génération d'étoiles : le Soleil et une centaine d'étoiles jumelles. Quelques millions d'années plus tard, l'étoile très massive à l'origine du processus meurt en supernova. On l'appelle Coatlicue qui signifie « mère du Soleil » dans la cosmogonie aztèque. Les sœurs du Soleil (à la composition chimique identique) se dispersent dans la Voie lactée. Le Soleil reste seul ; les astéroïdes qui l'entourent gardent la trace de sa généalogie sous la forme des dérivés du fer 60 et de l'aluminium 26 : le nickel 60 et le magnésium 26.

Évolution

Actuellement, dans le cœur du Soleil, chaque seconde, environ 627 millions de tonnes d'hydrogène fusionnent pour produire ± 622,7 millions de tonnes d'hélium. La différence de masse de 4,3 millions de tonnes d'hydrogène (une masse de l'ordre de celle de la pyramide de Gizeh) équivaut à l'énergie lumineuse produite (4.10 joules). Cette énergie lumineuse migre lentement par rayonnement et par convection vers la surface solaire et est émise dans l’espace sous forme de rayonnements électromagnétiques (lumière, rayonnement solaire) et de flux de particules (vent solaire).

Évolution de la luminosité, du rayon et de la température solaires, comparés aux valeurs actuelles du Soleil. D'après Ribas (2010).

Le Soleil est dans sa phase linéaire, durant laquelle le Soleil épuise petit à petit ses réserves d’hydrogène, sa luminosité augmentant d’environ 7 % par milliard d’années, à la suite de l’augmentation du rythme des réactions de fusion par la lente contraction du cœur. Cette phase linéaire a débuté quand le Soleil était âgé d'environ 500 millions d'années et durera jusqu'à la rupture de l'équilibre hydrostatique. Le Soleil était donc moins brillant dans le passé et sera plus brillant dans le futur.

Évolution d'une étoile de type solaire. Le parcours d'une étoile d'une masse solaire sur le diagramme Hertzsprung–Russell est indiqué depuis la séquence principale jusqu'au delà du stade de la branche asymptotique des géantes.

Lorsqu’il sera âgé de 10,5 milliards d’années, l’équilibre hydrostatique sera rompu. Le Soleil aura converti tout l'hydrogène de son cœur en hélium. Le noyau d'hélium se contractera et s’échauffera fortement tandis qu’une couronne externe du cœur fusionnera l’hydrogène en hélium. Ses couches superficielles, dilatées par le flux thermique croissant et ainsi partiellement libérées de l’effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera, d'abord lentement sur 500 millions d'années, puis plus rapidement sur 500 millions d'années supplémentaires, pour finalement se transformer en géante rouge. Au terme de ce processus, le diamètre du Soleil sera environ 100 fois supérieur à l’actuel et près de 2 000 fois plus lumineux. Il dépassera l’orbite de Mercure et de Vénus. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu’un désert calciné. Cette phase de géante rouge durera environ 1 milliard d'années, le Soleil y perdra environ un tiers de sa masse.

À la fin de sa phase de géante rouge, son cœur d'hélium sera en état dégénéré, sa température augmentant par contraction de l'hélium produit par la couronne externe du cœur, arrivera aux environs de 100 millions de kelvins, initiant les réactions de fusion de l’hélium pour donner du carbone (voir réaction triple-alpha) ainsi que de l'oxygène. Cette ignition de l'hélium sera brutale : ce sera le flash de l’hélium, suivi d'un réarrangement des couches du Soleil faisant diminuer son diamètre jusqu’à ce qu’il se stabilise à une taille de plusieurs fois (jusqu’à 10 fois) sa taille actuelle, soit d’environ 10 millions de kilomètres de diamètre. Il sera devenu une sous-géante, avec environ 50 fois sa luminosité actuelle. La période de fusion de l'hélium durera environ 100 millions d'années, les noyaux d'hélium se combineront trois par trois pour former des noyaux de carbone qui peupleront le cœur de la géante rouge, avec production d'un peu d'oxygène par ajout d'un noyau d'hélium supplémentaire au carbone. Durant cette phase, le Soleil deviendra de nouveau plus grand et plus lumineux.

Enfin, lorsque l'hélium au centre du cœur sera entièrement transformé en carbone et en oxygène, il va redevenir une géante rouge, ce sera la phase de la branche asymptotique des géantes, qui durera approximativement 20 millions d'années. Dans cette phase, 2 couronnes de fusion auront lieu en son cœur : une externe fusionnant l'hydrogène, une interne fusionnant l'hélium. Dans cette configuration, le Soleil sera très instable : les couronnes de fusion variant alternativement de puissance. Cela produira de puissants pulses qui finiront par souffler les couches externes. Le Soleil aura perdu environ la moitié de sa masse. Le Soleil ne sera pas assez massif pour comprimer assez son cœur de carbone et atteindre la température de 600 millions de K nécessaire à la fusion du carbone produisant du néon, du sodium et du magnésium.

La matière des couches externes sera répandue dans l’espace et donnera naissance à une nébuleuse planétaire. La nébuleuse planétaire sera un nuage de gaz très chaud (plus de 10 000 K) composé essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium non consommés dans les fusions et d'un peu de carbone. Elle servira de berceau à de nouvelles étoiles. Le cœur de carbone, n'ayant plus de carburant pour fournir l'énergie nécessaire pour contrecarrer la gravité, va s'effondrer sur lui-même et former une naine blanche d’une taille comparable à la Terre. La densité y sera si élevée que le cœur abritera de la matière électronique dégénérée. La température en surface de la naine blanche atteindra 50 000 K (chaleur emmagasinée lors de l'effondrement du cœur). Cette chaleur sera émise par un rayonnement de couleur blanche. La surface radiative étant extrêmement faible, la naine blanche mettra plusieurs milliards d'années à se refroidir. Quand la température sera assez basse, le rayonnement thermique sera si faible que la naine blanche sera invisible. Elle terminera sa vie en naine noire, un cadavre céleste si froid qu'il n'émet plus aucune lumière.

Ce scénario est caractéristique des étoiles de faible à moyenne masse; de ~0,5 à ~4 M.

Cycle de vie du Soleil, il est similaire à celui d’une naine jaune. Diagramme trop court de 2 milliards d’années, il y manque aussi la « courte » phase de sous-géante.

Structure et fonctionnement

Structure du Soleil en coupe.

Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul environ 99,86 % de la masse du Système solaire. Sa forme est presque parfaitement sphérique, avec un aplatissement aux pôles estimé à neuf millionièmes, ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres.

Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n'a pas de limite extérieure bien définie. La densité de ses gaz chute de manière à peu près exponentielle à mesure que l'on s'éloigne de son centre. Par contre, sa structure interne est bien définie.

Le rayon du Soleil est mesuré de son centre jusqu'à la photosphère. La photosphère est la couche en dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques et au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la couche la plus visible à l'œil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à 0,7 rayon du centre.

La structure interne du Soleil n'est pas observable directement. De la même façon que la sismologie permet, par l’étude des ondes produites par les tremblements de terre, de déterminer la structure interne de la Terre, on utilise l'héliosismologie pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique est également utilisée comme outil théorique pour sonder les couches les plus profondes.

Le cœur ou noyau

On considère que le cœur du Soleil s’étend du centre à environ 0,25 rayon solaire. Sa masse volumique est supérieure à 150 000 kg⋅m (150 fois la densité de l’eau sur Terre) et sa température approche les 15 millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la température de surface du Soleil, qui avoisine les 5 800 kelvins). C’est dans le cœur que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques (fusion nucléaire) qui transforment, dans le cas du Soleil, l’hydrogène en hélium (voir, pour les détails de ces réactions, l’article chaîne proton-proton).

Le Soleil tire son énergie des réactions de fusion nucléaire qui transforment, en son noyau, l’hydrogène en hélium.

Environ 3,4×10 protons (noyaux d’hydrogène), soit 619 millions de tonnes d'hydrogène, sont convertis en 614 millions de tonnes d'hélium chaque seconde, libérant une énergie correspondant à l'annihilation de 4,26 millions de tonnes de matière par seconde, produisant 383 yottajoules (383×10 joules) par seconde, soit l’équivalent de l’explosion de 91,5×10 tonnes de TNT.

Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, aussi la fusion nucléaire au sein du cœur est un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ.

Le cœur est la seule partie du Soleil qui produise une quantité notable de chaleur par fusion : le reste de l’étoile tire sa chaleur uniquement de l’énergie qui en provient. La totalité de l’énergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu’à la photosphère, avant de s’échapper dans l’espace sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules.

L'énergie des photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion met un temps considérable pour traverser les zones de radiation et de convection avant d'atteindre la surface du Soleil. On estime que le temps de transit du cœur à la surface se situe entre 10 000 et 170 000 ans. Après avoir traversé la couche de convection et atteint la photosphère, les photons s’échappent dans l’espace, en grande partie sous forme de lumière. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux qui s’échappent dans l’espace. Des neutrinos sont également libérés par les réactions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d’un tiers que la valeur théorique : c’était le problème des neutrinos solaires, qui a été résolu en 1998 grâce à une meilleure compréhension du phénomène d’oscillation du neutrino.

La zone de radiation

La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,25 et 0,7 rayon solaire. La matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par la seule radiation thermique. L’hydrogène et l’hélium ionisés émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions. Les photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l’interaction avec la matière et par le phénomène permanent d’absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit de l'énergie d’un photon du cœur à la surface se situe entre 10 000 et 170 000 ans. Dans cette zone, il n’y a pas de convection thermique car bien que la matière se refroidisse en s’éloignant du cœur, le gradient thermique reste inférieur au gradient thermique adiabatique. La température y diminue à 2 millions de kelvins.

La zone de convection

La zone de convection ou zone convective s’étend de 0,8 rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une couche épaisse d’environ 3 000 kilomètres, la tachocline, qui d’après les études récentes pourrait être le siège de puissants champs magnétiques et jouerait un rôle important dans la dynamo solaire. Dans la zone de convection la matière n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation : c’est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à ~5 800 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu’à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formées sont responsables des granulations solaires observables à la surface de l’astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.

La photosphère

La photosphère vue à travers un filtre.

La photosphère est une partie externe de l’étoile qui produit entre autres la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 0,1 % du rayon pour les étoiles naines, soit quelques centaines de kilomètres ; à quelques dizaines de pourcent du rayon de l’étoile pour les plus géantes, ce qui leur donnerait un contour flou contrairement au Soleil aux bords nets.

La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres. Sa température moyenne est de 6 000 K. Elle permet de définir la température effective qui pour le Soleil est de 5 781 K. Sur l’image de la photosphère solaire on peut voir l’assombrissement centre-bord qui est une des caractéristiques de la photosphère. L’analyse du spectre de la photosphère solaire est très riche en information en particulier sur la composition chimique du Soleil. La photosphère est maculée d'une granulation qui lui donne l'aspect d'une peau d'orange. Ce sont des sphères d'environ 1 000 km de diamètre, composées de gaz chaud remontant vers la surface à près de 500 mètres par seconde, qui lui donnent cet aspect. La surface atteinte, elles irradient leur énergie et, une fois refroidies, replongent dans l'étoile. Chaque sphère de granulation dure huit minutes en moyenne.

L’atmosphère solaire

La structure du Soleil au-delà de la photosphère est généralement connue sous le nom d’atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphère, la couronne et l’héliosphère. La chromosphère est séparée de la photosphère par la zone de température minimum et de la couronne par une zone de transition. L’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du Système solaire où elle est limitée par l’héliopause. Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu’elle puisse être étudiée en détail par les télescopes spectroscopiques, l’atmosphère solaire n’est jamais aussi accessible que lors des éclipses totales de Soleil.

La chromosphère

La chromosphère vue en analyse spectrale Hα.

Les éclipses totales de Soleil (ici celle du 11 août 1999) sont la seule occasion de visualiser directement la couronne (en blanc) et la chromosphère (en rose).

La zone de température minimum qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (~4 000 kelvins) pour qu’on y trouve des molécules simples (monoxyde de carbone, eau), détectables par leur spectre d’absorption. La chromosphère proprement dite est épaisse d’environ 2 000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l’altitude, pour atteindre un maximum de 100 000 kelvins à son sommet. Son spectre est dominé par des bandes d’émission et d’absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque chroma (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu’elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil.

La couronne

La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d’une élévation rapide de température, qui peut approcher 1 million de kelvins. Cette élévation est liée à une transition de phase au cours de laquelle l’hélium devient totalement ionisé sous l’effet des très hautes températures. La zone de transition n’a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme un halo surplombant la chromosphère sous l’apparence de spicules et de filaments. Elle est le siège d’un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l’utilisation de coronographes, elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extrêmes du spectre.

La couronne solaire est composée à 73 % d’hydrogène et à 25 % d’hélium. Les températures sont de l’ordre du million de degrés.

Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la couronne solaire elle-même s’étend à partir de la zone de transition et s’évanouit progressivement dans l’espace, mêlée à l’héliosphère par les vents solaires. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire comprise entre 1×10 m et 1×10 m, soit moins d’un milliardième de la densité particulaire de l’atmosphère terrestre au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu’aucune théorie n’explique encore complètement cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d’un processus de reconnexion magnétique.

L’héliosphère

Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du Système solaire. On admet qu’elle débute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d’Alfvén (le flux est alors dit superalfvénique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière n’ont pas d’influence sur la structure de la couronne solaire, car l’information ne peut se déplacer qu’à la vitesse des ondes d’Alfvén. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l’héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d’une spirale de Parker jusqu’à sa rencontre avec l’héliopause, à plus de 50 ua du Soleil. En décembre 2004, Voyager 1 est devenue la première sonde à franchir l’héliopause. Chacune des deux sondes Voyager a détecté d’importants niveaux énergétiques à l’approche de cette frontière.

L’activité solaire

Le champ magnétique solaire

Vue d’artiste du champ magnétique solaire.

Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Le soleil étant une boule de gaz et de plasma, sa rotation n'est pas contrainte à une rotation solide. On peut ainsi observer une rotation différentielle selon la latitude. Cela signifie que la surface du Soleil tourne à une vitesse différente autour de son axe selon la latitude. Cette rotation est plus rapide à l'équateur qu'aux pôles. Différents effets magnétohydrodynamiques régissent cette rotation différentielle, mais il n'y a pas encore de consensus parmi les scientifiques pour expliquer la cause de cette rotation.

On appelle cycle solaire l'alternance de minima et de maxima d'activité solaire (apparition de taches solaires, intensité et complexité du champ magnétique). Le cycle solaire reste inexpliqué aujourd'hui. On évoque certains modèles de dynamo pour y apporter des explications, mais aucun modèle auto-consistant n'est aujourd'hui capable de reproduire les cycles solaires.

Le vent solaire est un flux de particules issu de la couronne solaire en expansion. Une partie des particules de la couronne solaire possède une vitesse thermique suffisamment élevée pour dépasser la vitesse de libération gravitationnelle du soleil. Ils quittent alors la couronne en se dirigeant radialement dans l'espace interplanétaire. En raison du théorème du gel qui régit le comportement des plasmas très peu résistifs (MHD idéale) comme dans la couronne où le nombre de Reynolds magnétique est très élevé, le plasma (la matière) entraîne avec elle le champ magnétique. C'est ainsi que le vent solaire est muni d'un champ magnétique initialement radial. À partir de la distance d'Alfven, qui décrit l'équilibre des forces entre la réaction à la courbure des lignes de champs et le moment angulaire dû à la rotation du Soleil, le champ se courbe. Cette courbure est due à la rotation du Soleil. Il existe une analogie avec un arroseur rotatif produisant des jets d'eau dont les figures forment des spirales. Dans le cas du Soleil, cette spirale s'appelle spirale de Parker, du nom de celui qui l'a prédite dans les années 1950.

Ce vent de particules et ce champ magnétique spiralé est le support de l'influence du Soleil autour du Système solaire. C'est ainsi qu'est définie l'héliosphère.

Les taches solaires

Le champ magnétique au niveau d’un groupe de taches froides de la photosphère solaire (intensité exprimée en Gauss). Les niveaux de couleur décrivent la composante du champ magnétique le long de la ligne de visée. Les traits blancs illustrent la composante du champ perpendiculaire à la ligne de visée. Image obtenue à partir d’observations du télescope solaire THEMIS et traitée par BASS 2000.

Bien que tous les détails sur la genèse des taches solaires ne soient pas encore élucidés, il a été démontré (par l’observation de l’effet Zeeman) qu’elles sont la résultante d’une intense activité magnétique au sein de la zone de convection. Le champ magnétique, qui en est issu, freine la convection et limite l’apport thermique en surface à la photosphère, le plasma de la surface se refroidit et se contracte.

Les taches solaires sont des dépressions à la surface solaire. Elles sont ainsi moins chaudes de 1 500 à 2 000 kelvins que les régions voisines, ce qui suffit à expliquer pourquoi elles apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosphère. Cependant, si elles étaient isolées du reste de la photosphère, les taches solaires, où règne malgré tout une température proche des 4 000 kelvins, sembleraient 10 fois plus brillantes que la pleine lune. La sonde spatiale SoHO a permis de démontrer que les taches solaires répondent à un mécanisme proche de celui des cyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d’ombre centrale (environ 4 000 kelvins) et la zone de pénombre périphérique (environ 4 700 kelvins). Le diamètre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois supérieur à celui de la Terre. En période d’activité, il est parfois possible de les observer à l’œil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée.

La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour mesurer l’activité solaire et prédire ses répercussions terrestres. Une tache solaire a une durée de vie moyenne de deux semaines. Au XIX siècle, l’astronome allemand Heinrich Schwabe fut le premier à tenir une cartographie méthodique des taches solaires, ce qui lui permit de mettre en évidence une périodicité temporelle de leurs occurrences. L'ensemble des mesures réalisées indique un cycle principal dont la période varie entre 9 et 13 ans (moyenne statistique 11.2). Dans chaque période apparait un maximum d’activité (où les taches se multiplient) et un minimum d’activité. Le dernier maximum d’activité a été enregistré en 2001, avec un groupe de taches particulièrement marqué (image).

Les éruptions solaires

Une éruption solaire.

Effets terrestres de l’activité solaire

Les aurores polaires sont une manifestation spectaculaire de l’activité solaire.

Les effets terrestres de l’activité solaire sont multiples, le plus spectaculaire étant le phénomène des aurores polaires (également appelée aurore boréale dans l’hémisphère Nord et aurore australe dans l’hémisphère Sud). Une prévision de l'activité solaire est particulièrement importante en vue des missions spatiales. Une méthode reposant sur des relations entre plusieurs périodes consécutives a été établie par Wolfgang Gleißberg.

La Terre possède une magnétosphère qui la protège des vents solaires, mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils déforment la magnétosphère et des particules solaires ionisées la traversent en suivant les lignes de champs. Ces particules ionisent et excitent les particules de la haute atmosphère. Le résultat de ces réactions est la création de nuages ionisés qui reflètent les ondes radios et l’émission de lumière visible par les atomes et molécules excités dans les aurores polaires.

Les vents solaires peuvent également perturber les moyens de communication et de navigation utilisant des satellites, en effet, les satellites à basse altitude peuvent être endommagés par l’ionisation de l’ionosphère.

Le Système solaire

Comparaison de la taille du Soleil par rapport aux planètes du Système solaire.

À lui seul, le Soleil représente 99,86 % de la masse totale du Système solaire, les 0,14 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), les comètes et les astéroïdes.

Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes Mercure 6 023 600 Jupiter 1 047 Vénus 408 523 Saturne 3 498 Terre et Lune 328 900 Uranus 22 869 Mars 3 098 710 Neptune 19 314

Le Soleil et l'être humain

Histoire des théories et de l'observation

Le philosophe grec Anaxagore fut un des premiers occidentaux à proposer une théorie scientifique sur le Soleil, avançant qu’il s’agissait d’une masse incandescente plus grande que le Péloponnèse et non le chariot d’Hélios. Cette audace lui valut d’être emprisonné et condamné à mort, même s’il fut plus tard libéré grâce à l’intervention de Périclès.

Rompant avec le géocentrisme, Copernic proposa la théorie héliocentrique qui plaçait le Soleil au centre de l’Univers. Galilée et Kepler approfondirent ses travaux.

Au XVI siècle, Copernic émit la théorie que la Terre tournait autour du Soleil, renouant par là avec l’hypothèse formulée par Aristarque de Samos au III siècle av. J.-C. Au début du XVII siècle, Galilée inaugura l’observation télescopique du Soleil, observa les taches solaires, se doutant qu’elles se situaient à la surface de l’astre et qu’il ne s’agissait pas d’objets passant entre le Soleil et la Terre. Près de cent ans plus tard, Newton décomposa la lumière solaire au moyen d’un prisme, révélant le spectre visible, tandis qu’en 1800 William Herschel découvrit les rayons infrarouges. Le XIX siècle vit des avancées considérables, en particulier dans le domaine de l’observation spectroscopique du Soleil sous l’impulsion de Joseph von Fraunhofer, qui observa les raies d’absorption du spectre solaire, auxquelles il donna son nom.

La source de l’énergie solaire fut la principale énigme des premières années de l’ère scientifique moderne. Dans un premier temps plusieurs théories furent proposées, mais aucune ne s’avéra vraiment satisfaisante. Lord Kelvin proposa un modèle suggérant que le Soleil était un corps liquide qui se refroidissait graduellement en rayonnant à partir d’une réserve de chaleur stockée en son centre. Kelvin et Helmholtz tentèrent d’expliquer la production d’énergie solaire par la théorie connue sous le nom de mécanisme de Kelvin-Helmholtz. Malheureusement, l’âge estimé du Soleil d’après ce mécanisme n’excédait pas 20 millions d’années, ce qui était très inférieur à ce que laissait supposer la géologie. En 1890, Joseph Norman Lockyer, le découvreur de l’hélium, proposa une théorie météoritique sur la formation et l’évolution du Soleil.

Il fallut attendre 1904 et les travaux d’Ernest Rutherford pour qu’enfin une hypothèse plausible soit offerte. Rutherford supposa que l’énergie était produite et entretenue par une source de chaleur interne et que la radioactivité était à la source de cette énergie. En démontrant la relation entre la masse et l’énergie (E=mc), Albert Einstein apporta un élément essentiel à la compréhension du générateur d’énergie solaire. En 1920 Jean Perrin, suivi par Sir Arthur Eddington proposèrent la théorie selon laquelle le centre du Soleil était le siège de pressions et de températures extrêmes, permettant des réactions de fusion nucléaire qui transformaient l’hydrogène en hélium, libérant de l’énergie proportionnellement à une diminution de la masse. La prépondérance de l’hydrogène dans le soleil fut confirmée en 1925 par Cecilia Payne-Gaposchkin. Ce modèle théorique fut complété dans les années 1930 par les travaux des astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar, Hans Bethe et Carl von Weizsäcker, qui décrivirent en détail les deux principales réactions nucléaires productrices d’énergie au cœur du Soleil. Pour finir en 1957, un article intitulé Synthèse des Éléments dans les Étoiles apporta la démonstration définitive que la plupart des éléments rencontrés dans l’Univers se sont formés sous l’effet de réactions nucléaires au cœur d’étoiles telles que le Soleil.

Les missions spatiales solaires

Vue d’artiste du satellite SolarMax. Il observa la couronne solaire et les taches solaires de 1984 à 1989.

Les premières sondes conçues pour observer le Soleil depuis l’espace interplanétaire furent lancées par la NASA entre 1959 et 1968 : ce furent les missions Pioneer 5, 6, 7, 8 et 9. En orbite autour du Soleil à une distance similaire à celle de l’orbite terrestre, elles permirent les premières analyses détaillées du vent solaire et du champ magnétique solaire. Pioneer 9 resta opérationnelle particulièrement longtemps et envoya des informations jusqu’en 1987.

Dans les années 1970, deux missions apportèrent aux scientifiques des informations capitales sur le vent solaire et la couronne solaire. La sonde germano-américaine Helios 1 étudia le vent solaire depuis la périhélie d’une orbite plus petite que celle de Mercure. La station américaine Skylab, lancée en 1973, comportait un module d’observation solaire baptisé Apollo Telescope Mount et commandé par les spationautes embarqués dans la station. Skylab fit les premières observations de la zone de transition entre la chromosphère et la couronne et des émissions ultraviolettes de la couronne solaire. La mission permit également les premières observations d’éjections de masse coronale et de trous coronaux, phénomènes dont on sait aujourd’hui qu’ils sont intimement liés au vent solaire.

En 1980 la NASA lança le satellite Solar Maximum Mission (plus connu sous le nom de SolarMax), conçu pour l’observation des rayons gamma, X et ultraviolets émis par les éruptions solaires dans les périodes de forte activité solaire. Malheureusement quelques mois après son lancement, un dysfonctionnement électronique plaça le satellite en mode standby, et l’appareil resta inactif les trois années suivantes. En 1984 toutefois la mission STS-41-C du programme Space Shuttle Challenger intercepta le satellite et permit une réparation et un relancement. SolarMax put alors réaliser des milliers d’observations de la couronne solaire et des taches solaires jusqu’à sa destruction en juin 1989.

Le satellite japonais Yohkoh (Rayon de Soleil), lancé en 1991, observa les éruptions solaires aux longueurs d’onde des rayons X. Les données rapportées par la mission permirent aux scientifiques d’identifier différents types d’éruptions, et démontra que la couronne au-delà des régions de pics d’activité était bien plus dynamique et active qu’on l’avait supposé auparavant. Yohkoh suivit un cycle solaire entier mais tomba en panne à la suite d’une éclipse annulaire de Soleil le 14 décembre 2001. Il fut détruit en rentrant dans l’atmosphère en 2005.

Une des plus importantes missions solaires à ce jour est la Solar and Heliospheric Observatory ou SoHO, lancée conjointement par l’Agence spatiale européenne et la NASA le 2 décembre 1995. Prévue au départ pour deux ans, la mission SoHO est toujours active. Elle s’est avérée si performante qu’une mission de prolongement baptisée Solar Dynamics Observatory est envisagée pour 2008. Localisée au point de Lagrange entre la Terre et le Soleil (auquel la force d’attraction de ces deux corps célestes est égale), SoHO envoie en permanence des images du Soleil à différentes longueurs d’onde. En plus de cette observation directe du Soleil, SoHO a permis la découverte d’un grand nombre de comètes, principalement de très petites comètes effleurant le Soleil et détruites lors de leur passage, les comètes rasantes.

Toutes les observations enregistrées par ces satellites sont prises depuis le plan de l’écliptique. En conséquence, ils n’ont pu observer en détail que les seules régions équatoriales du Soleil. En 1990 cependant la sonde Ulysses a été lancée pour étudier les régions polaires du Soleil. Elle fit d’abord route vers Jupiter et utilisa son assistance gravitationnelle pour se séparer du plan de l’écliptique. Par chance elle fut idéalement placée pour observer, en juillet 1994, la collision entre la comète Shoemaker-Levy 9 et Jupiter. Une fois sur l’orbite prévue, Ulysses étudia le vent solaire et la force du champ magnétique à des latitudes solaires élevées, découvrant que le vent solaire aux pôles était plus lent que prévu (750 km⋅s environ) et que d’importantes ondes magnétiques en émergeaient, participant à la dispersion des rayons cosmiques.

La mission Genesis fut lancée par la NASA en 2001 dans le but de capturer des parcelles de vent solaire afin d’obtenir une mesure directe de la composition de la matière solaire. Elle fut sévèrement endommagée lors de son retour sur Terre, le 10 septembre 2004, mais une partie des prélèvements a pu être sauvée et est actuellement en cours d’analyse.

La mission STEREO (Solar TErrestrial RElation Observatories) lancée le 25 octobre 2005 par la NASA a permis pour la première fois l’observation tridimensionnelle du Soleil depuis l’espace. Composée de deux satellites quasiment identiques, cette mission doit permettre une meilleure compréhension des relations Soleil-Terre, en particulier en permettant l’observation des CME (Éjections de Masse Coronale) jusqu’à l’environnement électromagnétique terrestre.

Observation du Soleil et dangers pour l’œil

Observation à l’œil nu

Soleil vu de la Terre.

Regarder le Soleil à l’œil nu, même brièvement, est douloureux et même dangereux pour les yeux.

Un coup d’œil vers le Soleil entraîne des cécités partielles et temporaires (taches sombres dans la vision). Lors de cette action, environ 4 milliwatts de lumière frappent la rétine, la chauffant un peu, et éventuellement la détériorant. La cornée peut également être atteinte.

L’exposition générale à la lumière solaire peut aussi être un danger. En effet, au fil des années, l’exposition aux UV jaunit le cristallin ou réduit sa transparence et peut contribuer à la formation de cataractes.

Observation avec un dispositif optique

Regarder le Soleil à travers les dispositifs optiques grossissants — par exemple des jumelles, un téléobjectif, une lunette astronomique ou un télescope — dépourvus de filtre adapté (filtre solaire) est extrêmement dangereux et peut provoquer des dommages irréparables à la rétine, au cristallin et à la cornée.

Avec des jumelles, environ 500 fois plus d’énergie frappe la rétine, ce qui peut détruire les cellules rétinales quasiment instantanément et entrainer une cécité permanente.

Une méthode pour regarder sans danger le Soleil est de projeter son image sur un écran en utilisant un télescope avec oculaire amovible (les autres types de télescopes peuvent être détériorés par ce traitement).

Les filtres utilisés pour observer le Soleil doivent être spécialement fabriqués pour cet usage. Certains filtres laissent passer les UV ou infrarouges, ce qui peut blesser l’œil. Les filtres doivent être placés sur la lentille de l’objectif ou l’ouverture, mais jamais sur l’oculaire car ses propres filtres peuvent se briser sous l’action de la chaleur.

Les films photographiques surexposés — et donc noirs — ne sont pas suffisants pour observer le Soleil en toute sécurité car ils laissent passer trop d’infrarouges. Il est recommandé d’utiliser des lunettes spéciales en Mylar, matière plastique noire qui ne laisse passer qu’une très faible fraction de la lumière.

Les éclipses

Les éclipses solaires partielles sont particulièrement dangereuses car la pupille se dilate en fonction de la lumière globale du champ de vision et non selon le point le plus brillant présent dans le champ. Durant une éclipse, la majeure partie de la lumière est bloquée par la Lune, mais les parties non cachées de la photosphère sont toujours aussi brillantes. Dans ces conditions, la pupille se dilate pour atteindre 2 à 6 millimètres et chaque cellule exposée au rayonnement solaire reçoit environ 10 fois plus de lumière qu’en regardant le Soleil sans éclipse. Ceci peut endommager ou même tuer ces cellules, ce qui crée de petits points aveugles dans la vision.

Les éclipses sont encore plus dangereuses pour les observateurs inexpérimentés et les enfants car il n’y a pas perception de douleur lors de ces destructions de cellules. Les observateurs peuvent ne pas se rendre compte que leur vision est en train de se faire détruire.

Lever et coucher du Soleil

Coucher de Soleil.

Durant l’aube et l’aurore, le rayonnement solaire est atténué par la diffusion de Rayleigh et la diffusion de Mie dues à un plus long passage dans l’atmosphère terrestre, à tel point que le Soleil peut être observé à l’œil nu sans grand danger. En revanche, il faut éviter de le regarder lorsque sa lumière est atténuée par des nuages ou la brume, car sa luminosité pourrait croître très rapidement dès qu’il en sortirait. Un temps brumeux, les poussières atmosphériques et la nébulosité sont autant de facteurs qui contribuent à atténuer le rayonnement.

Mythes, légendes et symbolique

Le Soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture.

D’une façon générale, il est un principe masculin et actif. Toutefois, certains peuples nomades d’Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c’est aussi le cas des shintoïstes, pour qui le Soleil est le kami Amaterasu, la grande déesse, sœur de Tsukuyomi, le kami de la Lune. Même dans la langue allemande, le Soleil est féminin selon son article (die Sonne). Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Máni (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a reprise dans son œuvre.

Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie et si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s’éteindrait sur Terre, d’où le symbole de vie (donneur de vie).

Dans l’Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu Soleil et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d’Aton. Dans le Panthéon grec c’est Apollon, fils de Zeus et de la titane Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l’appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maitre du monde. S’il n’est pas associé à un dieu, des gens l’ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise descendrait d’Amaterasu, déesse du Soleil. Le Japon est aussi connu sous le nom de « Pays du Soleil Levant ».

En alchimie, le symbole du Soleil et de l’or est un cercle avec un point en son centre : (caractère Unicode U+2609 : ☉). Il représente l’intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le même.

Soleil est aussi employé par métaphore en poésie pour « jour, journée » et par analogie aux sens de « plein jour », de « vie publique » et de « grand homme » (voir le Roi Soleil). Ces différents sens se retrouvent dans de nombreuses périphrases qui le caractérisent : l’œil du ciel, le maître des astres, l’âme du monde, le seigneur des étoiles, le père du jour, le fils aîné de la nature, le grand flambeau, etc. Le dieu du Soleil commun entre les Romains et les Grecs, était le dieu Hélios, dieu de la vérité et du Soleil.

太阳或日是位于太阳系中心的恒星，它几乎是热电浆与磁场交织着的一个理想球体。其直径大约是1,392,000（1.392×10）公里，相当于地球直径的109倍；质量大约是2×10千克（地球的330,000倍），约占太阳系总质量的99.86%。 从化学组成来看，太阳质量的大约四分之三是氢，剩下的几乎都是氦，包括氧、碳、氖、铁和其他的重元素质量少于2%。

太阳的恒星光谱分类为G型主序星（G2V）。虽然它是白色的，但因为在可见光的频谱中以黄绿色的部分最为强烈，从地球表面观看时，大气层的散射使天空成为蓝色，所以它呈现黄色，因而被非正式的称为“黄矮星”。 光谱分类标示中的G2表示其表面温度大约是5778K（5505°C），V则表示太阳像其他大多数的恒星一样，是一颗主序星，它的能量来自于氢融合成氦的核融合反应。太阳的核心每秒钟聚变6.2亿吨的氢。太阳一度被天文学家认为是一颗微小平凡的恒星，但因为银河系内大部分的恒星都是红矮星，现在认为太阳比85%的恒星都要明亮。太阳的绝对星等是 +4.83，但是由于其非常靠近地球，因此从地球上看来，它是天空中最亮的**，视星等达到−26.74。太阳高温的日冕持续的向太空中拓展，创造的太阳风延伸到100天文单位远的日球层顶。这个太阳风形成的“气泡”称为太阳圈，是太阳系中最大的连续结构。

太阳目前正在穿越银河系内部边缘猎户臂的本地泡区中的本星际云。在距离地球17光年的距离内有50颗最邻近的恒星系（最接近的一颗是红矮星，被称为比邻星，距太阳大约4.2光年），太阳的质量在这些恒星中排在第四。 太阳在距离银河中心24,000至26,000光年的距离上绕着银河公转，从银河北极鸟瞰，太阳沿顺时针轨道运行，大约2.25亿至2.5亿年遶行一周。由于银河系在宇宙微波背景辐射（CMB）中以550公里/秒的速度朝向长蛇座的方向运动，这两个速度合成之后，太阳相对于CMB的速度是370公里/秒，朝向巨爵座或狮子座的方向运动。

地球围绕太阳公转的轨道是椭圆形的，每年1月离太阳最近（称为近日点），7月最远（称为远日点），平均距离是1.496亿公里（天文学上称这个距离为1天文单位）。以平均距离算，光从太阳到地球大约需要经过8分19秒。太阳光中的能量通过光合作用等方式支持着地球上所有生物的生长，也支配了地球的气候和天气。人类从史前时代就一直认为太阳对地球有巨大影响，有许多文化将太阳当成神来崇拜。人类对太阳的正确科学认识进展得很慢，直到19世纪初期，杰出的科学家才对太阳的物质组成和能量来源有了一点认识。直至今日，人类对太阳的理解一直在不断进展中，还有大量有关太阳活动机制方面的未解之谜等待着人们来破解。 现今，太阳自恒星育婴室诞生以来已经45亿岁了，而她预计还有50亿年的燃料。

结构

太阳是一颗G型主序星，占太阳系总质量的99.8632%。太阳的形状接近理想的球体，估计扁率只有900万分之一，这意味着极直径和赤道直径的差别不到10公里。由于太阳是由电浆组成，并不是固体，所以他的赤道转得比极区快。这种现象称作较差自转，其原因是从太阳核心向外伸展的温度变化，引发的太阳物质的对流运动。这些物质携带着一部份从黄道北极看是逆时钟的太阳角动量，因而重新分配了角速度。实际的转动周期在赤道大约是25.6天，在极区是33.5天，但是因为地球在环绕太阳时，不断改变公转轨道的角度，使得太阳赤道自转的视运动大约是28天。这种缓慢旋转作用的离心力在赤道的效应不及太阳引力的1,800万分之一，即使是行星产生的潮汐力也因为太微弱而对太阳的形状起不了作用，但大质量的木星仍使核心偏离中心达一个太阳半径。 太阳是富金属星。太阳的形成可能是一颗或多颗邻近的超新星激震波所致。这个猜测是基于太阳系中高度的重元素含量。在太阳系中，重金属元素如金和铀的含量远高于被称为贫金属恒星的丰度。表面上看来这些元素只会由超新星产生的吸能核反应，或第二代恒星内部的核迁变而产生。 太阳没有像固态行星一样明确的界线，并且它外面的气体密度是随着中心距离的增加呈指数下降。然而太阳也有明确的结构划分。一般定义太阳的半径为从它的中心到光球边缘的距离。光球只是气体层的上层，因为太冷或太薄而辐射出大量可见光，并且因此成为肉眼最容易看见的表面。 太阳的内部不能被直接观察到，对电磁辐射也是不透明的。但是，正如地球上通过研究地震波来揭露地球的内部结构，日震学中也可借由在太阳内部的压力波（人耳听不见的次声波）来测量和明确太阳内部的结构。太阳的深层内在构造也可以通过电脑建模等理论工具来研究。 太阳上出现的C-3级闪焰（在左上角的白色区域），一个太阳海啸（右上，波状的结构）和多个丝状的磁力线从恒星表面离开。 核心 太阳型恒星的横截面图（NASA）。 太阳的核心是指距离太阳的中心不超过太阳半径的五分之一或四分之一的区域，核心内部的物质密度高达150 g/cm，大约是水密度的150倍，温度接近1,360万K。相较之下，太阳表面的温度大约只有5,800K。根据太阳和太阳风层探测器任务最近的数据分析，太阳核心的自转速率比辐射带等其它区域要快。太阳形成后的大部分的时间里，核融合的能量是经过一系列被称为质子-质子链反应的过程产生的；这个过程将氢变成氦，只有少于2%的氦是经由碳氮氧循环产生的。 核心是太阳内唯一能经由核融合产生大量热能的区域，99%的能量产生在太阳半径的24%以内，而在30%半径处，融合反应几乎完全停止。太阳的外层只是被从核心传出的能量加热。在核心经由核融合产生的能量首先需穿过由内到外置连的多层区域，才能到达光球层，然后化为光波或粒子的动能，散逸到外层的宇宙空间去。 太阳核心每秒大约进行着9.2×10次质子-质子链反应。这个反应是将4个自由的质子（氢原子核）融合成氦原子核（α粒子），每秒大约有3.7×10个质子成为α粒子（太阳拥有的自由质子大约有8.9×10个），相当于大约每秒6.2×10千克。每次氢原子核聚合成氦时，大约会有0.7%的质量转化成能量。因此，太阳的质能转换速率为每秒钟426万吨（质量转变为辐射能的形式离开，参考质能等效性），释放出384.6 佑瓦特（3.846×10 W）的能量，这相当于每秒钟产生919.2×10 万吨TNT炸药爆炸的能量。 太阳核心的核融合功率随着与太阳中心的距离增大而减小，理论模型估计，在太阳的中心，核聚变的功率密度大约是276.5 W/m。是成年人平均单位体积消耗功率的1/10倍。太阳的巨大功率输出不是由于其能量输出密度高，而是因为它规模巨大。 太阳核心的核融合是在自我修正下达到平衡：速率只要略微提升，就会造成核心的温度上升，压强增大，更能抵抗外围物质的压力，因此核心会膨胀，从而降低核聚变速率，修正之前核融合速率增加所造成的扰动；而如果反应速率稍微下降，就会导致温度略微下降，压强降低，从而核心会收缩，使核融合的速率又再提高，回复到它之前的水平。 核融合产生的γ射线（高能量的光子流）从太阳核心释放出来后，只要经过几微米就会被太阳中的电浆吸收，然后再以较低的能量随机地辐射向各个方向。因此，在不断反复的吸收和再辐射中，光子流要经过漫长的时间才能到达太阳表面。估计每个光子抵达太阳表面需要10,000年至170,000年的时间。 在穿过对流带，进入透明的光球表面时，光子就以可见光的型态散逸。每一股γ射线在核心产生的在逃逸入太空之前，都已经转化成数百万个可见光频率的光子。核心的核聚变时也释放出中微子，但是与光子不同的是它很难与其它的物质交互作用，因此几乎是立刻就从太阳表面逃逸出去。多年来，测量到来自太阳的中微子数量都只有理论数值的三分之一，因而产生了太阳微中子问题。这个差异直到2001年发现微中子振荡才获得解决：太阳发出的微中子数量一如理论的预测，但是微中子探测器侦测到的少了⁄3，这是因为在被侦测时微中子改变了它们的味。 辐射带 太阳内部辐射带与对流带的对比图 从大约0.25至0.7太阳半径处，太阳物质是热且稠密的，只以热辐射就将将核心的炙热充分的向外转移。在这个区域内没有热对流；同时随着与中心距离的增加，温度也从7,000,000K降至2,000,000K，这种温度梯度小于绝热下降率，因此不会造成对流。能量的传输依赖辐射——氢和氦的离子发射的光子，但每个光子被其它的离子再吸收之前，只能传递很短的距离。从辐射带的底部至顶端的密度下降达到百倍（从20公克/立方公分降至只有0.2公克/立方公分）。 辐射带和对流带之间形成的一个过渡层叫差旋层（tachocline）。它是均匀旋转的辐射带和较差自转的对流带之间有着急遽转变工作状态的区域，结果造成巨大的切变——当接连的平面层滑过另一个时的条件。在上面的对流带发现的流体运动，从这一层的顶端至底部慢慢的消失，与辐射带顶段平静的特征相匹配。目前这还是一个假说（参见太阳发电机），在这一层内的磁发电机产生太阳的磁场。 对流带 太阳的外层，从它的表面向下至大约200,000公里（或是70%的太阳半径），太阳的电浆已经不够稠密或不够热，不再能经由传导作用有效的将内部的热向外发送；换言之，它已经不够透明了。结果是，当热柱携带热物质前往表面（光球），产生了热对流。一旦这些物质在表面变冷，它会向下切入对流带的底部，再从辐射带的顶部获得更多的热量。在可见的太阳表面，温度已经降至5,700K，而且密度也只有0.2公克/立方米（大约是海平面密度的六千分之一）。 在对流带的热柱形成在太阳表面上非常重要的，像是米粒组织和超米粒组织。在对流带的湍流会在太阳内部的外围部分造成“小尺度”的发电机，这会在太阳表面的各处产生磁南极和磁北极。太阳的热柱是贝纳得穴流，因此往往像六角型的棱镜。 光球 太阳的有效温度或黑体温度（5777K）是一个相同大小的黑体，在产生完全辐射的功率时所对应的温度。 太阳可见的表面，光球，在这一层下面的太阳对可见光是不透明，在光球之上可见光可以自由的传播到太空之中，而它的能量可以完全从太阳带走。透明度的变化是因为会吸收可见光的H离子数量减少。相反的，我们看见的可见光是电子与氢再作用产生H离子时产生的。 光球的厚度只有数十至数百公里的厚度，只是略比球的空气不透明了些。因为光球上半部分的温度比下半部的低，因此太阳盘面的影像会呈现中央比周围的边缘或周边明亮的现像，这一种现象称为周边昏暗。阳光有着近似于黑体的光谱，穿插着数千条来自光球之上稀薄的原子吸收线，指示其温度大约是6,000K。光球的粒子密度大约是10米（大约是地球大气层在海平面粒子密度的0.37%，但是光球中的粒子是电子和质子，所以空气的平均质量只是58倍）。 在研究光球可见光谱的早期，发现有些吸收谱线不能符合地球上任何已知的化学元素。在1868年，诺曼·洛克假设这些吸收谱线是一种新元素造成的，他以希腊的太阳神为依据，将之命名为氦，而在25年之后才在地球上分离出氦元素。 大气层 日全食，于短暂的全食阶段可以用肉眼看见太阳的日冕。 太阳光球以上的部分统称为太阳大气层，跨过整个电磁频谱，从无线电、可见光到伽玛射线，都可以观察它们，分为5个主要的部分：温度极小区、色球、过渡区、日冕、和太阳圈。太阳圈，可能是太阳大气层最稀薄的外缘，并且延伸到冥王星轨道之外与星际物质交界，交界处称为日鞘，并且在那儿形成剪切的激波前缘。色球、过渡区、和日冕的温度都比太阳表面高，原因还没有获得证实，但证据指向阿尔文波可能携带了足够的能量将日冕加热。 温度极小区 太阳上温度最低的地区称为温度极小区，大约在光球上方500 公里，温度大约是4,100 K。这一部分的温度低到可以维持简单的分子，像是一氧化碳和水，并且可以从检出它们的吸收谱线。 色球 在温度极小区之上是一层大约2,000 公里厚，主导着谱线的吸收和发射。因为在日全食的开始和结束时可以看见彩色的闪光，因此称为色球，名字来自希腊的字根chroma，意思就是颜色。色球层的温度随着高度从底部逐步向上提升，接近顶端的温度大约在20,000 K 。在色球的上层部分，氦开始被部分的电离。 过渡区 这张影像是使用日出卫星的光学望远镜在2007年1月12日拍摄的，显示出因为磁场极性的不同自然的电浆连接成纤维的区域。 在色球之上，是一层薄至大约只有200公里的过渡区，温度从色球顶端大约20,000K上升至接阶近1,000,000K的日冕温度。温度的上升使氦在过渡区很容易就被完全的电离，这可以大量减少电浆的辐射冷却。过渡区没有明确的出现高度，它形成一种环绕着色球的光轮，外型很像针状体和暗条，并处于持续不断的浑沌运动。从地球表面很难看到过渡区，但在太空中使用对电磁频谱的超紫外线灵敏的仪气很容易观察到。 日冕 日冕是太阳向外扩展的大气层，它的体积比太阳本身大了许多。不断扩展的日冕在太空中形成太阳风，充满了整个的太阳系。日冕的低层非常靠近太阳的表面，粒子的密度环绕在10–10米，日冕和太阳风的平均温度大约是1,000,000–2,000,000 K；而在最高温度的区域是8,000,000–20,000,000 K。日冕的温度虽然很高，但密度很低，因此所含的热量很少。虽然还没有完整的理论可以说明日冕的温度，但至少已经知道有一部分热是来自磁重联。 太阳圈 太阳圈，从大约20太阳半径（0.1天文单位）到太阳系的边缘，这一大片环绕着太阳的空间充满了伴随太阳风离开太阳的电浆。他的内侧边界是太阳风成为超阿耳芬波的那层位置－流体的速度超过阿耳芬波。因为消息只能以阿耳芬波的速度传递，所以在这个界限之外的湍流和动力学的力量不再能影响到内部的日冕形状。太阳风源源不断的进入太阳圈之中并向外吹拂，使得太阳的磁场形成螺旋的形状，直到在距离太阳超过50天文单位之外撞击到日鞘为止。在2004年12月，航海家1号已穿越过被认为是日鞘部分的激波前缘。两艘航海家太空船在穿越边界时都侦测与记录到能量超过一般微粒的高能粒子。 磁场 太阳圈电流片延伸到太阳系外，结果是来自太阳的旋转磁场影响到星际物质中的电浆。 太阳是磁力活跃的恒星，它支撑一个强大、年复一年在变化的磁场，并且大约每11年环绕着太阳极大期反转它的方向。太阳磁场会导致很多影响，称为太阳活动，包括在太阳表面的太阳黑子、太阳闪焰、和携带着物质穿越太阳系且不断变化的太阳风。太阳活动对地球的影响包括在高纬度的极光，和扰乱无线电通信和电力。太阳活动被认为在太阳系的形成和演化扮演了很重要的角色。 太阳因为高温的缘故，所有的物质都是气体和电浆，这使得太阳的转速可能在赤道（大约25天）较快，而不是高纬度（在两极约为35天）。太阳因纬度不同的较差自转造成它的磁场线随着时间而纠缠在一起，造成磁场圈，从太阳表面喷发出来，并触发太阳形成系距性的太阳黑子和日珥（参见磁重联）。随着太阳每11年反转它本身的磁场，这种纠缠创造了太阳发电机和11年的太阳磁场活动太阳周期。 太阳磁场朝太阳本体外更远处延伸，磁化的太阳风电浆携带着太阳的磁场进入太空，形成所谓的行星际磁场。由于电浆只能沿着磁场线移动，离开太阳的行星际磁场起初是沿着径向伸展的。因位在太阳赤道上方和下方离开太阳的磁场具有不同的极性，因此在太阳的赤道平面存在着一层薄薄的电流层，称为太阳圈电流片。太阳的自转使得远距离的磁场和电流片旋转成像是阿基米德螺线结构，称为派克螺旋。行星际磁场的强度远比太阳的偶极性磁场强大。太阳50-400μT的磁偶极（在光球）随着距离的三次方衰减，在地球的距离上只有0.1 nT。然而，依据太空船的观测，在地球附近的行星际磁场视这个数值的100倍，大约是5nT。

化学构造

太阳从中心向外可分为核反应区、辐射区、对流层和大气层。由于太阳外层气体的透明度极差，人类能够直接观测到的是太阳大气层，从内向外分为光球、色球和日冕3层。       

氢聚合时放出γ射线，当它经过较冷区域时由于消耗能量，波长增长，变成X射线或紫外线及可见光。

对流层底部的温度约为2,000,000K，这已经冷得足够让较重的离子(如碳、氮、氧、钙和铁)捕捉住一些电子，使得物质变得更不透明，因此辐射线变得更难以穿透。伴随着辐射被阻挡的热能，最后终将使流体被加热然后沸腾，或说是产生对流。对流运动能迅速的将热量带至表面，同时流体在上升的过程中膨胀和冷却，到达可见的表面时，温度已经降至6,000K，密度则仅仅只有10^-8 g/cm^3。

因此太阳能可以说是用之不竭的。

太阳周期

太阳黑子和太阳黑子周期 在过去30年测量的太阳周期变化。 当使用适当的过滤观察太阳时，通常最能立刻看见的特征就是太阳黑子，因为那是温度较低而明确出现比周围黑暗的区域。太阳黑子是强磁场的区域，对流受到强量磁场的抑制，减少了从高热的内部发送到表面的能量。磁场造成大量的热进入日冕，形成的活动区是激烈的太阳闪焰和日冕物质抛射的来源。最大的太阳黑子有数万公里的直径。 在太阳上可以看见的太阳黑子数量并不是固定的，它以平均约11年的周期变化，形成所知的太阳周期。当太阳黑子周期进展时，太阳黑子的数量会增加，并且初系的位置也逐渐接近太阳的赤道，史波勒定律就是描述这种现象。太阳黑子通常都以磁性相异的形式成对出现，每一个太阳周期的前导黑子磁性会交替的改变，所以当一个太阳周期是磁北极前导，下一个太阳周期就是磁南极前导。 在过去大约250年观测的太阳黑子数量，显示出大约11年的太阳周期。 因为太阳的光度与磁场活动有直接的关系，太阳周期不仅对太空天气有很大的影响，对地球的气候也有重大的影响。太阳活动极小往往和低温连系再一起，而超过平均长度的周期则与高温相关联。在17世纪，太阳周期似乎完全停止了数十年，在这段期间只观测到少数几个太阳黑子。那个时代称为蒙德极小期或小冰期，欧洲经历了很冷的温度。分析树木的年轮发现更早的一些极小期，并且也显现出与全球的温度低于平均温度的期间相符合。 可能的长周期 最近有理论宣称在太阳核心的磁性不稳定导致周期为41,000年或100,000年的变异。这可以对冰河期和米兰科维奇循环提供更好的解释。

生命周期

太阳是在大约45.7亿年前在一个坍缩的氢分子云内形成。太阳形成的时间以两种方法测量：太阳目前在主序带上的年龄，使用恒星演化和太初核合成的电脑模型确认，大约就是45.7亿年。这与放射性定年法得到的太阳最古老的物质是45.67亿年非常的吻合。 太阳在其主序的演化阶段已经到了中年期，在这个阶段的核融合是在核心将氢融合成氦。每秒中有超过400万吨的物质在太阳的核心转化成能量，产生中微子和太阳辐射。以这个速率，到目前为止，太阳大约转化了100个地球质量的物质成为能量，太阳在主序带上耗费的时间总共大约为100亿年。 太阳没有足够的质量爆发成为超新星，替代的是，在约50亿年后它将进入红巨星的阶段，氦核心为抵抗重力而收缩，同时变热；紧挨核心的氢包层因温度上升而加速聚变，结果产生的热量持续增加，传导到外层，使其向外膨胀。当核心的温度达到1亿K时，氦融合将开始进行并燃烧生成碳。由于此时的氦核心已经相当于一个小型“白矮星”（电子简并态），热失控的氦聚变将导致氦闪，释放的巨大能量使太阳核心大幅度膨胀，解除了电子简并态，然后核心剩余的氦进行稳定的聚变。从外部看，太阳将如新星般突然增亮5～10个星等（相比于此前的“红巨星”阶段），接着体积大幅度缩小，变得比原先的红巨星暗淡得多（但仍将比现在的太阳亮），直到核心的碳逐步累积，再次进入核心收缩、外层膨胀阶段。这就是渐近巨星分支阶段。 太阳的生命循环；未依照大小的比例绘制。 地球的命运是不确定的，当太阳成为红巨星时，其半径大约会是现在的200倍，表面可能将膨胀至地球现在的轨道——1 AU（1.5×10米）。然而，当太阳成为渐近巨星分支的恒星时，由于恒星风的作用，它大约已经流失30%的质量，所以地球的轨道会向外移动。如果只是这样，地球或许可以幸免，但新的研究认为地球可能会因为潮汐的交互作用而被太阳吞噬掉。但即使地球能逃推被太阳焚毁的命运，地球上的水仍然都会沸腾，大部分的气体都会逃逸入太空。即使太阳仍在主序带的现阶段，太阳的光度仍然在缓慢的增加（每10亿年约增加10%），表面的温度也缓缓的提升。太阳过去的光度比较暗淡，这可能是生命在10亿年前才出现在陆地上的原因。太阳的温度若依照这样的速率增加，在未来的10亿年，地球可能会变得太热，使水不再能以液态存在于地球表面，而使地球上所有的生物趋于灭绝。 继红巨星阶段之后，激烈的热脉动将导致太阳外层的气体逃逸，形成行星状星云。在外层被剥离后，唯一留存下来的就是恒星炙热的核心——白矮星，并在数十亿年中逐渐冷却和黯淡。这是低质量与中质量恒星演化的典型。

阳光

阳光是地球能量的主要来源。太阳常数是在距离太阳1天文单位的位置（也就是在或接近地球），直接暴露在阳光下的每单位面积接收到的能量，其值约相当于1,368 W/m（瓦每平方米）。经过大气层的吸收后，抵达地球表面的阳光已经衰减－在大气清澈且太阳接近天顶的条件下也只有约1,000 W/m。 有许多种天然的合成过程可以利用太阳能－光合作用是植物以化学的方式从阳光中截取能量（氧的发布和碳化合物的减少），直接加热或使用太阳电池转换成电的仪器被使用在太阳能发电的设备上，或进行其他的工作；有时也会使用聚光太阳能热发电（也就是凝聚阳光）。保存在原油和其它化石燃料中的能量是来自遥远的过去经由光合作用转换的太阳能。

在银河系中的位置和运动

太阳位于银河系内侧边缘的猎户臂，在本星际云或古尔德带，距离银河中心7,500－8,500秒差距（25,000－28,000光年）的假设距离，包含在太空中的一个稀薄高温气体，可能是由一颗超新星残骸杰敏卡γ射线源的本地泡。本地臂和外侧的下一个旋臂，英仙臂，的距离大约是6,500光年。太阳，和进而的太阳系，被发现是在科学家所谓的星系适居带。 太阳奔赴点的方向，或是太阳向点，是太阳相对于邻近恒星，穿越银河系空间的运动方向。太阳在银河系中的运动方向大约是朝向天琴座的织女星，与银河中心在天空中分离的角度大约是60度。 太阳绕银河的轨道大致上是如预期椭圆形，但还要加上受到银河系的旋臂和质量分布不均匀的扰动。此外，太阳相对于银河平面上下的摆动大约是每一周期2.7次；这非常像是一种没有受到阻尼的简谐振荡。有人提出太阳经过高密度螺旋臂的时间与地球上大灭绝的时刻屡屡不谋而合，或许是因为撞击事件增加了。它大约花2亿2500万至2亿5000万年完整的绕行银河一周（一个银河年），所以在太阳过去的生命期中大概已经完整的绕行银河20至25次了。太阳相对于银河中心的轨道速度大约是250公里/秒。以这样的速度，太阳系大约1,190年可以旅行一光年的距离，或是7天移动1天文单位。 太阳相对于太阳系质心的运动受到来自行星的摄动是复杂的。每隔数百年变换一次顺行和逆行。

理论上的问题

这是一次非比寻常的极小期，自2008年5月起，有比以往长的一段时间，太阳表面一尘不染，看不见任何一颗黑子的出现。

它比平常暗了一些；与上一次的极小期比较，在可见光波长的输出少了0.02%，在远紫外线波长上少了6% 。

在过去的20年，太阳风的速度下降了3%，温度下降13%，密度也减少了20% 。

与22年前的极小期比较，它的磁场强度只有当时的一半，结果是造成充满整个太阳系的太阳圈收缩，因此撞击到地球和它的大气层的宇宙射线的程度增加。

观测的历史

人类对太阳的观测可以追溯到公元前2000年，在中国古代的典籍《尚书》中记载了发生在夏代的一次日食。中国古代汉字中用⊙代表太阳，表明中国很早以前就已看到了太阳黑子。《汉书·五行志》中记载了人类最早的黑子记录：“日出黄，有黑气大如钱，居日中央。”公元前400年，希腊人曾经看到过太阳黑子，但在欧洲被遗忘，直到1605年伽利略通过望远镜重新发现了它。 早期的了解和语源 这个在丹麦国家博物馆中展出的雕塑可能是前1350年的作品。这个由一匹马拉着的雷鸣太阳战车雕塑，相信在阐明北欧青铜时代的神话中占有很重要的地位。 说文解字：日，实也，大易之精不亏，从○一象形。凡日之属皆从日。日古文象形。 人类对太阳的最基本了解是在天空上发光的一个圆盘，当它在地平线上时创造了白天，消失时就造成夜晚。在许多古文化和史前文化中，太阳被认为是太阳神或其他超自然的现象。像是南美的印加和阿兹特克（现在的墨西哥）都有崇拜太阳的中心文化；许多古迹的修筑都与太阳现象有关，例如巨石准确的标示出冬至或夏至至点的方向（一些知名的石柱群诸如埃及纳布塔普拉雅、马尔他姆那拉和英国巨石阵）；纽格莱奇墓，一个史前人类在爱尔兰的建筑物，目的是在检测冬至；在墨西哥奇琴伊察的艾尔堡金字塔设计成在春分和秋分的影子像蛇在爬金字塔的样子。 在罗马帝国晚期太阳的生日是在冬至之后的一个庆典假日，称为无敌太阳，有可能就是圣诞节的前身。作为一颗恒星，从地球上看到太阳每年沿着黄道带上的黄道绕行一圈，所以希腊天文学家认为它也是七颗行星之一；在一些语言中还用来命名一周七天中的一天。 科学认识的发展 伽利略在1609年发现太阳黑子后，人类便持续关注着太阳。 在西元前1,000年，巴比伦天文学家观察到太阳沿着黄道的运动是不均匀的，虽然他们不了解为何会如此。而今天我们知道是因为地球以椭圆轨道绕着太阳运行，使得地球在接近近日点的速度较快，而在远日点时速度较慢。 第一位尝试以科学或哲学解释太阳的人是希腊哲学家阿那克萨哥拉，他推断太阳是一个巨大的金属火球，比在伯罗奔尼撒的赫利俄斯战车还要大，同时月球是反射太阳的光。他因为传授这种异端被判决死刑而遭到囚禁，后来因为伯里克利介入调解而获释。埃拉托斯特尼在西元前3世纪估计地球和太阳之间的距离大约是“400和80,000斯达地”，其中的翻译是含糊不清的，暗示是4,080,000斯达地（755,000公里）或是804,000,000斯达地（148至153百万公里，或0.99至1.02天文单位）；后面的数值与今天所用的误差只有几个百分点。在西元前一世纪，托勒密估计这个距离是地球半径的1,210倍，大约是771万公里（0.0515 AU）。 古希腊的阿里斯塔克斯在西元前3世纪最早提出行星是以太阳为中心环绕着运转的理论，稍后得到塞琉西亚的塞琉古的认同（参见日心说）。这在很大程度上仍是哲学上的预测，到了16世纪才由哥白尼发展出数学模型的日心系统。在17世纪初期，望远镜的发明使得托马斯·哈里奥特、伽利略和其它的天文学家能够详细的观察太阳黑子。伽利略做出一些已知是最早观测太阳黑子的报告，并提出它们是在太阳的表面，而不是通过地球和太阳之间的小**。汉朝（西元前206至西元220年）的中国天文学家也对黑子持续观测和记录了数个世纪。伊斯兰的伊本·鲁世德也提供了12世纪的黑子描述。 阿拉伯天文学的贡献包括巴塔尼发现太阳离心率的方向变化，和伊本·尤努斯（Ibn Yunus）多年来使用大的星盘观察超过10,000次的太阳位置。伊本·西那在1032年第一次观测到金星凌日，他推论出金星比地球更靠近太阳，而伊本·巴哲则是在12世纪曾记录观测到两颗行星凌日。 1239年，俄罗斯的编年史中曾提到过日珥，称其为“火舌”，1842年在一次日食中重新发现了日珥。1843年，Schwabe发现了太阳活动的11年周期，1851年在一次日食中拍摄到了第一张日冕的照片。1859年人们发现了太阳耀斑。 在1672年，乔凡尼·多美尼科·卡西尼和让·里歇尔确定了火星的距离，因此可以计算出太阳的距离。艾萨克·牛顿使用三棱镜观察太阳光，显示出阳光是由各种不同的颜色组合而成，而威廉·赫歇尔在1800年发现在超越太阳光谱的红色部分之外，还有红外线的辐射。19世纪的光谱学使太阳研究有所进展。1824年，夫朗和斐首度发现光谱中的吸收线，最强的几条吸收线迄今仍被称为夫朗和斐线；将太阳光谱展开，可以发现更大量的吸收线，造成更多的颜色消失不见。1868年又在太阳光谱中发现了一种新的元素，取名为氦（helium，意为太阳神）；次年又发现了新的谱线，认为是另外一种元素，定名为coronium，后来证明这只是普通元素的高电离态谱线。 在现代科学时代的初期，太阳能量的来源是个巨大的谜。凯尔文爵士提出太阳是一个正在冷却的液体球，辐射出储藏在内部的热。凯尔文和赫尔曼·冯·亥姆霍兹然后提出重力收缩机制来解释能量的输出。很不幸的，由此产生的年龄估计只有2,000万岁，远短于当时以地质上的发现所估计出至少3亿年的时间跨度。在1890年，约瑟夫·洛克尔在太阳光谱中发现氦，提出太阳形成和演化的陨石说。 直到1904年解决的方案才被提出，拉塞福提出太阳的输出可以由内部的热源提供，并提出放射性衰变是这个来源。不过，阿尔伯特·爱因斯坦提出的质能等价关系E = mc为太阳的能量来源提供了线索。 1908年，美国天文学家乔治·海尔发现黑子具有很强的磁场。1930年发明了日冕仪，使得随时观测日冕成为可能。 在1920年，亚瑟·爱丁顿爵士提出在太阳核心的温度和压力导致核融合将氢（质子）合并成氦核，从质量净变动的结果产生了能量。塞西莉亚·佩恩-加波施金在1925年证实氢在太阳中占的优势，核融合的理论概念也在1930年代由天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡和汉斯·贝特发展出来。汉斯·贝特仔细的计算了两种太阳能量主要来源的核反应，在1938年提出了恒星内部质子-质子链反应和碳氮氧循环两种核反应过程，阐明了太阳的能源机制。。 最后，玛格丽特·伯比奇在1957年发表了名为“在恒星内部的元素合成”的论文，这篇论文令人信服的论证出，在宇宙中绝大部分恒星内部的元素合成，都像我们的太阳一样。 1975年Deubner奠定了日震学的基础。 太阳太空任务 日地关系卫星B的紫外线成像照相机在校准过程中捕捉到的月球凌日。 最早被设计来观察太阳的卫星是NASA在1959年至1968年发射的先锋5、6、7、8、和9号。这些探测器在与地球相似的距离上环绕着太阳，并且首度做出太阳风和太阳磁场的详细测量。先锋9号运转的时间特别长，直到1983年5月还在发送数据。 在1970年代，两艘太阳神太空船和天空实验室的阿波罗望远镜架台为科学家提供了大量的太阳风和日冕的数据。太阳神1号和2号太空船是美国和德国合作，在水星近日点内侧的轨道上研究太阳风，天空实验室是NASA在1973年发射的太空站，包括一个由驻站的太空人操作，称为阿波罗望远镜架台的太阳天文台。天空实验室首度从太阳日冕的紫外线辐射中分辨出太阳的过渡区。它的发现还包括首度观测到日冕物质抛射，然后被称为日冕瞬变，和现在已经知道与太阳风关系密切的冕洞。 在1980年，NASA发射了SMM，这艘太空船设计在太阳最活跃的期间和太阳发光率，以γ射线、X射线和紫外线观察来自太阳闪焰的辐射。不过，就在发射之后几个月，因为内部的电子零件故障，造成探测器进入待机模式，之后的三年它都处在这种待命的状态。在1984年，挑战者号航天飞机在STS-41-C的任务中取回这颗卫星，修复了电子零件后再送回轨道。之后，太阳极限任务在1989年6月重返地球的大气层之前，获得了成千上万的影像。 日本在1991年发射的阳光卫星在X射线的波长观测太阳闪焰，任务中获得的数据让科学家可以分辨不同类型的闪焰，并验证了在离开活动高峰期的日冕有着比过去所假设的更多活动和动态。阳光卫星观测了整个的太阳周期，但是在2001年的一次日全食使它不能锁定太阳而进入了待机模式。它在2005年以重返大气层的方法销毁。 最重要的太阳任务之一是1995年12月2日由欧洲太空总署和美国国家航空暨太空总署共同建造和发射的太阳和太阳风层探测器（SOHO）。原本只是一个为期两年的任务，但在2009年批准将计划延长至2012年。它证明了对2010年2月发射的太阳动力学天文台非常有用，SOHO位于地球和太阳之间的拉格朗日点（两着引力的平衡点），SOHO自发射以来，在许多波段上提供了太阳的常规观测图。除了直接观测太阳，SOHO还促成了大量彗星的发现，它们绝大多数都是暗淡的，在经过太阳时会被焚毁的掠日彗星。 所有的这些卫星都是在黄道平面上观测太阳，所以只能看清楚太阳在赤道附近的地区。研究太阳极区的尤里西斯号探测器在1990年发射，它先航向木星，经由这颗行星的弹射进入脱离黄道平面的轨道。无心插柳的，使它成为观察1994年舒梅克－李维九号彗星撞木星的最佳人选。一旦尤里西斯进入预定的轨道后，它开始观察高纬度上的太阳风和磁场强度，发现高纬度的太阳风以低于预测的705公里/秒的速度运动，还有大量的磁波从高纬度发射出来，散射了来自银河系的宇宙射线。 从光谱的研究已经熟知光球的元素丰度，但对于太阳内部的成分所知仍很贫乏。将太阳风样本带回的起源号被设计来让天文学家直接测量太阳物质的成分。起源号在2004年返回地球，但是因为它的一个降落伞在重返大气层时未能张开，使它在着陆时坠毁。尽管受到严重的破换，一些可用的样本还是被从太空船的样本返回模块舱带回并且正在进行研究与分析。 日地关系天文台（STEREO）任务在2006年10月发射，两艘相同的太空船分别被送进在地球轨道前方和后方并逐渐远离地球的位置上，这使得太阳和太阳现象的影像，如日冕物质抛射可以立体成像。 其他太阳观测卫星还有美国1998年发射的TRACE卫星、2002年发射的RHESSI卫星、2006年发射的STEREO卫星，日本在2006年发射的日出卫星（Solar-B）等。

观测和成效

从地球表面看到的太阳 太阳非常明亮，以裸眼直视太阳在短时间内就会很不舒服，但对于没有完全睁开的眼睛还不致于立即造成危害。直接看太阳会造成视觉上的光幻视和暂时部分失明，只要4毫瓦的阳光对视网膜稍有加热就可能造成破坏，使眼睛对光度不能做出正确的回应。暴露在紫外线下会使眼睛的水晶体逐渐变黄，并且被认为还会形成白内障，但是这取决于是否经常曝露在太阳的紫外线下，而不是是否直接目视太阳。尽管已经知道暴露在紫外线的环境下，会加速眼睛外层的老化和白内障的形成，当日食发生的时候还是有许多不当注视太阳所引发的日食目盲或视网膜灼伤。长时间用肉眼直接看太阳会受到紫外线的诱导，大约100秒钟视网膜就会灼伤产生病变，特别是在来自太阳的紫外线强度较高和被聚焦的情况下；对孩童的眼睛和新植入的水晶体情况会更为恶化（它们比成熟的眼睛承受了更多的紫外线）、以及太阳的角度接近地平、和在高纬度的地区观测太阳。 通过将光线集中的光学仪器，像是双筒望远镜观察太阳，若没有用滤镜将光线做实质上的减弱和遮挡紫外线是很危险的。柔光的ND滤镜可能不会滤除紫外线，所以依然是危险的。用来观测太阳的衰减滤镜必须使用专门设计的：紫外线或红外线会穿透一些临时凑合的滤镜，在高亮度时一样还是会伤害到眼睛。 没有滤镜的双筒望远镜可能会导入超500倍以上的能量，用肉眼看几乎立即杀死视网膜的细胞，对视网膜造成伤害。在正午的阳光下，透过没有滤镜的双筒望远镜看太阳，即使只是短暂的一瞥，都可能导致永久的失明。 因为眼睛的瞳孔不能适应异常高的光度对比，观看日偏食是很危险的：瞳孔是依据进入视场的总光亮，而不是依据最明亮的光来扩张。当日偏食的时候，因为月球行经太阳前方屏蔽了部分的阳光，但是光球未被屏蔽的部分依然有着与平常的白天相同的表面亮度。在完全黑暗的环境下，瞳孔可以从2mm扩张至6mm，每个暴露在太阳影像下的视网膜细胞会接收到十倍于观看未被遮住的太阳光量。这会损坏或杀死这些细胞，导致观看者出现小但永久的盲点。对没有经验的观测者和孩童，这种危害是不知不觉的，因为不会感觉到痛：它不是立即可以察觉自己的视野被摧毁。 阳光会因为瑞利散射和米氏散射而减弱，特别是当日出和日落时经过漫长的地球大气层时，使得阳光有时会很柔和，可以舒服的用肉眼或安全的光学仪器观看（只要没有阳光会突然穿透云层的风险）。烟雾、大气的粉尘、和高湿度都有助于大气衰减阳光。 一种罕见的光学现象会在日出之前或日落之后短暂的出现，就是所知的绿闪光。这种闪光是太阳正好在地平线下被弯曲（通常是通过逆温层）朝向观测者造成的。短波长的光（紫色、蓝色和绿色）被偏折的比长波长的多（黄色、橙色、红色），但是紫色和蓝色被散色的较多，留下的绿色就较容易被看见。 来自太阳的紫外线具有防腐的性质，可以做为水和工具的消毒。它也会使皮肤晒伤，和其他医疗的效应，例如维生素D的生成。地球的臭氧层会使紫外线减弱，所以紫外线的强度会随着高度的增加而加强，并且有许多生物已经产生适应的能力，包括在全球不同地区的人种有着不同的肤色变化。

术语

如同其它的自然现象，太阳在整个的人类历史上受到许多文化的崇拜，并且是星期日这个词的来源。依据国际天文联合会，它在英语中的正式名称是“Sun”（作为专有名词，第一个字母要大写）。拉丁文的名称是“Sol”（英语发音：/ˈsɒl/），太阳神有着相同的名称，这是众所周知但在英文中却不常用到；相关的形容词是“solar”。“Sol”是太阳在许多欧洲语系中的现代用语。 “Sol”这个名词也被行星天文学家使用来表示其它行星，像是火星上的太阳日。地球的平均太阳日大约是24小时，火星上的“太阳日”是24小时39分又35.244秒。

太阳伴星

有不少天文学家认为，太阳有一颗不大的伴星，并把它命名为“复仇女神星”。但这颗伴星的存在与否仍存在争议。

人类文化中的太阳

在排湾神话中，排湾族武商王是由太阳生出的。

在希腊神话中，太阳的保护神是阿波罗。

在中国神话传说中，太阳是妖皇一族：三足金乌。《淮南子·本经训》：「逮至尧之时，十日并出，焦禾稼，杀草木，而民无所食。」《竹书纪年》亦载「八年，天有妖孽，十日并出」。《山海经·海外东经》和《大荒南经》、《楚辞·天问》等亦载有此传说。

在北欧神话中，苏尔是驾驶日车的女神。

世界上有许多国家把太阳当作设计国旗的灵感来源，详见太阳旗条目。