Le Soleil : Portrait Intime de Notre Étoile, de sa Genèse à son Exploration

Introduction

Au cœur de notre système planétaire, à une distance moyenne de 150 millions de kilomètres de la Terre, trône une étoile que nous nommons le Soleil. Pour nous, habitants de la Terre, il est bien plus qu’un simple point lumineux dans le ciel ; il est le moteur de la vie, la source primordiale d’énergie qui sculpte nos climats, alimente la photosynthèse et dicte les rythmes de notre existence. Pourtant, cette familiarité quotidienne masque une réalité d’une complexité et d’une puissance inouïes. Le Soleil est un gigantesque réacteur à fusion nucléaire, une sphère de plasma incandescent dont le diamètre dépasse 100 fois celui de notre planète.¹

Il incarne une dualité fondamentale : d’une part, une source de stabilité remarquable qui, pendant plus de quatre milliards d’années, a fourni un environnement suffisamment clément pour permettre à la vie d’émerger et de prospérer sur Terre ² ; d’autre part, une étoile active et volatile, dont les colères sous forme d’éruptions et d’éjections de masse coronale peuvent déchaîner des tempêtes magnétiques capables de menacer nos infrastructures technologiques les plus avancées, des satellites de communication aux réseaux électriques.³ Comprendre le Soleil n’est donc pas seulement une quête de connaissance fondamentale, mais une nécessité pour la pérennité de notre civilisation.

Ce rapport propose une biographie complète de notre étoile. Nous plongerons dans le passé lointain pour assister à sa naissance au sein d’un nuage interstellaire, il y a 4,6 milliards d’années. Nous disséquerons ensuite son anatomie, de son noyau où la fusion nucléaire fait rage à sa couronne énigmatique et surchauffée. Nous détaillerons ses propriétés physiques, sa composition chimique, ainsi que ses mouvements complexes, qu’il s’agisse de sa rotation sur lui-même ou de son long voyage orbital autour du centre de notre galaxie, la Voie lactée. La seconde partie de ce document sera consacrée à la grande odyssée humaine et technologique visant à l’étudier : l’exploration spatiale. Nous passerons en revue les missions pionnières qui ont jeté les bases de l’héliophysique, avant de nous concentrer sur la flotte actuelle de sondes qui révolutionnent notre vision de l’étoile, avec un regard particulier sur les trois missions les plus emblématiques de l’ère moderne.

I : Biographie d’une Étoile Naine Jaune

1 : La Naissance d’un Titan – Formation et Évolution Précoce

L’histoire du Soleil commence il y a environ 4,6 milliards d’années, non pas comme une entité isolée, mais au sein d’un vaste et froid nuage de gaz et de poussières flottant dans l’un des bras spiraux de la Voie lactée.⁴ Ces structures, appelées nuages moléculaires géants, sont les « pouponnières d’étoiles » de l’Univers, des régions où la densité de matière est suffisante pour que la gravité puisse initier le processus de formation stellaire.⁶ Le nuage originel, que les astronomes nomment la nébuleuse solaire, était principalement composé d’hydrogène et d’hélium, les éléments forgés lors du Big Bang, mais il contenait également une petite fraction (moins de 2 %) d’éléments plus lourds.¹

La présence de ces éléments lourds, que les astronomes appellent « métaux », est une preuve irréfutable que le Soleil n’est pas une étoile de première génération. Les toutes premières étoiles de l’Univers ne contenaient que de l’hydrogène et de l’hélium. Les éléments comme le carbone, l’oxygène, le fer ou le silicium, qui composent notre planète et nos propres corps, sont synthétisés au cœur des étoiles massives et dispersés dans le milieu interstellaire lors de leur mort explosive en supernovas.⁷ La nébuleuse solaire était donc déjà enrichie par les cendres d’au moins une génération d’étoiles précédente. Notre existence même est ainsi intimement liée à ce cycle cosmique de vie et de mort stellaire. L’hypothèse la plus en vogue suggère que l’effondrement de notre nébuleuse a été déclenché par l’onde de choc d’une supernova proche. Cette étoile massive et défunte a même reçu un nom posthume : Coatlicue, en référence à la déesse mère du Soleil dans la mythologie aztèque.⁵

Sous l’effet de ce déclencheur, une portion du nuage a commencé à s’effondrer sur elle-même sous sa propre gravité.⁴ En vertu de la loi de conservation du moment cinétique, ce nuage en contraction s’est mis à tourner de plus en plus vite, s’aplatissant en un disque protoplanétaire avec une concentration de matière dense et chaude en son centre : une protoétoile, le bébé Soleil.⁴ Ce processus n’était pas solitaire ; les étoiles naissent en groupes. Le Soleil a donc vu le jour au sein d’un amas stellaire, en compagnie de centaines, voire de milliers d’étoiles sœurs, dans une région d’un diamètre de quelques dizaines d’années-lumière.⁶

Pendant plusieurs dizaines de millions d’années, la protoétoile a continué d’accumuler de la matière (un processus appelé accrétion), augmentant sa masse, sa densité et sa température centrale.⁵ Finalement, lorsque la température au cœur a atteint le seuil critique d’environ 15 millions de degrés Kelvin, les réactions de fusion thermonucléaire se sont amorcées.¹ À cet instant précis, une nouvelle force est apparue : la pression de radiation générée par la fusion, poussant vers l’extérieur. Cette pression a fini par contrebalancer parfaitement la force de gravité qui tendait à faire s’effondrer l’étoile. Le Soleil a atteint un état d’équilibre hydrostatique, cessant sa contraction et marquant son entrée sur la « séquence principale », le stade de maturité stable de sa vie, en tant qu’étoile de type spectral G2V.⁹

Pendant que le Soleil naissant s’appropriait plus de 99,8 % de la masse de la nébuleuse, le reste de la matière au sein du disque d’accrétion environnant s’est aggloméré pour former les planètes, les lunes, les astéroïdes et les comètes.⁶ C’est ainsi que le Système solaire tout entier est né en même temps que son étoile, un cortège planétaire dont la stabilité a permis, sur la troisième planète, l’émergence et le développement de la vie.²

2 : Anatomie du Soleil – Structure Interne et Atmosphérique

Le Soleil n’est pas une boule de gaz homogène. Il possède une structure interne complexe, stratifiée en plusieurs couches distinctes, chacune avec des propriétés et des rôles spécifiques dans la physique de l’étoile. Un voyage imaginaire de la surface vers le centre nous révèle trois zones principales.¹¹

L’Intérieur Solaire

• Le Noyau : C’est le cœur nucléaire du Soleil, s’étendant du centre jusqu’à environ 25 % de son rayon.¹³ C’est ici, et uniquement ici, que les conditions sont extrêmes : une température de plus de 15 millions de degrés Celsius (ou Kelvin) et une densité 150 fois supérieure à celle de l’eau.⁹ C’est dans cette fournaise que toute l’énergie du Soleil est produite par la fusion de l’hydrogène en hélium.⁸ Le noyau contient environ 60 % de la masse solaire dans moins de 2 % de son volume.¹⁵

• La Zone Radiative : Entourant le noyau, cette zone s’étend jusqu’à environ 70 % du rayon solaire.¹⁷ L’énergie produite dans le noyau y est transportée vers l’extérieur par des photons (des particules de lumière). Le plasma y est si dense que chaque photon est constamment absorbé et réémis dans une direction aléatoire. Ce « parcours de l’ivrogne » est incroyablement lent : un photon peut mettre plus de 100 000 ans pour traverser cette zone, alors qu’il voyagerait à la vitesse de la lumière dans le vide.¹¹

• La Zone Convective : C’est la couche la plus externe de l’intérieur solaire. Ici, le plasma est moins dense et plus opaque, ce qui rend le transport radiatif inefficace. L’énergie est alors transportée par convection, un processus similaire à celui de l’eau qui bout dans une casserole.¹³ D’énormes bulles de plasma chaud montent vers la surface, libèrent leur chaleur, se refroidissent, puis replongent vers l’intérieur pour se réchauffer à nouveau.¹³ Ce mouvement de bouillonnement incessant est visible à la surface sous la forme d’une fine granulation.¹⁰

Entre la zone radiative et la zone convective se trouve une interface cruciale appelée la tachocline.¹⁵ C’est une région de fort cisaillement, car la zone radiative interne tourne comme un corps solide, tandis que la zone convective externe présente une rotation différentielle (plus rapide à l’équateur qu’aux pôles).¹⁷ Les astrophysiciens pensent que c’est dans cette couche de friction que le champ magnétique solaire est généré et amplifié, un mécanisme connu sous le nom de « dynamo solaire ».¹⁵ La structure interne du Soleil est donc directement à l’origine de son activité magnétique, des taches solaires aux éruptions violentes.

L’Atmosphère Solaire

Au-dessus de l’intérieur se trouvent les couches atmosphériques, qui deviennent progressivement plus ténues.¹¹

• La Photosphère : C’est la « surface » visible du Soleil, une couche très mince d’environ 300 à 500 km d’épaisseur.¹⁹ C’est la région à partir de laquelle le gaz devient suffisamment transparent pour que la lumière puisse s’échapper librement dans l’espace. Sa température moyenne est d’environ 5 800 K (soit 5 500 °C).⁸ C’est sur cette couche que l’on observe les taches solaires, les facules (zones brillantes) et la granulation convective.¹⁰

• La Chromosphère : Juste au-dessus de la photosphère se trouve la chromosphère, ou « sphère de couleur », nommée ainsi pour sa teinte rougeâtre visible lors des éclipses solaires totales.¹³ Épaisse d’environ 2 000 km ²², cette couche présente un comportement paradoxal : alors que la densité continue de chuter, la température se met à augmenter, passant d’environ 4 200 K à sa base à plus de 10 000 K à son sommet.¹⁵

• La Couronne : La couche la plus externe de l’atmosphère solaire est la couronne, une aura diaphane qui s’étend sur des millions de kilomètres dans l’espace.¹³ Elle est extraordinairement ténue, mais sa température atteint des valeurs stupéfiantes de 1 à 2 millions de Kelvin.²² Ce phénomène, où la température de l’atmosphère est des centaines de fois plus élevée que celle de la surface sous-jacente, est connu comme le « problème du chauffage coronal ». Il s’agit de l’une des plus grandes énigmes de l’astrophysique, car il viole les principes intuitifs de la thermodynamique. Un mécanisme de chauffage non thermique doit être à l’œuvre, probablement lié à la dissipation d’énergie magnétique transportée depuis la photosphère. La résolution de ce mystère est l’un des objectifs principaux des missions solaires modernes comme Parker Solar Probe et Solar Orbiter. La couronne est la source du vent solaire, un flux continu de particules chargées qui s’échappe du Soleil et balaye tout le système solaire.¹⁸

3 : La Carte d’Identité du Soleil – Propriétés Physiques et Chimiques

Pour comprendre pleinement notre étoile, il est essentiel de quantifier ses caractéristiques fondamentales. Le Soleil est une étoile naine jaune de type spectral G2V, une classification qui indique sa température de surface, sa couleur et le fait qu’elle se trouve sur la séquence principale de son évolution, fusionnant l’hydrogène en hélium dans son noyau.⁹ Bien qu’elle nous paraisse immense, elle est en réalité une étoile de taille et de masse assez modestes à l’échelle galactique, même si elle est plus brillante que 85 % des étoiles de la Voie lactée, qui sont majoritairement des naines rouges, plus petites et plus froides.¹

Composition Chimique

Le Soleil est une énorme sphère de plasma, un état de la matière où les atomes sont si chauds qu’ils perdent leurs électrons. Sa composition chimique, en termes de masse, est d’environ 73-75 % d’hydrogène (H) et 24-25 % d’hélium (He).²² Tous les autres éléments chimiques, comme l’oxygène (O), le carbone (C), le néon (Ne) et le fer (Fe), ne représentent collectivement que moins de 2 % de sa masse.¹ En termes de nombre d’atomes, la proportion est encore plus écrasante, avec environ 92 % d’atomes d’hydrogène et 8 % d’hélium.⁹

Le Moteur Nucléaire

L’énergie colossale du Soleil provient de la fusion nucléaire qui se produit en son cœur.¹ Ce processus convertit la masse en énergie selon la célèbre équation d’Einstein,

E=mc2. Chaque seconde, dans le noyau solaire, environ 620 millions de tonnes d’hydrogène sont transformées en 615,7 millions de tonnes d’hélium.¹ La différence, soit environ 4,3 millions de tonnes de matière, est anéantie et convertie en une quantité prodigieuse d’énergie, principalement sous forme de rayonnement gamma et de neutrinos.¹ Cette production d’énergie est stable depuis des milliards d’années et devrait le rester pour encore environ 5 milliards d’années, jusqu’à l’épuisement du combustible hydrogène dans le noyau.¹

Deux principaux cycles de fusion sont à l’œuvre :

1. La Chaîne Proton-Proton (Chaîne PP) : C’est le mécanisme dominant dans le Soleil, responsable de plus de 98 % de sa production d’énergie.¹⁴ En une série d’étapes, quatre noyaux d’hydrogène (protons) fusionnent pour former un noyau d’hélium-4 (deux protons et deux neutrons), libérant au passage des positrons, des neutrinos et de l’énergie sous forme de photons gamma.¹

2. Le Cycle Carbone-Azote-Oxygène (Cycle CNO) : Ce cycle contribue pour moins de 2 % à l’énergie du Soleil.¹⁴ Il utilise des noyaux de carbone, d’azote et d’oxygène comme catalyseurs pour fusionner l’hydrogène en hélium. Ce processus est beaucoup plus sensible à la température que la chaîne PP et devient dominant dans les étoiles plus massives et plus chaudes que le Soleil.¹⁴

Le tableau suivant consolide les principales caractéristiques physiques du Soleil, offrant une fiche technique détaillée de notre étoile.

Fiche Technique Détaillée du Soleil

4 : Le Soleil en Mouvement – Rotation et Voyage Galactique

Le Soleil, loin d’être un astre fixe, est animé de deux mouvements principaux : une rotation sur lui-même et une longue révolution autour du centre de notre galaxie.

Rotation Différentielle : Un Tourbillon de Plasma

Contrairement à un corps solide comme la Terre, le Soleil est une sphère de plasma gazeux. Cette nature fluide lui permet de tourner à des vitesses différentes selon la latitude. Ce phénomène est connu sous le nom de rotation différentielle.¹⁷ L’équateur solaire effectue une rotation complète en environ 24,5 à 26 jours, tandis que les régions polaires, beaucoup plus lentes, mettent près de 38 jours pour accomplir le même tour.¹⁷ La période de rotation moyenne est souvent citée comme étant de 27 jours.¹⁷ Cette rotation a été mise en évidence pour la première fois par l’observation du déplacement des taches solaires à sa surface, une méthode encore utilisée aujourd’hui.²⁰ Des techniques plus modernes, comme l’héliosismologie et la spectroscopie Doppler, permettent de sonder la rotation des couches internes du Soleil, révélant que la zone radiative interne tourne de manière quasi-solide, tandis que la zone convective externe est le siège de cette rotation différentielle.¹⁷

Cette rotation différentielle n’est pas une simple curiosité cinématique ; elle est le moteur fondamental de l’activité solaire. Les lignes de champ magnétique, ancrées dans le plasma conducteur, sont étirées et enroulées autour du Soleil par ce mouvement de cisaillement entre l’équateur rapide et les pôles lents. Cet enroulement est analogue à la torsion d’un élastique : il emmagasine une quantité phénoménale d’énergie magnétique. Lorsque ces lignes de champ torsadées deviennent instables, elles percent la surface pour former des régions actives et des taches solaires, et peuvent se rompre brutalement, libérant leur énergie sous forme d’éruptions et d’éjections de masse coronale. Ainsi, la dynamique interne de rotation du Soleil est directement responsable de son cycle d’activité magnétique de 11 ans.

Voyage Galactique : Une Orbite de 230 Millions d’Années

Le Soleil n’est pas le centre de l’Univers, ni même de notre galaxie. Avec l’ensemble du Système solaire, il est engagé dans une orbite majestueuse autour du centre de la Voie lactée.⁸ Il se situe à une distance d’environ 26 000 à 28 000 années-lumière du bulbe galactique central.²²

À cette distance, il file à une vitesse vertigineuse. Les estimations varient légèrement, mais la plupart s’accordent sur une vitesse orbitale comprise entre 225 et 250 km/s, soit entre 810 000 et 900 000 km/h.⁹ Même à cette allure prodigieuse, la circonférence de son orbite est si vaste qu’une révolution complète, parfois appelée une « année galactique » ou « année cosmique », prend entre 220 et 250 millions d’années.⁸ Depuis sa naissance il y a 4,6 milliards d’années, le Soleil n’a donc accompli qu’environ 18 à 20 tours de la galaxie.³¹

Le trajet du Soleil n’est pas une simple ellipse plate. Son orbite présente des ondulations, le faisant osciller de haut en bas par rapport au plan galactique. Il traverse ce plan environ tous les 30 millions d’années, s’en éloignant jusqu’à une distance maximale de 230 années-lumière avant d’être ramené par la gravité du disque galactique.⁹ Ce voyage à travers la galaxie n’est pas sans conséquences potentielles. En traversant les bras spiraux, des régions plus denses en gaz et en poussières, le Système solaire pourrait être exposé à un environnement interstellaire différent, ce qui pourrait influencer la taille de l’héliosphère (la bulle protectrice du Soleil) ou même perturber gravitationnellement les comètes du lointain nuage d’Oort, envoyant potentiellement certaines d’entre elles vers le Système solaire interne. Ces passages dans des régions de formation d’étoiles actives pourraient également coïncider avec des événements géologiques sur Terre, une fascinante hypothèse de recherche liant notre destin planétaire à notre position dans la galaxie.⁵

5 : Le Pouls de l’Étoile – Cycles d’Activité et Météorologie Spatiale

Le Soleil n’est pas une étoile immuable. Son activité magnétique varie selon un rythme bien défini, connu sous le nom de cycle solaire, ou cycle de Schwabe. Ce cycle dure en moyenne 11 ans et se manifeste par la fluctuation du nombre de taches solaires visibles à sa surface.³²

Au minimum solaire, l’activité est faible, et le Soleil peut apparaître presque immaculé, sans aucune tache pendant des jours ou des semaines.³⁴ À mesure que le cycle progresse vers le

maximum solaire, le nombre de taches augmente considérablement, tout comme la fréquence et l’intensité des phénomènes associés.³³ Ces phénomènes sont les manifestations de la libération d’énergie magnétique :

• Les Taches Solaires (Sunspots) : Ce sont des régions de la photosphère temporairement plus froides (environ 4 000 K contre 5 800 K) et donc plus sombres. Elles sont le siège de champs magnétiques extrêmement intenses, des milliers de fois plus forts que le champ magnétique terrestre, qui inhibent la convection et empêchent la chaleur de remonter depuis l’intérieur.³

• Les Éruptions Solaires (Solar Flares) : Il s’agit de libérations soudaines et violentes d’énergie magnétique dans l’atmosphère solaire. Elles se traduisent par une intense bouffée de rayonnement électromagnétique, notamment en rayons X et ultraviolets, qui atteint la Terre en seulement 8 minutes.³²

• Les Éjections de Masse Coronale (CME) : Ce sont les événements les plus énergétiques. D’immenses bulles de plasma et de champ magnétique, pesant parfois des milliards de tonnes, sont expulsées de la couronne solaire à des vitesses pouvant atteindre plusieurs milliers de kilomètres par seconde.³² Si elles sont dirigées vers la Terre, elles peuvent déclencher de puissantes tempêtes géomagnétiques.

Ce cycle de 11 ans n’est en réalité que la moitié d’un cycle plus long. Le cycle magnétique complet, ou cycle de Hale, dure 22 ans. À la fin de chaque cycle de 11 ans, la polarité globale du champ magnétique du Soleil s’inverse : le pôle nord magnétique devient le pôle sud, et vice-versa. Il faut donc deux cycles de 11 ans pour que le champ magnétique revienne à sa configuration initiale.³³

Point d’actualité : Le Cycle Solaire 25

Nous sommes actuellement dans le 25e cycle solaire depuis le début des observations systématiques en 1755. Ce cycle a officiellement débuté en décembre 2019.³³ Les prévisions initiales du Space Weather Prediction Center (SWPC) tablaient sur un cycle relativement faible, similaire au cycle 24, avec un pic d’activité attendu autour de juillet 2025.³³

Cependant, les observations ont déjoué ces pronostics. L’activité solaire a augmenté beaucoup plus rapidement que prévu, et le cycle 25 s’avère nettement plus intense.³⁶ De nouvelles analyses, basées sur l’évolution du champ magnétique dipolaire du Soleil, suggèrent que le maximum solaire pourrait survenir bien plus tôt, potentiellement dès le début ou le milieu de l’année 2024.³ En octobre 2024, la NASA a confirmé que le Soleil avait atteint la phase maximale de son cycle.³ Cette activité intense se traduit par une augmentation des éruptions puissantes et des CMEs, ce qui accroît le risque de

météorologie spatiale sévère. Ces événements peuvent perturber les communications radio, endommager les satellites, affecter les systèmes de navigation GPS et, dans les cas extrêmes, provoquer des surtensions dans les réseaux électriques au sol.³ En contrepartie, cette activité accrue est aussi à l’origine de magnifiques aurores boréales et australes, visibles à des latitudes beaucoup plus basses que d’habitude.³

Cette divergence entre les prévisions et la réalité du cycle 25 illustre une vérité fondamentale : bien que nous connaissions le rythme général du pouls solaire, sa force et son timing précis restent difficiles à prédire. Nos modèles de la dynamo solaire, bien que sophistiqués, sont encore incomplets et peinent à capturer la nature chaotique et non linéaire des processus magnétiques au cœur de l’étoile. L’amélioration de cette capacité de prévision est l’un des enjeux majeurs de l’héliophysique moderne, car notre dépendance à la technologie spatiale et terrestre rend notre société de plus en plus vulnérable aux sautes d’humeur du Soleil.

II : À la Conquête du Soleil – L’Odyssée des Sondes Spatiales

L’étude du Soleil depuis la Terre est limitée par notre atmosphère, qui absorbe une grande partie de son rayonnement, et par notre position orbitale, qui ne nous offre qu’une seule perspective. Pour véritablement comprendre notre étoile, l’humanité a dû s’aventurer dans l’espace, en envoyant des émissaires robotiques pour l’observer de plus près.

6 : Les Pionniers de l’Héliophysique – Les Missions Historiques

L’exploration solaire a commencé modestement, souvent comme objectif secondaire de missions visant d’autres corps célestes, avant de devenir une discipline à part entière.

• Les Premiers Pas (années 1950-1960) : La première observation directe du vent solaire fut réalisée de manière fortuite par la sonde lunaire soviétique Luna 1 en 1959.³⁷ Peu après, le programme américain

  Pioneer a marqué un tournant. Bien que les premières missions visaient la Lune, Pioneer 5, lancé en 1960, fut la première sonde dédiée à l’exploration de l’espace interplanétaire, cartographiant pour la première fois le champ magnétique entre la Terre et Vénus.³⁷ La série suivante,

  Pioneer 6, 7, 8 et 9 (lancés entre 1965 et 1968), a constitué le premier réseau de surveillance solaire au monde, fournissant des données cruciales sur le vent solaire et des alertes précoces sur l’activité solaire.³⁸

• Toujours plus près (années 1970) : La collaboration germano-américaine a donné naissance aux sondes Helios 1 et 2, lancées en 1974 et 1976.⁴⁰ Ces engins audacieux ont pulvérisé tous les records de l’époque en s’aventurant à l’intérieur de l’orbite de Mercure, jusqu’à 43 millions de kilomètres du Soleil pour Helios 2. Elles ont fourni les toutes premières mesures

  in situ (locales) de l’environnement solaire proche, résistant à des températures et des radiations extrêmes.⁴⁰

• Un Observatoire en Orbite (années 1970) : La première station spatiale américaine, Skylab (1973-1974), a emporté un ensemble d’instruments solaires de pointe appelé l’Apollo Telescope Mount (ATM). Au-dessus des filtres de l’atmosphère terrestre, les trois équipages de Skylab ont réalisé des observations continues et sans précédent de la couronne, des éruptions et d’autres phénomènes, faisant progresser de manière spectaculaire la science solaire.⁴²

• Une Nouvelle Perspective (années 1990) : La mission conjointe ESA/NASA Ulysses, lancée en 1990, fut une véritable révolution conceptuelle. Pour étudier le Soleil sous toutes ses latitudes, elle a réalisé une manœuvre audacieuse : un survol de Jupiter pour utiliser l’assistance gravitationnelle de la planète géante afin de se propulser hors du plan de l’écliptique (le plan orbital des planètes).⁴⁵ Ulysses est ainsi devenue la première et unique sonde à survoler les pôles nord et sud du Soleil, révélant que le vent solaire se comporte très différemment aux hautes latitudes (rapide et uniforme) par rapport à l’équateur (plus lent et variable).⁴⁶

• La Sentinelle Inlassable (1995 à aujourd’hui) : L’Observatoire Solaire et Héliosphérique SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), une mission ESA/NASA lancée en 1995, est sans doute l’une des missions scientifiques les plus fructueuses de tous les temps.⁴⁸ Placée en orbite autour du point de Lagrange L1, un point d’équilibre gravitationnel à 1,5 million de kilomètres en direction du Soleil, SOHO bénéficie d’une vue ininterrompue de notre étoile.⁴⁸ Depuis plus de 25 ans, ses 12 instruments scrutent le Soleil de son noyau à sa couronne et au-delà. Ses images de la couronne, notamment celles de son coronographe LASCO, sont devenues emblématiques et constituent la pierre angulaire de la prévision de la météo spatiale, permettant de suivre les CMEs de leur naissance à leur propagation dans l’espace.⁴⁸

Le tableau suivant résume ces missions fondatrices qui ont pavé la voie à l’exploration solaire moderne.

Chronologie des Missions Solaires Majeures (avant 2010)

7 : L’Âge d’Or de l’Exploration Solaire – Gros Plan sur les Missions Actuelles

Nous vivons une période exceptionnelle pour l’héliophysique, caractérisée non pas par une seule mission dominante, mais par une flotte d’observatoires spatiaux travaillant en synergie. Chacun apporte une pièce unique au puzzle, observant le Soleil depuis des points de vue différents, avec des instruments complémentaires. Cette approche systémique est la seule capable de répondre aux questions complexes et multi-échelles qui subsistent, comme le chauffage de la couronne ou la prédiction des éruptions. Nous nous concentrerons ici sur trois des missions les plus significatives de cette flotte moderne.

7.1 : Hinode (Sunrise) – Le Maître du Magnétisme Solaire

Lancée le 23 septembre 2006, la mission Hinode (qui signifie « Lever de soleil » en japonais) est un projet mené par l’Agence d’exploration aérospatiale japonaise (JAXA), en collaboration avec la NASA et les agences spatiales du Royaume-Uni et d’Europe.⁵¹ Successeur de la mission Yohkoh, son objectif scientifique principal est d’étudier les liens de cause à effet entre le champ magnétique à la surface du Soleil (la photosphère) et les phénomènes dynamiques et énergétiques qui se produisent dans son atmosphère, la chromosphère et la couronne.⁵³

La force d’Hinode réside dans sa suite de trois instruments conçus pour fonctionner comme un observatoire unique et coordonné ⁵³ :

• Le Télescope Optique Solaire (SOT – Solar Optical Telescope) : C’est le premier télescope spatial capable de réaliser des mesures précises du champ magnétique vectoriel (intensité et direction) à la surface du Soleil. Avec sa très haute résolution, il permet de suivre l’évolution des structures magnétiques qui sont à l’origine de l’activité solaire.⁵¹

• Le Télescope à Rayons X (XRT – X-Ray Telescope) : Ce télescope observe la couronne solaire dans le domaine des rayons X. Comme la couronne est chauffée à des millions de degrés, elle émet principalement dans ce spectre. Le XRT permet de voir comment le plasma coronal réagit aux changements du champ magnétique observés par le SOT en dessous.⁵¹

• Le Spectromètre Imageur en Ultraviolet Extrême (EIS – EUV Imaging Spectrometer) : L’EIS fait le lien entre les deux autres instruments. Il observe le plasma dans les couches intermédiaires (chromosphère et région de transition) et fournit des diagnostics clés sur la température, la densité et la vitesse du plasma. Il est essentiel pour identifier les sites de chauffage et d’accélération de particules.⁵²

Point d’actualité (2024-2025) : Plus de 18 ans après son lancement, Hinode est toujours opérationnel, bien au-delà de sa durée de vie nominale de trois ans.⁵² Son état technique est jugé nominal, malgré une dégradation de certains filtres et la perte d’une caméra sur l’instrument SOT.⁵⁷ L’actualité récente de la mission ne réside pas tant dans de nouvelles découvertes isolées que dans son rôle indispensable d’observatoire de référence pour la communauté scientifique. Son calendrier d’opérations pour 2025 est rempli de campagnes d’observation coordonnées avec des missions plus récentes comme IRIS et de nouveaux télescopes au sol comme le DKIST.⁵⁸ La préparation du colloque scientifique « Hinode-18 / IRIS-16 », prévu en juin 2025, témoigne de la vitalité de la mission et de son importance continue pour l’analyse des données solaires et la planification de futures missions comme Solar-C.⁵⁹ Hinode est un atout précieux et fiable, un pilier de la flotte héliophysique mondiale.

7.2 : Parker Solar Probe – « Toucher » le Soleil

La mission Parker Solar Probe (PSP) de la NASA, lancée le 12 août 2018, est sans doute l’une des entreprises les plus audacieuses de l’histoire de l’exploration spatiale.⁶¹ Nommée en l’honneur de l’astrophysicien Eugene Parker, qui a théorisé l’existence du vent solaire, son objectif est littéralement de « toucher le Soleil » en volant directement à travers sa couronne.⁶² Ses deux objectifs scientifiques primordiaux sont de déterminer le flux d’énergie qui chauffe la couronne à des millions de degrés et d’explorer les mécanismes qui accélèrent le vent solaire pour le faire passer d’une brise subsonique à un flux supersonique.⁶³

Pour survivre dans cet environnement infernal, où les températures peuvent atteindre près de 1 400 °C, la sonde est protégée par un bouclier thermique révolutionnaire (TPS – Thermal Protection System). Ce bouclier de 11,4 cm d’épaisseur, fait d’un composite de carbone, maintient les instruments à son ombre à une température confortable d’environ 30 °C.⁶³ La mission utilise une série de sept survols de Vénus sur sept ans pour freiner et réduire progressivement son orbite, la rapprochant de plus en plus du Soleil.⁶³

PSP embarque quatre suites d’instruments in situ pour analyser le plasma qu’elle traverse ⁶⁵ :

• FIELDS : Mesure les champs électriques et magnétiques, les ondes, la turbulence et la densité du plasma. Ses antennes s’étendent au-delà du bouclier thermique, directement exposées à la fournaise.⁶³

• SWEAP (Solar Wind Electrons Alphas and Protons) : Compte les particules du vent solaire (électrons, protons, ions hélium) et mesure leur vitesse, densité et température. Son instrument principal, la « coupe de Faraday » SPC, regarde par-dessus le bouclier pour « goûter » directement le vent solaire.⁶⁵

• IS☉IS (Integrated Science Investigation of the Sun) : Mesure les particules énergétiques (électrons, protons, ions lourds) sur une large gamme d’énergies pour comprendre comment et où elles sont accélérées.⁶³

• WISPR (Wide-field Imager for Solar PRobe) : C’est le seul imageur à bord. Il prend des photos de la couronne et des structures du vent solaire, comme les CMEs, avant que la sonde ne les traverse, fournissant un contexte visuel crucial pour les mesures des autres instruments.⁶³

Point d’actualité (2024-2025) : La mission est dans sa phase la plus excitante.

• Périhélies Record : Le 24 décembre 2024, Parker Solar Probe a réalisé son 22e périhélie (passage au plus près du Soleil), battant tous les records. La sonde s’est approchée à seulement 6,16 millions de kilomètres (3,83 millions de miles) de la surface solaire, atteignant une vitesse record de 192 km/s (près de 700 000 km/h).⁶⁴ La NASA a confirmé le 26 décembre que la sonde avait survécu à ce passage et fonctionnait normalement.⁶⁴ Ce record de distance et de vitesse a été égalé lors des périhélies de mars et juin 2025, et sera maintenu pour les passages suivants, permettant une étude statistique de cette région totalement inexplorée.⁶⁴

• Découverte Récente : Une analyse publiée en mai 2025 dans l’Astrophysical Journal Letters, basée sur les données de PSP, a révélé une nouvelle source d’accélération de particules près du Soleil. Le phénomène de « fusion d’îlots magnétiques », une manifestation de la reconnexion magnétique, s’est avéré capable de propulser des particules à des énergies environ 1 000 fois plus élevées que ce que les modèles prévoyaient dans cette région.⁶⁸ C’est une avancée majeure pour comprendre l’origine des particules solaires énergétiques dangereuses pour les astronautes et les satellites.

7.3 : Solar Orbiter – Une Perspective Polaire et Globale

Lancée le 10 février 2020, Solar Orbiter est une mission de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) avec une forte participation de la NASA.⁶⁹ Elle est conçue pour être le partenaire synergique parfait de Parker Solar Probe. Alors que PSP plonge dans le feu de l’action, Solar Orbiter adopte une approche à double facette : elle s’approche du Soleil (jusqu’à 42 millions de kilomètres, à l’intérieur de l’orbite de Mercure) pour prendre des images à très haute résolution, tout en utilisant des assistances gravitationnelles de Vénus et de la Terre pour augmenter progressivement l’inclinaison de son orbite et offrir les toutes premières vues rapprochées des pôles solaires.⁶⁹

Sa charge utile est unique car elle combine deux types d’instruments ⁷¹ :

• Quatre instruments in situ (EPD, MAG, RPW, SWA) : Similaires à ceux de PSP, ils mesurent l’environnement local du vent solaire (particules énergétiques, champ magnétique, ondes plasma, composition du vent solaire).⁶⁹

• Six instruments de télédétection (EUI, Metis, PHI, SoloHI, SPICE, STIX) : C’est une suite complète de télescopes et d’imageurs qui regardent le Soleil. Ils cartographient le champ magnétique (PHI), prennent des images de l’atmosphère à différentes températures en ultraviolet (EUI, SPICE) et en rayons X (STIX), observent la couronne (Metis) et suivent les structures du vent solaire qui s’éloignent de l’étoile (SoloHI).⁷¹

Cette combinaison est la clé de la mission : elle permet pour la première fois de lier sans ambiguïté les mesures in situ du vent solaire aux structures et événements spécifiques à sa surface.

Point d’actualité (2024-2025) : Solar Orbiter entre également dans une phase cruciale de sa mission.

• Augmentation de l’Inclinaison : La sonde a effectué un survol de Vénus le 18 février 2025, une manœuvre d’assistance gravitationnelle clé pour continuer à augmenter l’inclinaison de son orbite par rapport à l’équateur solaire.⁶⁹

• Premières Vues des Pôles : En juin 2025, Solar Orbiter a fourni les premières vues à haute résolution et en gros plan du pôle sud du Soleil.⁷⁰ Ces observations sont d’une importance capitale. Les pôles sont des régions magnétiquement très actives, considérées comme les sources du vent solaire rapide, et jouent un rôle central dans l’inversion du champ magnétique global tous les 11 ans. Jusqu’à présent, ils n’avaient été observés que de loin et sous un angle très oblique par Ulysses.

• La Puissance de la Synergie : L’actualité la plus profonde de ces missions ne réside pas dans leurs exploits individuels, mais dans leur collaboration. Quand Parker Solar Probe traverse un courant de vent solaire rapide, Solar Orbiter peut, grâce à ses télescopes, identifier la source de ce courant sur le Soleil, par exemple un « trou coronal » près du pôle. Hinode peut alors zoomer sur cette région avec une résolution extrême pour étudier la structure fine du champ magnétique qui a donné naissance à ce courant. C’est cette approche intégrée, digne d’un système d’observatoires, qui permet aujourd’hui de résoudre les énigmes multi-échelles de la physique solaire.

Conclusion

Le Soleil, notre étoile, est un objet d’une richesse et d’une complexité extraordinaires. Sa biographie, qui s’étend sur 4,6 milliards d’années, est une histoire de transformation cosmique, depuis l’effondrement d’un nuage de gaz et de poussières jusqu’à sa maturité en tant que naine jaune stable sur la séquence principale. Cette stabilité a été la condition sine qua non à l’émergence de la vie sur Terre. Cependant, sous cette apparence de constance se cache une nature dynamique et parfois violente, régie par un puissant champ magnétique dont les cycles d’activité rythment la vie du Système solaire.

L’exploration spatiale a radicalement transformé notre compréhension de cet astre. Les missions pionnières comme Pioneer, Helios et Skylab ont jeté les bases, tandis que les observatoires de longue durée comme SOHO et Hinode ont révélé la complexité de ses structures et de son magnétisme. Aujourd’hui, nous vivons un âge d’or de l’héliophysique. La flotte de missions actuelles, menée par les audacieuses Parker Solar Probe et Solar Orbiter, nous offre une vision tridimensionnelle et multi-échelle sans précédent. Parker Solar Probe, en plongeant dans la couronne, a commencé à démêler les mystères du chauffage coronal et de l’accélération du vent solaire, découvrant de nouveaux mécanismes d’accélération de particules. Solar Orbiter, en nous offrant les premières vues rapprochées des pôles, ouvre une nouvelle fenêtre sur le moteur de la dynamo solaire et l’origine du vent solaire rapide.

Les grandes questions demeurent : quel est le mécanisme précis qui chauffe la couronne à des millions de degrés? Comment la dynamo solaire fonctionne-t-elle en détail pour produire le cycle de 22 ans? Comment pouvons-nous prédire avec fiabilité l’intensité et le moment des éruptions solaires? Les données collectées par la flotte actuelle, et par les futures missions comme Solar-C, continueront de nous rapprocher des réponses.

En conclusion, l’étude du Soleil transcende la simple curiosité académique. Elle est une quête fondamentale pour comprendre notre place dans l’Univers et les conditions qui rendent la vie possible. C’est aussi une nécessité pratique impérieuse pour protéger notre civilisation, de plus en plus dépendante de technologies vulnérables aux colères de notre étoile. Chaque nouvelle donnée, chaque nouvelle image, chaque nouvelle découverte nous rapproche non seulement d’une meilleure connaissance du Soleil, mais aussi d’une meilleure maîtrise de notre propre avenir dans le cosmos.