Le Soleil est l’étoile du Système solaire.

Le Soleil fait partie de la galaxie appelée la Voie lactée et se situe à environ 8 kpc (~26 100 a.l.) du centre galactique, dans le bras d’Orion.

Le Soleil orbite autour du centre galactique en 225 à 250 millions d’années (année 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 environ 99,854 % 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.

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 ± 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 : .

Le mot soleil est issu du gallo-roman *SOLICULU*. diminutif du latin classique sol, solis désignant l’astre et la divinité.

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.

Les éléments réfractaires (en) observables à la surface du Soleil ont une abondance inférieure à celle observée dans la plupart des étoiles ayant des caractéristiques comparables16.

Cet écart de composition serait dû à la formation précoce de Jupiter qui aurait isolé des poussières réfractaires loin du Soleil plutôt qu’à une capture par les planètes telluriques.

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.

Sa période de révolution galactique est d’environ 220 millions d’années, et sa vitesse de 220 ± 20 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.

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).

Déduite des modes de vibration de gravité, la vitesse de rotation du cœur a pu aussi être déterminée : un tour par semaine environ, soit 3,8 fois plus vite que les couches extérieures et intermédiaires.

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 250 av. J.-C., par Aristarque de Samos.

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 1644, Descartes énonce une théorie selon laquelle le Soleil est une étoile parmi bien d’autres.

Entre 1645 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.

En 1811, le physicien et astronome français François Arago établit la nature gazeuse de la surface du Soleil, en montrant que la lumière émise depuis celle-ci n’est pas polarisée.

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 186025 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.