L'intérêt de l'astronomie est l'étude de l'univers qui nous entoure.
Le Soleil représente pour nous l'astre le plus important. Il nous procure lumière et chaleur. Sans lui notre planète, la Terre, serait un monde glacé et sans vie. Ce n'est pourtant qu'une étoile banale comme il en existe tant dans l'univers. On dénombre en effet plusieurs milliards de milliards de ses semblables. C'est l'étoile la plus importante car c'est la plus proche de nous et la seule que les astronomes soient capables d'étudier en détail.
| Distance moyenne à la Terre | 149 600 000 km |
| Diamètre | 1 391 000 km (109 fois celui de la Terre) |
| Masse | 2 milliards de milliards de milliards de tonnes (2 x 10E30 kg soit 330 000 fois celle de la Terre) |
| Pesanteur | 28 fois celle de la Terre (1 kg sur Terre pèse 28 kg sur le Soleil) |
| Densité moyenne | 1,41 (la densité de l'eau est 1) |
| Température | de 6 000 °C (en surface) à 15 000 °C (au centre) |
| Période de rotation | de 25 jours (aux pôles) à 34 jours (à l'équateur) |
| Age | 4,6 milliards d'années environ |
| Luminosité | 390 000 milliards de milliards de kilowatts |
Comme toutes les étoiles, le Soleil est une boule de gaz brûlants. Son principal constituant est l'hydrogène, mais on y trouve aussi de l'hélium - dans des proportions infimes par rapport à l'hydrogène - ainsi que d'autres gaz existant sur Terre. A notre échelle, le Soleil est gigantesque : son diamètre atteint 1 391 000 km soit 100 fois celui de la Terre. Il pourrait contenir deux fois l'orbite de la Lune. La lumière nous provient d'une couche de faible épaisseur - même pas 300 km - nommée la photosphère.
Lors d'une éclipse totale du Soleil, celui-ci disparaît entièrement derrière la Lune. On peut alors distinguer la chromosphère, une étroite frange rosée. Au-delà brille une auréole jaune ou verdâtre hérissée de jets irréguliers : la couronne. La chromosphère et la couronne constituent l'atmosphère du Soleil. Elles demeurent généralement invisibles car moins brillantes que la photosphère. La chromosphère s'élève jusqu'à 5 000 km environ au-dessus de la photosphère. La couronne n'a pas de limites précises et s'évapore progressivement dans l'espace interplanétaire. Au niveau de la photosphère, la température moyenne est de 6 000 °C. Dans la chromosphère elle s'élève progressivement pour atteindre 20 000 °C au sommet. C'est dans la couronne qu'elle est la plus importante avec plus de 1 000 000 °C.
Le Soleil palpite, comme un coeur, avec des battements qui se succèdent toutes les deux heures et demie environ. Il s'agite aussi, avec des minima et des maxima d'activité, tous les onze ans environ, dont les causes ne sont encore pas bien connues. L'une des manifestations les mieux connues de l'activité solaire est la présence de taches sombres sur la photosphère. Ces taches apparaissent en général par paires et souvent en groupes et peuvent s'étendre sur plus de 100 000 km. On les observe depuis la création de la lunette, au début du XVIIème siècle. On a d'abord pensé que c'étaient des saletés de notre atmosphère. Mais Galilée montra qu'elles font bien partie du Soleil : en observant notre étoile plusieurs jours d'affilée, on constate qu'elles se déplacent, ce qui prouve que le Soleil tourne sur lui-même et permet de calculer le temps nécessaire pour effectuer un tour. Mais étant donnée sa nature gazeuse, il ne se déplace pas d'un bloc : les régions proches des pôles tournent plus lentement que celles situées le long de l'équateur. La période de rotation est de 25 jours aux pôles et de 34 jours à l'équateur. Malgré leur aspect, les taches ne sont pas des trous dans le Soleil mais paraissent sombres car la température y est plus basse d'environ 2 000 °C que dans les régions environnantes. Mais il y fait encore relativement chaud : environ 4 000 °C.
Mais l'activité du Soleil ne s'arrête pas aux seules taches solaires. Le Soleil génère des protubérances qui sont d'énormes jets de gaz. Celles-ci s'élèvent dans la chromosphère et la couronne, parfois jusqu'à des centaines de milliers de kilomètres. Puis elles se dispersent ou retombent en dessinant de gigantesques arches.
Il arrive aussi que le Soleil libère d'énormes quantités d'énergie, équivalentes à celles de millions de bombes atomiques : ce sont les éruptions solaires. D'immenses régions de l'atmosphère solaire - couvrant jusqu'à 5 milliards de kilomètres carrés - deviennent brillantes. Le Soleil émet alors de violentes bouffées de rayonnements invisibles (rayons X, ultraviolets, ondes radio...) et éjecte en même temps un flot de particules atomiques électrisées très rapides. Celles-ci, lorsqu'elles parviennent autour de la Terre quelques heures plus tard, provoquent la formation de belles aurores boréales.
Le secret de l'énergie solaire a été trouvé en 1938 par Hans Berthe aux Etats-Unis et Carl Von Weizäcker en Allemagne : notre étoile est un gigantesque réacteur nucléaire. Au centre, la température atteint 15 millions de degrés et la pression représente 100 millions de fois celle qui règne sur Terre (pour mémoire, une atmosphère représente une pression d'un kilogramme au cm²). Dans cette fournaise, les atomes sont dépouillés de leurs électrons et se réduisent à leur seul noyau. Les noyaux d'hydrogène, les plus nombreux, s'agglutinent pour former les noyaux d'hélium (un gaz plus lourd que l'hydrogène). Il faut quatre noyaux d'hydrogène pour former un noyau d'hélium. Cette fusion est accompagnée d'une perte de masse et d'un dégagement d'énergie. Mais comme à chaque seconde le nombre de fusions est considérable, il en résulte que l'énergie dégagée est elle aussi considérable.
Chaque seconde, plus de 500 millions de tonnes d'hydrogène se transforment en hélium. Aussi considérable soit-elle, cette quantité reste négligeable devant la masse de notre étoile estimée à 2 milliards de milliards de milliards de tonnes (soit 2 x 10E27 tonnes ou 2 x 10E30 kilogrammes). Ce n'est que dans cinq milliards d'années que ses réserves d'hydrogène s'épuiseront. De nouvelles réactions nucléaires se produiront entraînant une augmentation de sa luminosité et de son diamètre : sa couleur virera au rouge et il deviendra jusqu'à cent fois plus grand. Il deviendra une géante rouge. Vu de la Terre, il occupera presque tout le ciel. Sur notre planète, la température s'élèvera à plus de 2 000 °C et l'eau s'évaporera, détruisant toute forme de vie.
Le Soleil rapetissera progressivement, se réduisant aux dimensions de la Terre, tout en gardant sa masse : un cube de 1 cm de côté représentera alors plusieurs tonnes. Le Soleil sera devenu une naine blanche pour finalement devenir un fossile cosmique en prenant la forme d'une naine noire, quasi-invisible dans l'espace stellaire.
Notre satellite, la Lune, est environ 400 fois moins gros que le Soleil, mais 400 fois plus proche de nous. Cela nous permet de les distinguer de la même taille dans le ciel. Lorsque la Lune, en tournant autour de la Terre, passe dans la direction du Soleil, il se produit une éclipse de Soleil. Selon que celui-ci disparaît totalement ou partiellement, on dit que l'éclipse est totale ou partielle. Mais comme les orbites de la Terre et de la Lune autour du Soleil ne sont pas circulaires, selon l'époque de l'année, la Lune nous paraît plus grande ou plus petite que le Soleil. Si l'éclipse a lieu lorsque la Lune apparaît plus petite que le Soleil, celui-ci n'est pas complètement caché. Au maximum de l'éclipse apparaît alors un mince anneau de lumière autour de notre satellite : c'est une éclipse annulaire.
Les éclipses sont des phénomènes courants - 2 à 5 par an - sur l'ensemble de la Terre. Mais ces phénomènes restent rares en un lieu donné. En effet, la zone dans laquelle on peut être spectateur d'une éclipse totale reste limitée à une bande de 270 km de large au maximum. Hors de cette zone, une autre bande d'environ 7 000 km permet d'observer une éclipse partielle de Soleil : le Soleil ne disparaît pas complètement derrière la Lune mais est simplement échancré par celle-ci.
La prochaine éclipse totale du Soleil est prévue pour le 12 Août 2026. Une éclipse de Soleil ne dure jamais bien longtemps : au maximum 7 minutes 30 le long de l'équateur. Le mouvement de la Lune est tel que les éclipses se reproduisent de façon périodique tous les 18 ans et 11 jours. Cette période, connue depuis plusieurs milliers d'années, est appelée Saros.
Notre galaxies s'étend sur 100 000 années lumière