•             J’ai fait un article sur la Terre et j'ai l'intention d'en faire sur les planètes de notre système solaire. Mais avant il serait normal de parler de notre étoile, notre soleil, qui nous éclaire tous les jours. J’ai  lu quelques articles notamment dans les revues « Pour la Science » et « La Recherche », et sur internet et je vous en ferai donc un résumé

                        Que dire sur cet astre ?

              Le soleil est né, avec le système solaire, il y a environ 4,7 milliards d’années. Ce chiffre est acquit à partir de la datation de roches terrestres, lunaires et de celle de météorites.
               Comme beaucoup d’étoiles, il s’est probablement formé par contraction des gaz et des poussières de l’espace environnant de la nébuleuse, sous l’effet de la gravité, ce qui provoque une forte élévation de la température. Au bout de quelques dizaines de millions d’années, cette température est suffisamment élevée pour qu’aient lieu les premières réaction thermonucléaires de fusion de l’hydrogène, qui le transforment principalement en hélium.
                La masse de matière de la nébuleuse initiale était en rotation et s’est aplatie, ce qui a permis à des matériaux d’échapper à l’attraction solaire et de former des planètes, concentrées dans un  même plan.

              Mais un jour, le soleil mourra d’une longue agonie.
               Chaque seconde le soleil convertit 600 millions de tonnes d’hydrogène en hélium.

               La réserve d’hydrogène va donc diminuer peu à peu, mais le soleil a encore de l’ordre de 5 milliards d’années de vie. Il augmentera de volume d’environ 20%, de luminosité d’environ 50% et deviendra une étoile rouge dans laquelle l’hélium fusionnera en carbone, puis en azote et en oxygène, mais en produisant moins d’énergie. Il absorbera les planètes qui l’entourent.
               Puis au bout de quelques centaines de millions d’années, il se refroidira et deviendra une « naine blanche » de la taille de la Terre, mais avec une densité d’une tonne par cm3, ce qui est évidemment encore considérable, entourée d’une coquille de gaz en expansion. Cette naine blanche se refroidira très lentement en 10 milliard d'années, laissant une naine noire, froide et morte.

               D’où vient actuellement son énergie : de réactions thermonucléaires dans lesquelles le soleil transforme de l’hydrogène en hélium, avec une perte de masse qui se transforme en énergie (E = mc2, équation d’Einstein qui lie la masse à l’énergie), mais ces réactions nécessitent une température de plusieurs millions de degrés C.
               Au centre du soleil, la température est supérieure à 15 millions de d°C,  et la pression de 240 milliards de fois la pression atmosphérique de notre terre. 
               
    C’est à partir de cette énergie que le soleil nous envoie sa lumière et sa chaleur, mais le phénomène est complexe et nécessite qu’on parle de sa structure.

                La structure du soleil est faite de gaz, essentiellement hydrogène et hélium mais on trouve du carbone, de l’oxygène, du calcium, du fer, du titane, du manganèse… Sa limite extérieure n’est donc pas bien définie.

                Sur le schéma ci dessous on distinguera :

               Le soleil est sphérique, d’environ 1 400 000 km de diamètre, avec un léger aplatissement aux pôles, et tourne sur lui même en environ 25 jours, mais la vitesse est plus forte à l’équateur qu’aux pôles (ce sont des gaz!).

                Le coeur du soleil est à environ 15,5 millions de degrés et une pression de 240 milliards de bars, puis la température et la pression diminuent dans deux zones : une zone radiative qui, avec le coeur a un rayon d’environ 500 000 km et une zone convective d’épaisseur 200 000 km.

               Dans la zone radiative, la chaleur est transmise par des radiations thermique et la température décroit de 10 millions à 500 000 degrés C. Les atomes d’hydrogène et d’hélium ionisés émettent des photons, mais ceux qui n’ont qu’une faible énergie sont réabsorbés par les ions. Seuls les rayons x et gamma de haute énergie, vont se propager en étant absorbés et réémis à plus faible énergie : les photons émis au centre du soleil mettent deux millions d’années pour atteindre sa surface !
               Entre la zone radiative et la zone convective une zone de quelques milliers de km d’épaisseur est le siège de champs magnétiques très intenses.

                A la limite de la zone radiative, la température et la densité des gaz ne sont plus suffisantes pour que les photons puissent transporter l’énergie par radiation, et la zone convective va évacuer le surplus d’énergie grâce à de violents courants de convection, qui emmènent la chaleur en surface, puis replongent pour recevoir de la chaleur et l’évacuer à nouveau vers l’extérieur. Ces turbulences provoquent une polarité magnétique à la surface du soleil.
               A la limite de la zone de convection, la température n’’est plus que d’environ 5 500 d°C.

               Les couches superficielles sont très minces :

                       -  la photosphère n’a que 500 km d’épaisseur et c’est d’elle que provient la lumière du soleil, qui correspond à un spectre de photos provenant d’un corps à 5500 d°.
               Elle est animée de convections analogues à celles de la couche de convection, les courants ascendants remontant vers la surface à environ 500m/S et y émettant alors la lumière; ces courants ascendants ont environ 1000 km de diamètre et donnent au soleil un aspect granuleux, chaque granule durant environ 8 minutes, avant de  disparaitre          
               La photosphère émet 51% du rayonnement dans l’infra-rouge, 41% dans le visible, et 7% dans l’ultra-violet, les 1% restant étant émis sous forme d’autres particules que les photons.

                     - la chromosphère a environ 2000 km d’épaisseur. La température remonte peu à peu pour atteindre à sa surface, environ 100 000 d°C; elle n’est visible que pendant une éclipse, sous forme d’une couche de couleur rosatre, due au rayonnement des atomes d’hélium à cette température.

               Au delà de ces couches on trouve une zône  peu dense d’ions hydrogène et hélium principalement, que l’on appelle « l’atmosphère solaire » et dont la température remonte à plusieurs millions de degrés.
               Les couches superficielles se comportent comme un plasma ionisé, qui, chauffé par en dessous, forme en quelque sorte des bulles et créent des « jets magnétiques (en jaune sur la simulation d’ordinateur ci-contre). Ce sont ces champs magnétiques sui agissant sure les ions hydrogène et hélium, feraient remonter la température de l’atmosphère solaire, jusqu’à quelques millions de degrés.
                Ces champs magnétiques sont visibles sous forme te « taches solaires »

     

     

     

     

     

     

               

     

              Associés à des champs électriques, ils projettent des jets de matière hors de la surface, à des centaines de milliers de km d’altitude, lesquels entraînent de l’énergie et retombe ensuite vers la surface, ce qui est observé sous la forme des « éruptions solaires », qui durent de quelques secondes à quelques heures et sont accompagnées de flashs d’ondes radio, de lumière visible, mais aussi de rayons X et gamma.

               Les émissions radio sont une source intéressante captée par les radiotélescopes, mais peuvent aussi perturber les transmissions, tandis que les rayonnements durs, qui créent des électrons dans l’atmosphère terrestre, lesquels sont concentrés aux pôles par le champ magnétique, excitent les atomes d’oxygène et d’azote, donnant des « aurores boréales ».
                En outre les réactions nucléaires du noyau du soleil, émettent des neutrinos, qui, de charge nulle et de masse très faible, n’ayant que très peu d’interaction avec la matière, sortent facilement du soleil, se propagent dans l’espace et traversent la Terre. Leur détection demande donc des expériences complexes. 

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  •            Il m'arrive, quand j'ai le temps, de lire des articles sur l'astronomie et l'astrophysique, articles sur internet ou dans les revues "La recherche" ou "Pour la Science".
               J'ai pensé que des résumés de certains articles pourraient vous intéresser; les renseignements provient d'articles sur internet ou bien dans les revues "Pour la Science" et " La Recherche".

             Nous sommes attachés à notre planète, mais nous n'en voyons que la surface, lorsque nous voyageons, et ceux qui font de la spéléologie descendent à quelques centaines de mètres sous-terre, et de même pour les sous-marins dans l'océan. Le voyage au centre de la Terre reste un rêve de Jules Vernes.
           Alors quelle est donc la structure de notre brave Terre

           Notre vieille Terre a environ 4,5 milliards d'années. Ce chiffre est obtenu par des mesure de radioactivité sur des roches terrestres (notamment des Zircons) et sur des météorites tombés sur la terre.
         Le système solaire, auquel appartient la Terre, aurait 4,57 milliards d'années, âge que ne saurait donc dépasser la Terre.

         La Terre n’est pas une sphère, mais est légèrement allongée, ovoïde : c’est un ellipsoïde.  Son rayon est, à l’équateur, de 6 378 km, sa circonférence de 40 000 km.
        La surface des terres émergées est d’environ 150 millions de km2 et celle des océans de 360 millions de km2. Son volume est d’environ 1012  km3, et sa masse de 6.1024 kg.
        Mais elle n’est pas homogène et est constitué de plusieurs grandes couches successives qui ont des densités croissante et ont des compositions différentes.
        Au fur et à mesure que l’on va vers son centre, la pression et la température deviennent énormes, ce qui modifie considérablement les caractéristiques physiques des roches qui la constituent.
        Le schéma ci-dessous montre les diverses couches et donne les caractéristiques de profondeur, de densité, de pression et de température moyennes.

    La structure de notre Terre.

          A la surface la « croûte terrestre » est constituée principalement de roches granitiques sous les terres immergées et de roches basaltiques sous les océans. Toutefois cette croûte est recouverte de dépôts sédimentaires et de l’eau des océans.
        La croûte océanique est moins épaisse que la croûte continentale (5 à 15 km, contre 30 à 65).

        Les granites sont des roches acides, qui sont des mélanges de minéraux différents qui se forment en profondeur, par refroidissement du magma et cristallisent successivement.
        Ils sont composés principalement de silice (SiO2 74,5%), d’alumine (AL2 O3 14%), d’oxydes de sodium et de potassium (9,5%) et des oxydes métalliques (2% : fer, manganèse, calcium, magnésium..). La densité des roches granitiques est d’environ 2,7.
        Les couches granitiques sont aussi appelées SIAL (silice aluminium).

        Les basaltes sont issus de laves volcaniques refroidies rapidement et sont des roches basiques. Selon la pression à laquelle se fait la fusion partielle, les minéraux affectés par la fusion ne sont pas les mêmes. Elles sont constituées de 47% environ de silice, 14% d’alumine et des oxydes de métaux alcalins et alcalinoterreux, notamment calcium et magnésium.  La densité des roches basaltique est d’environ 3.
        Au fur et à mesure que l’on s’enfonce dans la croûte terrestre, la température et la pression augmentent jusqu’à 900 d°C et 600 kbar (soit 600 000 fois la pression atmosphérique).   

        La deuxième couche sous la croûte terrestre est le « manteau », divisé en deux parties, supérieur (en vert), et inférieur (en jaune). Il représente 80% du volume de la terre. Elle est aussi appelée SIMA (silice magnésium).
        La densité varie de 3,3 à 5,5; la température et la pression augmentent jusqu’à 3500 d° et 1400 kbar.
        La croûte est séparé du manteau par une discontinuité de Mohorovicic (MOHO) qui résulte de la différence de densité entre les deux parties.
        Le manteau se divise en trois partie :
               - une première sous-couche du manteau supérieur (en vert clair) sur environ 100 à 200 km, est solide et rigide. Elle forme avec la croûte terrestre, ce que l’on nomme la « lithosphère ».
               - une deuxième sous-couche du manteau supérieur (en vert foncé) jusqu’à environ 670 km, n’est pas liquide, mais est rendue plastique sous l’effet de la température et de la pression. On l’appelle l’asthénosphère (asthénos = sans résistance).
        Entre les deux couches, une zone appelée LVZ (low vélocity zone) correspond au passage progressif du solide au plastique.
               - une troisième sous-couche, le manteau inférieur (en jaune) a les propriétés d’un solide élastique aux échelles de temps inférieures à l'année, et plastique aux échelles de temps supérieures au siècle.
        A mesure que l’on s’enfonce, le manteau devient plus rigide, car l'effet de pression, qui maintient l'état solide, augmente plus rapidement que l'effet de température, qui provoque la fusion.

        Enfin la troisième couche est le « noyau », (en rouge clair et foncé)
              - Le noyau externe est liquide. Il est essentiellement composé de fer à 80-85 %, d'environ 10-12 % d'un élément léger non encore déterminé parmi le soufre, l'oxygène et le silicium, et enfin de l'ordre de 5 % de nickel. Sa viscosité est estimée à de 1 à 100 fois celle de l’eau, sa température moyenne atteint 4000 °C et sa densité 10. La discontinuité de Gutengberg marque la transition entre le manteau et le noyau.
        Ce métal en fusion est animé de mouvements de convection, essentiellement de nature thermique , qui interagissent avec les mouvements de la planète, (rotation quotidienne principalement, à plus longue échelle de temps, précession du globe terrestre).
        A l’intérieur du métal naissent des courants électriques, qui produisent des champs magnétiques, qui eux mêmes renforcent ces courants. C’est l’explication du champ magnétique terrestre.   
              - Le « noyau interne » solide (également appelé « graine ») est essentiellement métallique (alliage de fer et de nickel principalement, en proportions environ 80 %-20 %) et constitué par cristallisation progressive du noyau externe. La pression de 3,5 millions de bars, le maintient dans un état solide malgré une température supérieure à 6000 °C et une densité d’environ 13. La discontinuité de Lehmann (non figurée) marque la transition entre le noyau externe et le noyau interne.

        On ne peut rien savoir par sondage, les plus profonds faits par les russes atteignant au maximum 15 km de profondeur.
        C'est par une sorte d'échographie de l'intérieur de la Terre, établie à partir du comportement des ondes sismiques lors des tremblements de terre que les sismologues ont réussi à déterminer l'état et la densité des couches par l'étude du comportement de ces ondes sismiques. La vitesse de propagation des ondes sismiques est fonction de l'état et de la densité de la matière.
         Certains types d'ondes se propagent autant dans les liquides, les solides et les gaz, alors que d'autres types ne se propagent que dans les solides. Ces ondes se propageant dans l’intérieur de la terre et se réfléchissant lors des discontinuités. Elles marquent les différentes couches.

     

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