• Notre Soleil bien-aimé.

                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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