Le soleil est une formidable chaudière thermonucléaire qui brûle dans son
cur 500 millions de tonnes d'hydrogène par seconde en produisant une température
de 15 millions de degrés. En permanence 4 noyaux d'hydrogène, c'est à dire 4 protons,
fusionnent pour former un noyau d'hélium dont la masse est inférieure à celle des 4
protons pris séparément. Il y a donc une perte de masse qui se transforme en énergie
suivant la célèbre formule : E = m.c2 . Lénergie est émise sous
deux formes : des photons gamma et des neutrinos. Les photons gamma subissent de multiples
absorptions et ré-émissions par la matière du soleil et mettent deux millions d'années
à en sortir. Ils perdent peu à peu de l'énergie au fil des collisions pour se retrouver
dans le domaine du rayonnement visible au niveau de la surface. C'est heureux pour nous...
Les neutrinos ont plus de chance, ils traversent le soleil à la vitesse de la lumière
sans rencontrer aucune résistance. Ce sont des précieux outils d'étude du cur du
soleil.
Voici donc ce qui se passe au coeur du
soleil ( séquences de la chaine dite «proton-proton » ):
1 H +1H ? 2D + e+ +
neutrino électronique e+ + e-
? photon gamma
2D
+ 1H
? 3 He
+ photon gamma
2 3He
? 4 He + 2 1H + photon gamma
1H représente le noyau de l'hydrogène ( 1 proton
) , 2D le noyau du Deutérium (1 proton - 1
neutron ), 3 He le
noyau de l'hélium 3 (2 protons -1 neutron ), 4
He le noyau de l'hélium 4 (2 protons - 2 neutrons) , e+ un positron.
- La masse des 2 neutrons et 2 protons qui servent à former l'hélium est légèrement
supérieure à la masse de l'hélium ainsi constitué. Cette différence de masse,
bien que faible, est transformée en énergie, selon la célèbre équation d'Einstein : E
= m.c2 (E est l'énergie obtenue, m la masse " perdue
", c est la vitesse de la lumière dans le vide : 3×108 m.s-1
)
Ce cycle, proton-proton, contribue pour 90 % dans l'émission d'énergie, le
reste provient d'un autre cycle, celui du carbone.
Quelques chiffres [ Référence : Laboratoire d'Etudes Spatiales et
d'Instrumentation en Astrophysique ]
- Masse : 1,989×1030 kg 333 000 fois celle de la
Terre
- Diamètre : 1,392 millions de km 109 fois celui de la Terre
- Densité moyenne : 1,4 (eau = 1)
- Type spectral : G2 V (étoile jaune de la séquence principale)
- Température de surface : 5 800 K (0 K = -273,15 °C)
- Température au centre : 14 millions K
- Luminosité (ou puissance rayonnée) : 3,85×1023 kW
- Composition chimique (en nombre d'atomes) : Hydrogène : 94 %,
Hélium : 6 %, et des traces principalement des éléments suivants :
Oxygène, Carbone, Azote, Magnésium, Néon, Silicium, Fer, Soufre, Calcium, Argon,
Sodium, Aluminium, ... (tous les éléments sont présents)
- Composition chimique (en masse) : Hydrogène : 73 %, Hélium :
25 %, et tous les autres éléments : 2 %
- Rotation différentielle : 26 j à l'équateur, 31 j à 60° de latitude,
37 j aux pôles
- Cycle d'activité magnétique : 11 années
- Période de révolution autour de la Galaxie : 240 millions d'années
- Age : 5 milliards d'années
Le rayon du soleil est de environ 750 000 km, à cause
de sa rotation il présente un très faible aplatissement qui est en moyenne de
0,0013%, variable en fonction de l'activité solaire (l'aplatissement est plus important
en période de maximum solaire). Le cur qui dégage l'énergie nucléaire en occupe
1/4 du rayon, vient ensuite la zone radiative où l'énergie se propage par rayonnement
sans mouvement de matière. Dans cette zone, la matière est sous forme ionisée car la
température est encore de plusieurs millions de degrés. Plus près de la surface, à
environ 0,85 fois le rayon du soleil, la température a diminué de 15 fois sa valeur
centrale et les électrons libres se combinent aux noyaux atomiques. lis absorbent la
lumière et constituent donc un mur qui piège le rayonnement. Pour évacuer la chaleur,
sans cesse produite, le soleil a inventé la convection : dans la zone convective, le gaz
chaud est animé d'un mouvement ascendant jusqu'à la surface se refroidit et redescend.
On peut voir, à la surface du soleil, la granulation dont chaque cellule représente le
sommet d'un tube convectif. La surface visible du soleil, appelée photosphère, est à
une température de 5 770° Kelvin. Au-delà s'étend, sur 2 500 km, la chromosphère qui
avec une température de 30 000° Kelvin émet les rayons UV. Ensuite, c'est la couronne
qui se développe sur plusieurs rayons solaires. Son éclat étant voisin de celui de la
pleine Lune, elle est invisible en temps ordinaire. Curieusement la température remonte
pour atteindre un million de degrés dans cette couronne. Les mécanismes de chauffage
sont très complexes et font intervenir le champ magnétique solaire.
Le champ magnétique du soleil a été découvert, en
1908, par George Ellery Hale en plaçant la fente de son spectrographe sur une tache
solaire grâce à l'effet Zeeman : on observe 3 raies là où, en absence de champ, il n'y
en aurait qu'une L'origine du champ magnétique est liée à la rotation du soleil et à
la grande conductibilité électrique des couches profondes renfermant beaucoup
d'électrons libres. On sait qu'un conducteur parcouru par un courant électrique produit
un champ magnétique. Voilà le tour est joué ! ! !
Le cycle solaire de 22 ans est connu depuis qu'un astronome
Allemand, Heindch Schwabe, remarqua, en 1843, une périodicité dans le nombre de taches.
Ces travaux furent repris par Rudoil Wolf qui confirma l'existence d'un maximum tous les
11 ans. Que se passe- t- il ?
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