Le Soleil
Le Soleil est une étoile, l'étoile de notre
Système Solaire. Autour de lui gravitent les 8 planètes
connues, ainsi que les astéroïdes, planètes naines,
comètes etc etc ... A lui seul, le Soleil représente
99% de la masse totale de notre système solaire et c'est
grâce à l'énergie lumineuse qu'il envoit que la vie
a pu se développer sur la Terre.
Notre Soleil est une étoile banale dans notre Galaxie, qui
comporte environ 200 milliards d'étoiles et est distant
d'environ 25 000 années-lumière du centre galactique.
L'énergie qui permet au Soleil de vivre vient des
réactions de fusion thermonucléaire qui ont lieu en son
coeur: deux atomes d'hydrogène fusionnent en un atome de
deutérium, puis deux atomes de deutérium fusionnent en un
atome d'hélium, le tout en libérant de l'énergie
sous forme de photons. Chaque seconde, le Soleil transforme ainsi 4
millions de tonnes de matière en énergie qui est
transmise au couche supérieur de l'étoile et émise
sous forme de rayonnement. Dans 5 milliards d'années environ, le
Soleil épuisera ses réserves d'hydrogène ce qui
aura pour conséquence de rompre l'équilibre entre la
force de gravitation et la pression interne de l'étoile: le
coeur du Soleil se contractera alors, augmentant ainsi la
température de l'astre, dont les couches supérieurs se
dilateront. Le Soleil sera alors au stade de géante rouge. A ce
moment là, le Soleil sera quelque 100 fois plus gros, et
englobera ainsi les orbites de Mercure et Vénus. La Terre ne
sera alors, si elle subsiste encore, qu'un désert calciné.
Notre étoile est une immense boule de gaz en fusion. Elle n'a
pas, contrairement aux planètes telluriques, de limites
extérieures bien définie, car la densité de gaz
décroit à peu près exponentiellement à
mesure qu'on s'éloigne du centre. En revanche, il possède
une structure interne bien définie, qui a pu être
étudiée grâce à l'héliosismologie qui
utilise les pulsations solaires pour analyser indirectement la
structure interne de notre étoile. On distingue alors plusieurs
zones:
- Le coeur, ou noyau
- La zone de radiation
- La zone de convection
- La photosphère
- La chromosphère
- La couronne
Voir les tableaux caractéristiques du Soleil
Retour système solaire
Le coeur du Soleil.
C'est dans le coeur du Soleil que se produisent les réactions
thermonucléaire libérant l'énergie requise pour sa
stabilité. Ici, la température y est de 15 millions de
degrés, et la densité y est de plus de 150 000 kg/m3
(soit 150 fois la densité de l'eau sur Terre). Le rayon du coeur
est d'environ 0,2 rayon solaire. Chaque seconde, dans le coeur, 8,9x1037 protons sont convertis en hélium, ce qui équivaut à une énergie de 383x1024 Joules, soit l'équivalent de l'explosion de 9,15x1016
tonnes de TNT. Ainsi, chaque seconde, 4,26 millions de tonnes de
matière sont consommés et convertis en énergie.
La fusion au coeur du Soleil est un processus
auto-régulé: c'est à dire que toute
légère augmentation du taux de fusion entraîne un
réchauffement et une dilatation du coeur qui réduit en
retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution
légère du taux de fusion refroidit et densifie le coeur,
ce qui fait revenir le niveau de fusion à un taux normal.
Il faut savoir que le coeur est la seule partie de notre étoile
à produire une quantité notable d'énergie par
fusion: le reste de notre Soleil tire son énergie uniquement de
cette chaleur provenant du coeur.
L'énergie produite doit traverser plusieurs couches de
matière jusqu'à la photosphère, avant de
s'échapper dans l'espace sous forme de rayonnement solaire ou de
flux de particules. Ainsi, un photon de haute énergie produit au
coeur du Soleil mettra plusieurs millions d'années avant
d'atteindre la photosphère, du fait de l'interaction de celui-ci
avec la matière et des constantes absorption et
réémission à plus basse énergie dans le
manteau solaire.
La zone de radiation.
La zone de radiation (autrement appelée zone radiative) se situe
approximativement entre 0,2 et 0,7 rayon solaire. La matière y
est tellement chaude (2 millions de degrés) que le transfert de
chaleur du coeur vers les couches supérieures se fait pas la
seule radiation thermique. La matière ionisées (voir la matière)
émet des photons qui voyagent sur une courte distance avant
d'être réabsorbés par d'autres ions. Il n'y a pas
de convections thermique dans cette zone.
La zone de convection.
La zone de convection (ou zone convective) est une zone
s'étendant de 0,7 rayon solaire du centre à la surface
visible du soleil. Elle est séparée de la zone radiative
par une couche de 3000 km environ, appelée tachocline, qui
pourrait être le siège de puissants champs
magnétiques, et jouerait un rôle important dans la dynamo
solaire.
Dans cette zone, la matière n'est plus assez dense et chaude
pour conduire la chaleur par radiation: c'est donc par convection,
selon un mouvement vertical, que le transfert s'effectuera.
jusqu'à la photosphère. La température chute de 2
millions de degrés à 6000 degrés. Une fois la
matière parvenue en surface, elle se refroidie, puis plonge
à nouveau à la base de la zone de convection pour
recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de
radiation, puis elle remonte en surface, etc etc ... Ces gigantesques
cellules de convection sont responsables des granulations solaires
observable à la surface de l'étoile.
La photosphère.
La photosphère est la partie visible de la surface du Soleil,
celui-ci devenant opaque à la lumière visible en dessous
de cette zone. Au-delà de cette zone, la lumière visible
est libre de s'échapper dans l'espace, et l'énergie peut
s'échapper entièrement du Soleil. La photosphère
est épaisse de seulement quelques dizaines à quelques
centaines de kilomètres et est légèrement plus
opaque que l'air sur notre planète. Sa température est
estimée à 6000 degrés et elle s'étend en
altitude sur environ 500 km jusqu'à une zone de
température minimum (4000 degrés), dans laquelle on peut
trouver des molécules simples (eau, monoxyde de carbone ...).
Cette zone se prolonge par la chromosphère.
La chromosphère.
La chromosphère est épaisse d'environ 2000 km. Sa
température augmente graduellement avec l'altitude, pour
atteindre un maximum de 100 000 degrés à son sommet. La
chromosphère est responsable de la couleur rose qu'elle laisse
entrevoir lors d'éclipses totales de Soleil.
La couronne solaire.
La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est
le siège d'une élévation rapide de la
température, pouvant atteindre 1 million de degrés.
Cette élévation est liée à une transition
de phase au cours de laquelle l'hélium devient totalement
ionisé
sous l'effet des très hautes températures. La zone de
transition n'a
pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle
forme un halo
surplombant la chromosphère sous l'apparence de spicules et de
filaments. Elle est le siège d'un mouvement chaotique et
permanent.
Difficile à percevoir depuis la Terre malgré
l'utilisation de coronographes, elle est plus aisément
analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements
ultraviolets extrêmes du spectre.
Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la couronne solaire
elle-même s'étend à partir de la zone de transition
et s'évanouit progressivement dans l'espace, mêlée
à l'héliosphère par les vents solaires. La
couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a
une densité particulaire comprise entre 1×1014/m³ et 1×1016/m³, soit moins d'un milliardième de la densité particulaire de l'atmosphère terrestre
au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les 5 millions
de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère.
Bien qu'aucune théorie n'explique encore complètement cette différence,
une partie de cette chaleur pourrait provenir d'un processus de
reconnection magnétique.
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Tableaux des caractéristiques du Soleil:
| Caractéristiques orbitales |
| Distance du centre de la Voie Lactée |
2,50x1017 km |
| Période galactique |
2,26x108 années |
| Vitesse |
217 km/s |
| Caractéristiques physiques |
| Diamètre moyen |
1 392 000 km |
| Aplatissement aux pôles |
9x106 |
| Surface |
6,09x1012 km² |
| Volume |
1,41x1018 km3 |
| Masse |
1,9891x1030 kg |
| Densité |
Moyenne |
1 408 kg/m3 |
| Au centre |
150 000 kg/m3 |
| Gravité à la surface |
273,95 m/s² |
| Vitesse de libération |
617,54 km/s |
| Température |
Au centre |
14 millions de degrés |
| A la surface |
5770 degrés |
| couronne |
5 millions de degrés |
| Luminosité |
3,826x1026 W |
| Rotation |
| Inclinaison de l'axe par rapport |
à l'écliptique |
7,25° |
| au plan galactique |
67,23° |
| Vitesse, latitude 0° |
7008,17 km/h |
| Période de rotation |
latitude 0° |
24 jours |
| latitude 30° |
28 jours |
| latitude 60° |
30,5 jours |
| latitude 75° |
31,5 jours |
| moyenne |
27,28 jours |
| Composition de la photosphère (en pourcentage de masse) |
| Hydrogène |
73,46 % |
| Hélium |
24,85 % |
| Oxygène |
0,77 % |
| Carbone |
0,29 % |
| Fer |
0,16 % |
| Néon |
0,12 % |
| Azote |
0,09 % |
| Silicium |
0,07 % |
| Magnésium |
0,05 % |
| Soufre |
0,04 % |