Le Soleil
Le
Soleil, notre étoile. Voici quelques notes qui permettent de mieux
comprendre notre Soleil. On prend pour acquis qu'il est éternel et
immuable alors qu'il a eu une naiscance et aura une mort. Depuis peu, les chercheurs comprennent ses
origines, la complexité de son cycle de vie et éventuellement, comment
il va terminer sa vie.
Sur cette page je vais surtout m'attarder à décrire les propriétés physique de notre Soleil afin de mieux comprendre les observations faites à partir du sol.
Sur cette page je vais surtout m'attarder à décrire les propriétés physique de notre Soleil afin de mieux comprendre les observations faites à partir du sol.
   http://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil |
Le Soleil est une étoile naine jaune qui se compose de 74 % d’hydrogène, de 24 % d’hélium et d’environ 2% d’éléments plus lourds.
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Le Soleil est de type spectral G2–V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud (5 750 °K en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrogène. Le suffixe « V » (ou « classe de luminosité ») indique qu’il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment l’hydrogène en hélium dans son noyau et se trouve dans un état d’équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles.
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Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul environ 99,86 % de la masse du Système solaire. Sa forme est presque parfaitement sphérique, avec un aplatissement aux pôles estimé à neuf millionièmes, ce qui signifie que son diamètre polaire est plus petit que son diamètre équatorial de seulement dix kilomètres.
Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n'a pas de limite extérieure bien définie. La densité de ses gaz chute de manière à peu près exponentielle à mesure que l'on s'éloigne de son centre. Par contre, sa structure interne est bien définie.
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Source : http://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil
La structure du Soleil
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| L'intérieur du Soleil Le coeur ou noyau Se situe entre 0 et 0,25 du rayon solaire. Sa densité atteint 150 fois la densité de l'eau et sa température atteint 15 millions de degrés kelvin (°K). C'est ici que se produisent les réactions de fusion nucléaire qui transforment l'hydrogène en hélium et qui produisent la chaleur du Soleil. À chaque seconde, environ 619 tonnes d'hydrogène sont convertis en 614 tonnes d'hélium ce qui signifie que 4,26 tonnes de matière est convertie en énergie. . La zone radiative Se situe entre 0,25 et 0,7 du rayon solaire. Ici, le transfert de la chaleur produite au centre du Soleil se propage vers l'extérieur par radiation. On évalue qu'un photon produit au coeur du Soleil met entre 10 000 et 170 000 ans à traverser cette zone. Ici, la température est d'environ 2 millions °K. . La tachocline Elle constitue la transition entre la zone radiative et la zone convective et fait environ 3000 km d'épaisseur. C'est une région de champs magnétiques très puissants qui joueraient un rôle important dans le champs magnétique solaire. . La zone convective Située entre 0,8 et la photosphère que l'on considère la surface du Soleil. Ici, la matière n'est plus assez chaude ni assez dense pour que la chaleur soit évacuée par radiation. Cette chaleur est donc évacuée par convection vers la surface. La température passe de 2 millions à environ 5 800 °K. C'est la convection du gaz qui produit la granulation que l'on observe à la surface du Soleil. . La photosphère Cette couche d'environ 400 km d'épaisseur, constitue la "surface" du Soleil. C'est cette couche que l'on observe quand on regarde le Soleil avec un télescope équipé d'un filtre solaire en lumière blanche. La photosphère a une texture granuleuse (aspect d'une peau d'orange) produite par les cellules de convection d'environ 1000 km de diamètre et formées de gaz chauds. . Plusieurs phénomènes peuvent être observés par l'astronome amateur dans la photosphère. L'équipement nécessaire est relativement simple mais la prudence est de mise. Le prisme de Herschel ou la pellicule de type Baader AstroSolar (ou autre pellicule du même genre) sont des outils simples et peu coûteux pour observer la photosphère. Les filtres solaires installés sur les oculaires sont dangereux et ne doivent jamais être utilisés. . Voici quelques phénomènes observables dans la photosphère :. .
. L'atmosphère du Soleil L'atmosphère solaire est constitué de 3 régions principales: La chromosphère, la couronne et l'héliosphère . La chromosphère (Ca-K, H-Alpha) Cette couche fait environ 2000 km d'épaisseur est encore mal comprise par les chercheurs. Sa densité est très faible soit 1/10 000 de la densité de la photosphère. Normalement, cette couche est invisible et elle n'apparaît que lors d'éclipses totales du Soleil. Pour l'astronome amateur, la chromosphère constitue une source intarrissable d'élément à observer. . La chromosphère comporte plusieurs éléments complexes et dynamiques qui intéressent particulièrement l'astronome amateur. Les instruments les plus communs pour observer la chromosphère sont les filtres Ca-K (centré sur la bande d'absorption à 393,37 nm) et H-Alpha (centré sur la bande d'émission de 656,28 nm). . Examinons-en quelques uns: .
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