IV. Le Soleil - Université Lille 1

Université Lille 1
Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l’Environnement
UE “Sciences de l'Univers”
Introduction à l'astronomie et à l'astrophysique
Description du système solaire
2ème Partie
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Description du système solaire
IV. Le Soleil
Généralités
Intérieur du Soleil
Atmosphère
Vent solaire
Cycle solaire
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IV. Le Soleil: généralités
 Soleil = étoile, i.e. un astre qui produit sa propre énergie (fusion
thermonucléaire)
 formé de gaz : hydrogène (73.46%), hélium (24.85%)
 équilibre entre 2 forces:
- gravitation qui tend à faire s'effondrer le gaz sur lui-même
- rayonnement qui tend à éloigner les particules les unes des
autres
 équilibre stable sur dix milliards d'années
 fournit l'essentiel de l'énergie que les planètes du système solaire
reçoivent
 étoile très largement étudiée avec une grande précision temporelle
et spatiale
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IV. Le Soleil: généralités
 ordres de grandeur :
âge
4.5 x 109 ans
durée de vie
1010 ans
distance à la Terre
150 x 106 km (1 UA)
diamètre
1.4 x 106 km
masse
2 x 1030 kg
masse volumique
1,41 g.cm-3 (eau = 1; Terre = 5.5)
puissance rayonnée
4 x 1026 W
énergie reçue par la Terre
1353 W.m-2
température
centre 15 x 106 K; surface 5800 K
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IV. Le Soleil: généralités
structure interne
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IV. Le Soleil: généralités
2 grandes zones : l'intérieur et l'atmosphère
 intérieur = toute la région inaccessible par des moyens optiques
 “surface” = limite supérieure de l’intérieur solaire, altitude à partir
de laquelle les photons à 500 nm (visible) se propagent librement
 intérieur solaire composé de 3 régions:
 noyau
 zone radiative
 zone convective
 atmosphère composée de 3 zones:
 photosphère
 chromosphère
 couronne
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IV. Le Soleil: intérieur
noyau
 région centrale, jusqu’à 0.3 rayon solaire, 60 % de la masse
 température ~15 x 106 K
 région d'où provient toute l'énergie solaire (réactions
thermonucléaires de fusion HHe) dégagée sous forme de
rayonnement
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IV. Le Soleil: intérieur
zone radiative
 de 0.3 à 0.8 rayon solaire, 1/3 de la masse
 diminution température jusqu’à 1.3 x 106 K
 énergie émise par le coeur transférée vers la surface sous forme
de photons
 photons en collision avec les particules (atomes ionisés) du milieu
 2 effets:
1. ralentir la sortie des photons (106 ans au lieu de 2.5 sec)
2. diminuer progressivement l'énergie des photons
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IV. Le Soleil: intérieur
zone convective
 dernière couche de l’intérieur solaire
 diminution température jusqu’à ~ 6000 K
 énergie transportée vers la surface par convection :
- chauffage de la matière (par rayonnement) qui remonte
- refroidissement à proximité de la surface
- renfoncement
 convection visible au niveau de la photosphère sous forme de
granulation
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IV. Le Soleil: atmosphère
photosphère
 1ère couche de l'atmosphère
 visible à l'œil nu
 environ 500 km d'épaisseur
 température ~ 5800 K
 99% de la lumière émise par le Soleil provient de la photosphère
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IV. Le Soleil: atmosphère
photosphère
 structures caractéristiques:
granules (sommet des
cellules convectives)
 taches solaires
 signature du champ
magnétique
 durée : quelques heures à
plusieurs semaines
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IV. Le Soleil: atmosphère
 liseré rougeâtre visible lors des éclipses totales
 peut être observée grâce à des filtres spéciaux (Ha)
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IV. Le Soleil: atmosphère
chromosphère
 protubérances
(plasma dense piégé par le champ magnétique)
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IV. Le Soleil: atmosphère
 atmosphère extérieure du Soleil, qui s'étend dans le milieu
interplanétaire
 plasma très peu dense ( observable en visible qu'au cours
d'une éclipse)
 température jusqu'à quelques millions de Kelvin
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IV. Le Soleil: atmosphère
couronne
 phénomènes violents:
éruptions (brusque libération
d'une quantité importante
d'énergie)
 trous coronaux: régions,
parfois de très grande taille
(jusqu'a 50% de la surface),
où les lignes de champ
magnétique s’ouvrent vers
l’espace au lieu de se
refermer sur le Soleil
 émission continue de
particules (gaz ionisé) dans
l’espace (vent solaire)
couronne avec trou coronal (UV)
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IV. Le Soleil: vent solaire
 Terre: champ magnétique (engendré par les mouvements du noyau
liquide de fer)
 magnétosphère (enveloppe magnétique)
 permet de dévier le vent solaire
 selon l’orientation des lignes de champ magnétique, des
particules du vent solaire peuvent pénétrer dans l’atmosphère
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IV. Le Soleil: vent solaire
 aurores polaires (boréales au nord, australes au sud):
 interaction entre les particules chargées du vent solaire et la haute
atmosphère
 observables près des cercles polaires
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IV. Le Soleil: cycle solaire
 période ~ 11 ans
 suivi par le nombre apparent de taches et le nombre d'éruptions
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