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Soleil
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Symbole
Découvreur / Date de découverte
--- / ---
Rayon(équatorial)
696 000 km (109,12 Terres)
Masse
1,9891×10
30
kg
Période de rotation (moyenne)
27,28 jours
Période de révolution (galactique)
2,26×10 années
8
Distance du centre de la Voie lactée
2,50×10
Vitesse orbitale
17
km
217 km/s
Température moyenne (surface)
5 800°K = 5526.85°C
Constituant principal
Hydrogène (73,46 %)
Approfondir avec WIKIPEDIA
Photojournal NASA
Son champ de gravitation assure la cohésion du système ; son centre de gravité coïncide pratiquement avec celui du système
solaire, sa masse représentant 99 % de la masse totale. Il constitue le foyer commun à toutes les orbites décrites autour de lui par
les autres constituants du système.
Nombreuses sont les religions qui ont donné au Soleil une place unique. Pourtant, ce n'est qu'une étoile tout à fait ordinaire,
comme notre Galaxie en compte des dizaines de milliards. Il n'en est pas moins pour nous d'une importance primordiale, comme
source de lumière nécessaire à la vie. Sa proximité nous donne la possibilité d'observer en direct comment fonctionne une étoile,
quelles sont sa structure, sa dynamique, son interaction avec le reste du cosmos. Ses messages, qui nous viennent sous forme de
rayonnements électromagnétiques, de particules électrisées, de neutrinos, etc., sont loin d'avoir livré tous ses secrets.
Le Soleil est une masse sphéroïdale, légèrement aplatie, de plasma stellaire, d'un rayon équatorial de 696 000 km (109 fois le
rayon de la Terre) et d'une masse de 1,989 · 10
3
30
kg (333 442 fois celle de la Terre) - ce qui correspond à une densité moyenne
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de 1,41 g/cm (0,26 fois celle de la Terre) et à une accélération gravitationnelle, à la périphérie, de 274 m/s (27,9 fois celle de la
Terre). Il est situé à une distance moyenne de la Terre de 149 600 000 km.
Situé dans un des bras spiraux de la Galaxie, le bras d'Orion, à environ 10 000 parsecs du centre galactique, le Soleil décrit autour
de ce dernier un mouvement orbital à peu près circulaire, avec une vitesse de translation de l'ordre de 250 km/s ; sa période de
révolution, l'année galactique, est d'environ 250 millions d'années.
En outre, le Soleil est animé d'un mouvement de rotation propre (dans le sens direct) autour d'un axe incliné de 7° 15´ par rapport
à la normale à l'écliptique ; il s'agit d'une rotation différentielle, caractéristique des masses fluides, dont la durée sidérale est de 25
jours à l'équateur et de 30 jours aux pôles, la vitesse équatoriale étant de 2 km/s. Les durées synodiques sont de 27 jours à
l'équateur et de 32 jours aux pôles.
Observation et étude
À l'observation visuelle, le Soleil, qui du fait de sa proximité est l'astre le plus brillant pour un observateur terrestre, présente (par
ciel clair) un disque éclatant, au bord bien net (assombri), sur lequel on peut distinguer des taches plus sombres et des formations
actives ; son diamètre apparent est de 32´ 35” au périgée (au 1er janvier) et 31´ 31” à l'apogée (au 1er juillet). La technique
d'observation du Soleil diffère notablement de celle des autres étoiles, du fait de l'intensité du flux lumineux reçu et par la possibilité
d'obtenir des images étendues très détaillées. Dans le domaine optique, les observations spectrographiques ou photographiques
peuvent être réalisées avec des instruments modestes (ouverture de 10 à 50 cm) ; on utilise cependant des instruments à haut
pouvoir de résolution, mis au point pour l'astronomie solaire, tels que les grands spectrographes et les télescopes solaires (tour
solaire, télescope horizontal), de construction fixe, à très longue focale (quelques dizaines de mètres), donnant un grossissement
important. Ces instruments sont associés à des miroirs mobiles asservis à la position du Soleil, les cœlostats ; leur foyer peut être
équipé de spectromètres, de radiomètres, de plaques photographiques, de capteurs CCD (Charge Couple Device, " procédé à
couplage de charge "). Pour l'étude de la couronne solaire, invisible dans la pleine lumière du disque, on utilise des coronographes,
lesquels sont équipés d'un dispositif d'occultation du disque.
Hors du domaine des rayonnements visibles, l'astronomie solaire a bénéficié des développements de la radioastronomie, le Soleil
s'avérant être, en effet, une radiosource particulièrement intéressante, qui a justifié la mise au point de radio-interféromètres
spéciaux, les radio héliographes. En outre, l'envoi d'observatoires spatiaux a rendu possibles les observations dans le domaine
des rayonnements gamma, X, ultraviolet et infrarouge.
L'étude du Soleil est importante parce qu'il s'agit de la seule étoile observable dans de bonnes conditions, et qu'en sa qualité
d'étoile moyenne de la séquence principale, le Soleil constitue un test de choix pour les modèles stellaires théoriques ; son étude
est également capitale du fait des relations Terre-Soleil, c'est-à-dire des interactions des rayonnements électromagnétiques ou
corpusculaires et du champ magnétique solaires avec le milieu terrestre (magnétosphère, atmosphère, biosphère) ; elles peuvent
agir sur l'évolution du climat, les réactions chimiques ou biochimiques, l'équilibre thermodynamique de la planète, la propagation
des ondes radioélectriques. Enfin, en dehors de toute considération astronomique, le Soleil joue un rôle fondamental dans le
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développement de la vie sur Terre et dans les activités humaines, comme source d'énergie et comme source de lumière.
Caractéristiques physiques
Le Soleil est une étoile moyenne, caractérisée par une couleur jaune et une température superficielle de 5 700 K, de magnitude
absolue 4,72, placée, dans le diagramme de Hertzsprung-Russell (définition sur wikipédia), sur la séquence principale (séquence
des naines). Le Soleil, qui appartient à la population du disque de notre Galaxie, a été formé il y a environ 4,5 milliards d'années ;
par sa masse, il fait partie des étoiles que leur évolution doit transformer en géante rouge, puis en naine blanche, la phase actuelle
devant durer encore 3 ou 4 milliards d'années.
Le soleil est aujourd'hui à la moitié de sa vie, dans 5 milliards d'années il aura épuisé toute son énergie (il aura brûlé tout son
hydrogène) et commencera à brûler de l'hélium, alors il deviendra rouge et gonflera jusqu'à atteindre 50 fois son diamètre actuel.
Puis il s'effondrera sur lui-même pour former une naine blanche (de la taille de la terre) et s'éteindra peu à peu.
Spectre
Comme tous les objets célestes inaccessibles à l'exploration, le Soleil est essentiellement étudié par l'analyse de son rayonnement
électromagnétique, dont le spectre s'étend des fréquences métriques aux fréquences gamma, et qui est émis par les couches
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superficielles de l'astre. Son intensité globale (4 · 10 kW, correspondant à une perte de masse de 5 · 10 kg/s) semble
relativement constante sur des périodes de plusieurs années. Les variations de luminosité du Soleil sont de l'ordre de 4 ‰ au
cours du cycle d'activité solaire de 11 ans qui a pu être mis en évidence. On pense qu'elles ont pu atteindre 4 % au cours de la
période d'activité minimale du XVIIe siècle. L'influence de ces variations à long terme sur le climat terrestre n'est pas à exclure. La
plus grande partie de l'énergie est rayonnée au voisinage du spectre visible, avec une décroissance rapide vers les fréquences
extrêmes.
Les parties les plus importantes de ce spectre sont :
le spectre visible, formé d'un fond continu auquel se superposent plusieurs dizaines de milliers de raies d'absorption (spectre
de Fraunhofer) ;
les spectres X et UV, particulièrement intéressants en période d'activité solaire.
Le rayonnement émis par le Soleil est photographié par un spectrographe puis analysé. Les raies noires sont les raies d'absorption ; elles sont dues à
l'absorption des rayonnements par les éléments présents dans l'atmosphère du Soleil. L'étude de ces raies permet aux scientifiques d'identifier les éléments
constitutifs du Soleil. Par exemple, les raies dans le jaune indiquent la présence de sodium. Source : Encarta
Composition
La spectroscopie indique que le Soleil est essentiellement composé d'hydrogène (environ 80 %) et d'hélium (environ 9 %), ainsi
que de quelques dizaines d'éléments dispersés dans son atmosphère, dont l'abondance varie en raison inverse du numéro
atomique ; la composition du Soleil correspond, à quelques irrégularités près, aux abondances moyennes observées dans
l'Univers.
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Champs magnétiques
La spectroscopie a également révélé des décompositions de raies spectrales par effet Zeeman, impliquant l'existence de champs
magnétiques, lesquels semblent être dus uniquement à des distributions de structures magnétiques de petite échelle,
généralement dipolaires, plus ou moins concentrées. Elles peuvent former des configurations magnétiques complexes liées à
l'activité solaire comme les taches. Un télescope solaire franco-italien vient d'être mis en service dans l'île de Tenerife ; il est
spécialement destiné à l'étude de la structure fine de ces champs magnétiques. Le champ magnétique global du Soleil est variable
au cours du cycle, avec des composantes dipolaires et quadripolaires d'importance relative variable. Le satellite Ulysse n'a
cependant pas trouvé le champ magnétique dipolaire attendu dans la région des pôles.
Structure
L'interprétation des données d'observation passe par la construction d'un modèle théorique permettant d'expliquer de façon
cohérente l'origine et la forme de l'énergie rayonnée, ou les mécanismes d'activité. On adopte généralement un modèle stellaire
standard, qui fait intervenir des hypothèses d'équilibre hydrostatique entre gravitation et pression interne, de transferts d'énergie de
types radiatif et convectif, de réactions thermonucléaires dans le noyau - modèle qui reste très approximatif et se trouve remis en
cause par certaines observations (flux de neutrinos déficient, désaccord avec la paléoclimatologie). À ce modèle correspond une
structure de la masse solaire où l'on distingue l'intérieur et l'atmosphère.
L'intérieur
C'est la partie invisible du Soleil ; elle comprend le noyau et l'enveloppe.
Source : astronoo
A l'intérieur on estime le température à plus de 14 millions de °C. Elle décroit ensuite jusqu'à la surface du Soleil (photosphère) , la température est de l'ordre de
6 000 °C. Le plus étonnant est le fait que la température augmente après la photosphère. Elle devrait décroitre suivant les lois de la thermodynamique. Or elle
augmente. On pourrait l'expliquer par par le fait que la chromosphère et la couronne reçoivent de l'énergie sous forme magnétique et acoustique. Mais ce n'est
qu'une hypothèse non vérifiée à ce jour...(source : fabf71n)
Le noyau
C'est l'endroit où se déroulent les réactions thermonucléaires qu'on suppose être la source de l'énergie solaire, et qui consistent
principalement en la synthèse d'un noyau d'hélium à partir de quatre noyaux d'hydrogène ; cette nucléosynthèse libère un
rayonnement primaire de photons gamma et de neutrinos ; ces derniers ne sont pas absorbés par la matière solaire et atteignent
l'espace extérieur, où ils peuvent être (très difficilement) détectés ; les mesures effectuées sur Terre, faisant apparaître un déficit
de neutrinos, remettent en question la nature du noyau solaire.
L'enveloppe
C'est la région où la température est insuffisante pour amorcer la nucléosynthèse, et où a lieu le transfert d'énergie vers les
couches externes, d'abord par transfert radiatif (absorption et émission de photons, processus très lent), puis par transfert convectif
(transport de l'énergie par la matière) turbulent.
L'atmosphère
La partie visible du Soleil, l'atmosphère solaire, comprend diverses couches :
La photosphère
C'est la plus profonde des couches visibles et elle constitue la surface apparente, émettant la majeure partie du rayonnement.
C'est dans la photosphère qu'est localisé l'hydrogène neutre. Sa périphérie est la région la plus froide du Soleil, et son aspect
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général est celui d'une granulation (ensemble serré de cellules de quelques centaines de kilomètres apparaissant brièvement, les
granules, qui est probablement la manifestation de la convection turbulente des couches sous-jacentes. On observe également
des mouvements horizontaux dans de grandes formations cellulaires de 30 000 km (les supergranulations), des oscillations
régulières, semblables à des vagues, des domaines de champ magnétique relativement intense.
La chromosphère
D'un éclat cent fois plus faible que celui de la photosphère, elle ne peut être observée que lors d'une occultation de cette dernière
ou aux longueurs d'onde des raies intenses (à l'aide de spectrographes ou de filtres). Son rayonnement est caractérisé par des
raies d'émission brillantes. Elle apparaît comme une couche hétérogène dont la température croît vers l'extérieur. On observe, à sa
périphérie, des millions de projections de matière vers la couronne, les spicules, d'une longueur de quelques milliers de kilomètres,
d'un diamètre de quelque 1 000 km, d'une température intérieure de 8 000 K, durant quelques minutes. La chromosphère est
structurée en un réseau dont les mailles sont bordées de groupements de spicules, et dont la formation semble liée aux
mouvements ondulatoires des couches sous-jacentes.
La zone de transition
Elle s'étend entre la chromosphère et la couronne. Elle est caractérisée par une augmentation très rapide de la température (qui
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passe de 10 à 3 · 10 K en quelques dizaines de kilomètres. Le transfert de chaleur semble y être essentiellement conductif.
Principalement observable dans le domaine du rayonnement ultraviolet, la zone de transition apparaît comme une gaine irrégulière
et hétérogène bordant les spicules de la chromosphère, et comme une agglomération de formations instables de masses
gazeuses ionisées interagissant avec des champs magnétiques.
La couronne
La couronne ou couche externe du Soleil, de très faible densité, d'un éclat un million de fois plus faible que celui de la
photosphère, a un contour flou et variable. On peut distinguer trois composantes du rayonnement coronal visible, auxquelles
correspondent deux aspects de la couronne : la couronne K (spectre continu provenant de la photosphère et polarisé lors de la
diffusion par les électrons libres de la couronne) et la couronne F (raies Fraunhofer provoquées par les poussières interplanétaires
au voisinage du Soleil). Des images très différentes de celles du visible sont également obtenues dans le domaine des ondes UV,
X et radio. La couronne absorbant le rayonnement radioélectrique des couches profondes, seule son émission propre est
observable en radio, ce qui a permis d'évaluer sa température, laquelle est supérieure à 106 K. Quel que soiPôler l'observer, la
couronne est loin d'être homogène. Dans le domaine visible, qui ne permet de la voir qu'au bord du disque, on dénombre un grand
nombre de structures variées, organisées par le champ magnétique, formant des jets et pouvant atteindre plusieurs millions de
kilomètres. Les rayonnements radio et X permettent de voir la couronne sur le disque. Le satellite japonais Yohkoh en particulier,
observant en rayons X, a permis de découvrir une couronne active et en perpétuel changement. On peut voir des jets, des boucles,
des arcades se former, grandir et s'envoler. Dans les régions polaires, on observe de grandes cavités obscures de dimension
variable au cours du cycle, les trous coronaux, structures magnétiques ouvertes d'où s'échappe le vent solaire.
Activité
Sous le terme d'activité solaire, on désigne des phénomènes très divers qui se développent à partir des centres d'activité
accompagnant la formation de zones de champ magnétique anormalement intense dans la région subphotosphérique.
L'observation du nombre (oscillant entre un maximum et un minimum), de la position et de la polarité des centres actifs a permis de
mettre en évidence un cycle solaire de 11 ans (ou de 22 ans, si l'on prend en considération le retour d'une même polarité). Les
centres actifs sont probablement créés par des interactions magnétohydrodynamiques dans l'intérieur solaire, lesquelles
provoquent l'émergence de tubes de flux magnétique intense dans la photosphère, dans une zone équatoriale. L'activité solaire
prend de nombreuses formes, parmi lesquelles figurent les taches, les facules, les protubérances et les éruptions.
Les taches facilement observées, elles apparaissent comme des régions photosphériques à champ intense associé à une baisse
de température, de rayonnement et de pression ; d'une dimension comprise entre 2 000 km (pores) et 100 000 km (grandes
taches), elles comportent un ou plusieurs noyaux sombres entourés d'une pénombre grise ; elles se déplacent et se déforment
lentement.
Les facules sont des zones brillantes observées, dans la chromosphère et la photosphère, autour des taches. Elles préludent à la
naissance des taches et disparaissent avant elles.
Les protubérances sont des sortes de lames froides et denses qui s'élèvent dans la chromosphère et la couronne (à une hauteur
de 30 000 à 100 000 km). On distingue principalement les protubérances quiescentes, évoluant lentement, et les protubérances
éruptives, qui s'accompagnent d'une projection rapide de matière dans la couronne.
Les éruptions sont des perturbations explosives de la chromosphère et de la couronne, probablement provoquées par de brusques
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libérations d'énergie électromagnétique piégée (jusqu'à 10 joules en quelques minutes), qui se trouve convertie en énergie
cinétique, provoquant un échauffement transitoire considérable de l'atmosphère et l'accélération de particules chargées (jusqu'à 1
gigaélectronvolt). Elles s'accompagnent d'émissions transitoires intenses sur tout le spectre électromagnétique.
Interaction du Soleil avec le milieu interplanétaire
En dehors des interactions gravitationnelles et électromagnétiques, le Soleil agit sur les constituants du système solaire par
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l'intermédiaire d'un flux corpusculaire, le vent solaire, qui peut s'étendre dans une zone de 10 km de rayon, l'héliosphère, que l'on
définit comme la région où la pression du vent solaire l'emporte sur la pression du milieu interstellaire. Le vent solaire est formé par
l'expansion du plasma de la couronne solaire, qui n'est pas en équilibre hydrostatique, à laquelle se superposent des flux de
particules émises lors des éruptions. La vitesse d'éjection des particules (électrons, protons, noyaux d'hélium) augmente
rapidement, pour atteindre, au voisinage de la Terre, des valeurs de l'ordre de 400 km/s. Ces particules constituent le rayonnement
cosmique solaire, qui entraîne une partie du champ magnétique solaire, et interagit avec les milieux planétaires (magnétosphère,
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