Le Soleil

La chromosphère solaire et une éruption solaire

Une éruption solaire

Le Soleil s’écrit avec un S majuscule lorsqu’on parle de l’étoile unique du système solaire autour de laquelle gravitent huit planètes, Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, Pluton ayant été déchue de son appellation de planète le 24 août 2006. Le Soleil n’est qu’une des milliards de milliards d’ étoiles de notre Galaxie.

C’est une  étoile jaune banale de taille moyenne composée essentiellement de 75% d’hydrogène et de 20% d’Hélium. A la moitié de sa vie, elle n’est plus en formation et n’est pas encore entrée dans sa phase finale. Nous savons comment mourra le Soleil dans environ 4 milliards et demi d’années, pour avoir observé la fin de nombreuses étoiles qui avaient dû être semblables au Soleil. Il deviendra sans doute une géante rouge qui s’étendra au-delà de la Terre puis une naine blanche: l’humanité, si elle existe encore dans 4 milliards et demi d’années mourra grillée avant de mourir de froid.

Distance Soleil-Terre : 150 millions de km

Diamètre du Soleil: 1 million 400 mille km

Âge du Soleil: 4,7 milliards d’années

rotation du Soleil sur lui même en 25,4 jours (de la Terre, on le voit tourner en 27,3 jours du fait de la rotation de la Terre autour du Soleil)

Température intérieure : 6 000 °C

Le coeur du Soleil

Structure interne du Soleil

L’intérieur du Soleil n’est pas visible à cause de l’opacité des gaz neutres et ionisés qui le composent, il faut donc déduire sa structure interne de la lumière qui nous en parvient, émise par la photosphère (voir plus bas) qui nous semble la surface du Soleil.

Le coeur du Soleil (1/4 du rayon du Soleil), siège des réactions nucléaires est à 15 millions de degrés, la pression y est de 250 milliards de fois celle de l’atmosphère terrestre. Ce coeur contient la moitié de la masse solaire et génère 99% de l’énergie solaire.

Cette énergie est sans cesse transférée vers les régions extérieures.

Le mode de transport de cette énergie dépend du type d’étoile, en particulier de sa densité de la température au centre.  Le Soleil, dans son état actuel, perd son énergie par rayonnement depuis le centre jusqu’à 70% de son diamètre puis par convection ensuite. La convection prend le relais lorsque la différence de température entre régions chaudes et froides proches est si grande qu’aucun des autres mécanismes n’est suffisamment rapide. Des « bulles de gaz » chauffées, deviennent plus légères et remontent à la surfae

Réacteur solaire

Rayonnement X du Soleil

Rayonnement X du Soleil

La quantité d’énergie libérée par le Soleil ne peut s’expliquer par aucune réaction chimique comme brûler du charbon par exemple.

Dans les conditions de température et de pression qui règnent dans le Soleil, les électrons ont été éjectés et il ne reste qu’un gaz de noyaux d’atomes. Ces noyaux, pouvant s’approcher, libérés de la couche d’électrons qui les tenaient à distance, vont pouvoir interagir, s’interpénétrer, donnant naissance à de nouveaux atomes; des réactions nucléaires ont lieu.

Dans le réacteur solaire comme dans toutes les étoiles, les conséquences de ces réactions sont:

–  de la production d’énergie

– un changement dans la composition chimique: l’Hydrogène (H) est changé en Hélium (He)

Avec ce procédé, 7 millièmes de la masse d’un noyau d’hydrogène sont transformés en énergie selon la fameuse formule E=mc2 (c étant la vitesse de la lumière soit 300 000 km/sec). Ceci veut dire que la puissance du Soleil est de 400 milliards de milliards de milliards de milliards de Watts qu’il doit évacuer rapidement pour pouvoir rester en équilibre sans exploser. Chaque seconde, 4 millions de tonnes de matière solaire sont converties en énergie. Étant donnée la masse d’hydrogène encore présente dans le Soleil, il faudra encore un peu plus de 4 milliards d’années pour épuiser le stock.

L’atmosphère du Soleil

La photosphère

la chromosphère solaire

la chromosphère solaire

Tous les rayons lumineux qui nous parviennent du Soleil proviennent d’une couche extrêmement mince de 500 km d’épaisseur, la photosphère qui nous apparait  comme la « surface » du Soleil. Un photon qui s’en détache a en réalité été émis au centre de l’étoile.

L’ énergie qui monte du coeur du Soleil chauffe la photosphère à 6 000 °C et cette température détermine la longueur d’onde principale du rayonnement émis qui se trouve être dans le visible.

La photosphère, surface visible du Soleil est aussi la couche la plus basse de l’atmosphère solaire, violemment agitée par la chaleur produite par les réactions nucléaires au coeur du Soleil. On observe facilement les structures formées par ces mouvements de convection (comme ceux que l’on observe à la surface d’une casserole d’eau en ébullition): granules, taches solaires et supergranules.

La chromosphère

La chromosphère est une mince couche d’atmosphère de 2 500 km d’épaisseur. Située au-dessus de la Photosphère plus dense, elle en est « l’écume » jaillisante. Les spicules, colonnes de gaz incandescent de plus de 10 000 km de haut, flammes géantes qui naissent et disparaissent en moins de 5 minutes assurent une transition mouvementée entre la photosphère, « surface du Soleil » et la chromosphère. Lors d’une éclipse, la chromosphère est visible sous forme d’un anneau de petites flammes rouges intenses.

Température: 10 000 degrés

Densité: varie rapidement de 1 g/m3 près de la photosphère à un dix millième de gramme dans la moyenne chromosphère

La couronne

La couronne solaire observée en occultant le disque solaire

La couronne solaire observée en occultant le disque solaire

La couronne est la haute atmosphère solaire très ténue située au-dessus de la chromosphère.

La couronne est si splendidement visible pendant les éclipses que les Anciens ont cru à une illusion d’optique. Son rayonnement est dû aux gaz chauffés à plus d’un million de degrés. Mais le rayonnement très étendu observé à l’extérieur de la couronne est dû à la diffusion de la lumière solaire par les poussières interplanétaires (lumière zodiacale).

La couronne comme la chromosphère est beaucoup plus chaude que l’intérieur du Soleil du fait des grandes vitesses atteintes par les particules:

– les gaz ionisés sont accélérés par le champ magnétique

– des ondes de choc leur transfèrent de grandes quantités d’énergie.

Température: 1 à 2 millions de degrés

Densité: dix milliardièmes de gramme par m3.

L’activité solaire

L’activité solaire, ou les « tempêtes » du Soleil*, se manifeste par les taches solaires, visibles à l’oeil nu en interposant un verre foncé. On observe un maximum d’activité, c’est à dire de taches, tous les 11 ans mais avec une inversion du sens du champ magnétique. le cycle complet est donc de 22 ans.

Ce cycle est dû à la distorsion des lignes de champ magnétique qui sont comme « gelées » dans le gaz ionisé et donc entraînées dans ses mouvements jusqu’à se briser et reformer d’autres structures.

Deux principaux mouvements distordent le champ magnétique:

– la rotation du Soleil plus rapide à l’équateur qu’au pôle

– les mouvements de convection dus au chauffage de l’atmosphère solaire par les réactions nucléaires du coeur

Les ions ne se déplacent pas librement dans le champ magnétique des taches solaires. De grandes quantités de gaz ionisés sont piégées et accélérées le long des lignes de champ puis éjectées sous forme de protubérances ou de spectaculaires éruptions solaires lorsque l’éjection est très violente. Les gaz atteignent alors des vitesses de 1 000 km/s.

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