P L A N È T E  G A Ï A 
 
   
   
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L e   S O L E I L

Le Soleil (Sol en latin, Helios en grec) est l'étoile de notre système solaire. Autour de lui gravitent la Terre, sept autres planètes, trois planètes naines connues, des astéroïdes, des météoroïdes, des comètes et de la poussière interstellaire.

Le Soleil représente à lui seul plus de 99 % de la masse du système solaire ainsi constitué. L'énergie solaire, transmise par ensoleillement, rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur et de lumière, permettant la présence d'eau à l'état liquide et la photosynthèse des végétaux. Le Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète.

Le Soleil fait partie d'une galaxie constituée de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : la Voie lactée. Il se situe à 15 parsecs du plan équatorial du disque, et est distant de 8600 parsecs (environ 25 000 années-lumière) du centre galactique. Le demi grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition originale de l'unité astronomique (ua).

L'ÂGE DU SOLEIL : Une météorite trouvée en Afrique du Nord et constituée d'éléments formés juste après la naissance du système solaire a permis de préciser l'âge du Soleil à 4,5682 milliards d'années, soit près de 2 millions d'années de plus que les précédentes estimations.
Naissance du Soleil : Enfin un Scénario convaincant
...

An.P. - SCIENCE & VIE > Octobre > 2010

Rotation
Composition de la photosphère (pourcentage en masse)
Caractéristiques physiques
Inclinaison
de l'axe
/écliptique
7,25º
/plan Galaxie
67,23º
Vitesse, latitude 0°
7008,17 km/h
Période
de
rotation
latitude 0°
24 j
latitude 30°
28 j
latitude 60°
30,5 j
latitude 75°
31,5 j
moyenne
27,28 j
hydrogène
73,46 %
hélium
24,85 %
Oxygène
0 0,77 %
carbone
0 0,29 %
Fer
0 0,16 %
Néon
0 0,12 %
Azote
0 0,09 %
Silicium
0 0,07 %
Magnésium
0 0,05 %
Soufre
0 0,04 %
diamètre moyen
1 392 000 km
Aplatissement aux pôles
9 × 10-6
surface
6,09×1012km²
Volume
1,41×1018 km³
masse ( M ? )
1,9891×1030 kg
densité
moyenne
1 408 kg/m³
au centre /div>
150 000 kg/m³
Gravité à la surface
273,95 m/s²
Vitesse de libération
617,54 km/s
température
au centre
14 MK
à la surface
5770 K
couronne
5 MK
Luminosité ( L ? )
3,826×1026 W
Type spectral
G2 - V
Caractéristiques Orbitales
Données Observées
Distance du centre
de la Voie lactée
2,50×1017 km
(8 700 pc)
Période galactique
2,26 × 108 années
Vitesse
217 km/s
Demi-grand axe de la Terre (1 ua)
149 597 870 km
Magnitude apparente
-26,8
Magnitude absolue
4,8

Données relatives aux planètes de notre système solaire
(1) Distance moyenne du Soleill - (2) Durée d'une révolution autour du soleil - (3) Période de rotation sidérale (une journée) - (4) Inclinaison de l'équateur sur l'orbite - (5) Inclinaison de l'orbite sur l'écliptique - (6) Densité (eau = 1) g /cm 3 - R = Sens rétrograde

Présentation Générale

Le Soleil est une étoile naine qui se compose de 74 % d'hydrogène, de 25 % d'hélium et d'une fraction d'éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2-V. "G2" signifie qu'il est plus chaud (5770 kelvins 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" 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, en son noyau, l'hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d'équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction ni dilatation continuelle. Il existe dans notre galaxie plus de 100 millions d'étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile tout à fait banale. Sur une échelle logarithmique, le Soleil est plus brillant que 85 % des étoiles de la galaxie, majorité des naines rouges.

Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d'environ 25 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d'environ 250 millions d'années, et sa vitesse de 217 km/s, équivalent à une année-lumière tous les 1400 ans, et une unité astronomique tous les huit ans. Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n'étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l'équateur (25 jours) qu'aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre du système solaire, ce dernier se situant à près d'un rayon solaire du centre de l'étoile, en raison principalement de la masse colossale de Jupiter. Le Soleil est une étoile de Population 1 actuellement âgée de 4,6 milliards d'années environ, soit à peu près la moitié de son chemin sur la séquence principale. On admet généralement qu'il s'est formé sous l'effet des ondes de choc produites par une supernova, comme le suggère l'abondance d'éléments lourds comme l'or et l'uranium dans le système solaire. De tels éléments ne pourraient s'être formés que sous l'effet de réactions nucléaires endergoniques au cours d'une supernova, ou par transmutation.

Dans son état actuel, le cour du Soleil transforme chaque seconde plus de quatre millions de tonnes de matière en énergie qui est transmise aux couches supérieures de l'astre et émise dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique (lumière, rayonnement solaire) et de flux de particules (vent solaire). Dans les 5 milliards d'années à venir, le Soleil épuisera petit à petit ses réserves d'hydrogène ; sa brillance augmentera d'environ 7 % par milliard d'années. Lorsqu'il sera âgé d'environ 10 milliards d'années, l'équilibre hydrostatique sera rompu. Le noyau commencera à se contracter et à se réchauffer tandis que les couches superficielles, partiellement libérées de l'effet gravitationnel, seront progressivement repoussées : le Soleil se dilatera et se transformera en géante rouge. Au terme de ce processus, le diamètre du soleil sera environ cent fois supérieur à l'actuel ; il dépassera l'orbite de Mercure et de Vénus. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu'un désert calciné.
La masse du Soleil n'est pas suffisante pour qu'il explose en supernova. Environ 250 millions d'années plus tard, lorsque le cour atteindra quelque 100 millions de kelvin, le noyau s'effondrera sur lui-même tandis que les couches superficielles seront éjectées dans l'espace et donneront naissance à une nébuleuse planétaire. Les restes de l'étoile formeront alors une naine blanche qui pourra survivre encore plusieurs milliards d'années au cours desquelles elle se refroidira avant de s'éteindre définitivement. Ce scénario est caractéristique des étoiles de masse faible à moyenne.

Structure et Fonctionnement du Soleil

Bien que le Soleil soit une étoile de taille moyenne, il représente à lui seul plus de 99 % 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 qu'on s'éloigne de son centre. Par contre sa structure interne est bien définie, comme décrite plus bas. Le rayon du Soleil est mesuré de son centre jusqu'à la photosphère. La photosphère est la couche en-dessous de laquelle les gaz sont assez condensés pour être opaques, mais au-delà de laquelle ils deviennent transparents. La photosphère est ainsi la plus volontiers visible à l'œil nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre à 0,7 rayon du centre. La structure interne du Soleil n'est bien sûr pas observable directement, et le Soleil lui-même étant radio-opaque, aucun instrument visuel ne peut percer sa composition interne. Mais de la même façon que la sismologie a permis, par l'étude des ondes produites par les tremblements de terre, de déterminer la structure interne de la Terre, l'héliosismologie utilise les pulsations solaires pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique est également utilisée comme outil théorique pour sonder les couches les plus profondes.

LE CŒUR OU NOYAU

On considère que le cœur du Soleil s'étend du centre à environ 0,2 rayon solaire. Sa densité est supérieure à 150 000 kg/m³ (150 fois la densité de l'eau sur Terre) et sa température approche les 15 millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la température de surface du Soleil, qui avoisine les 6 000 kelvins). C'est dans le cœur que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques (fusion nucléaire) qui transforment principalement l'hydrogène en hélium, mais aussi l'hélium en carbone, le carbone en fer. Le Soleil tire son énergie des réactions de fusion nucléaire qui transforment, en son noyau, l'hydrogène en hélium.
Environ 8,9×1037 protons (noyaux d'hydrogène) sont convertis en hélium chaque seconde, libérant l'énergie à raison de 4,26 millions de tonnes de matière consommées par seconde, produisant 383 yottajoules (383×1024 joules) par seconde, soit l'équivalent de l'explosion de 9,15×1016 tonnes de TNT. Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein du cœur est un processus auto-régulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ. Le cœur est la seule partie du Soleil qui produise une quantité notable de chaleur par fusion : le reste de l'étoile tire sa chaleur uniquement de l'énergie provenant du cœur. La totalité de l'énergie produite dans le cœur doit traverser de nombreuses couches successives jusqu'à la photosphère, avant de s'échapper dans l'espace sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules.

LA PHOTOSPHÈRE

La photosphère est la partie visible de la surface du Soleil. En-dessous d'elle, le Soleil devient opaque à la lumière visible. Au-delà de la photosphère, la lumière visible est libre de se propager dans l'espace, et son énergie de s'échapper entièrement du Soleil. épaisse de seulement quelques dizaines à quelques centaines de kilomètres, la photosphère est légèrement plus opaque que l'air sur Terre. Elle s'étend en altitude sur environ 500 kilomètres, jusqu'à une zone de température minimum (environ 4 000 kelvins) qui se prolonge par la chromosphère. La lumière solaire y a approximativement le spectre électromagnétique d'un corps noir (ce qui permet d'estimer sa température à 6000 kelvins, soit 5 727°C), émaillé de quelques bandes provenant des couches ténues qui surplombent la photosphère. La densité particulaire de la photosphère avoisine les 1×1023 /m³, soit environ 1 % de la densité particulaire de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer. Les premières analyses spectrométriques de la photosphère, au XVIIIe siècle, révélèrent l'existence d'un élément alors inconnu sur Terre. Norman Lockyer isola en 1868 cet élément qu'il baptisa "hélium", 25 ans avant sa découverte sur Terre.

L'ADN DU SOLEIL RéVéLé : L'azote solaire est très différent de celui des météorites et de la Terre. Tel est le résultat obtenu par une équipe franco-américaine qui a pu déterminer la composition isotopique du Soleil, son "ADN" en quelque sorte, qui reflète la composition du nuage de gaz et de poussières dont est issu le système solaire.
D'où vient la matière de notre système solaire ? Comment s'est-il formé ? Pour répondre à ces questions, les scientifiques s'intéressent au Soleil. En effet, notre étoile concentre plus de 99 % de la matière actuellement présente dans le système solaire. Surtout, elle a conservé la composition initiale de la nébuleuse protosolaire, nuage de gaz et de poussières dont est issu le système solaire. Ce qui n'est pas le cas de la plupart des autres corps du système solaire, comme la Terre, Mars ou les météorites. Ces derniers s'étant formés à haute température, ils ont perdu les éléments volatils primitifs. Leur composition actuelle ne reflète pas la composition de la nébuleuse protosolaire. La composition chimique du Soleil nous est connue grâce à l'analyse de la lumière qu'il émet. Mais, impossible de déterminer à distance l'abondance en isotope. En effet, pour un même élément, différents isotopes peuvent exister : ils diffèrent par leur nombre de neutrons, tout en ayant le même nombre d'électrons et de protons. Etablir les compositions isotopiques en azote et oxygène du Soleil figurait parmi les principaux objectifs de la mission Genesis. La raison ? Les rapports isotopiques de ces éléments s'avèrent très disparates entre les différents objets du système solaire que sont la Terre, la Lune, Mars, les météorites, les comètes et les planètes géantes. Pour expliquer ces variations, il était indispensable de déterminer la composition isotopique de la nébuleuse protosolaire, autrement dit celle du Soleil aujourd'hui. Lors de la mission Genesis, qui s'est déroulée de décembre 2001 à avril 2004, des cibles ont été irradiées par le vent solaire pendant 27 mois. L'équipe de Bernard Marty, au Centre de recherches pétrographiques et géochimiques du CNRS, a ensuite été sélectionnée par la NASA afin d'établir l'abondance des isotopes de l'azote dans les échantillons récoltés. Toutes leurs analyses concordent vers le même résultat : l'azote solaire est différent de l'azote terrestre. Tous les corps du système solaire (à l'exception des planètes gazeuses comme Jupiter) sont "anormalement" plus riches en isotopes rares d'azote et d'oxygène que le Soleil. De telles disparités ne sont pas observées pour les éléments non volatils. Caractériser l'origine de ces enrichissements permettrait de mieux comprendre les phénomènes à l'origine de notre système solaire. L'une des pistes actuellement explorée est la suivante : ces variations résulteraient d'une irradiation intense du gaz résiduel de la nébuleuse par le Soleil jeune, à cette époque beaucoup plus énergétique qu'aujourd'hui. Des réactions photochimiques auraient alors enrichi en isotopes rares les composés résultant de ces réactions, qui auraient été incorporés dans les météorites et les planètes telluriques. Une hypothèse qu'il reste à étudier.

SCIENCE MAGAZINE N°33 > Février-Mars-Avril > 2012

L'Atmosphère Solaire

Au-delà de la photosphère la structure du Soleil est généralement connue sous le nom d'Atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphère, la couronne et l'héliosphère. La chromosphère est séparée de la photopshère par la zone de température minimum et de la couronne par une zone de transition. L'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire où elle est limitée par l'héliopause. Pour une raison encore mal élucidées, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu'elle puisse être étudiée en détail par les télescopes spectroscopiques, l'atmosphère solaire n'est jamais aussi accessible que lors des éclipses totales de Soleil.

LA CHROMOSPHÈRE

La zone de température minimum qui sépare la photosphère de la chromosphère offre une température suffisamment basse (4000 kelvins) pour qu'on y trouve des molécules simples (monoxyde de carbone, eau), détectables par leur spectre d'absorption. La chromosphère proprement dite est épaisse d'environ 2000 kilomètres. Sa température augmente graduellement avec l'altitude, pour atteindre un maximum de 100 000 kelvin à son sommet. Son spectre est dominé par des bandes d'émission et d'absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque chroma (couleur), lui a été donné en raison du flash rose soutenu qu'elle laisse entrevoir lors des éclipses totales de Soleil.
Les éclipses totales de Soleil (ici celle du 11 août 1999 ->) sont la seule occasion de visualiser directement la couronne (en blanc) et la chromosphère (en rose).

LA COURONNE

La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d'une élévation rapide de température, qui peut atteintre 1 million de kelvins. 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.

L'HÉLIOSPHÈRE

Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l'héliosphère s'étend jusqu'aux confins du système solaire. On admet qu'elle débute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d'Alfvén (le flux est alors dit superalfvénique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière n'ont pas d'influence sur la structure de la couronne solaire, car l'information ne peut se déplacer qu'à la vitesse des ondes d'Alfvén. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l'héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d'une spirale de Parker jusqu'à sa rencontre avec l'héliopause, à plus de 50 ua du Soleil. En décembre 2004, Voyager 1 est devenue la première sonde à franchir l'héliopause. Chacune des deux sondes Voyager a détecté d'importants niveaux énergétiques à l'approche de cette frontière.

L'Activité Solaire

LE CHAMP MAGNÉTIQUE SOLAIRE

Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Toute la matière solaire se trouvant sous forme de gaz et de plasma en raison des températures extrêmement élevées, le Soleil tourne plus rapidement à l'équateur (25 jours environ) qu'aux pôles (35 jours). Cette rotation différentielle des latitudes solaires donne au champ magnétique solaire une forme de spirale en perpétuelle rotation, les lignes de champ se trouvant emmêlées les unes aux autres au cours du temps. Cet enchevêtrement serait au moins en partie responsable du cycle solaire, phénomène périodique s'étalant sur 11,2 années en moyenne avec une alternance de minima et de maxima tous les onze semestres environ. Au terme d'un cycle solaire le champ magnétique s'est inversé par rapport à la fin du précédent. Les manifestations les plus spectaculaires en période d'intense activité magnétique sont l'apparition de taches solaires et de protubérances. Vue d'artiste du champ magnétique solaire. ->

LES TACHES SOLAIRES

Bien que tous les détails sur la genèse des taches solaires ne soient pas encore élucidés, il a été démontré qu'elles sont la résultante d'une intense activité magnétique au sein de la zone de convection, si puissante qu'elle freine la convection et limite l'apport thermique en surface à la photosphère. Elles sont ainsi moins chaudes de 1 500 à 2 000 kelvins que les régions voisines, ce qui suffit à expliquer pourquoi elles nous apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosphère. Cependant si elles étaient isolées du reste de la photosphère, les taches solaires, où règne malgré tout une température proche des 4 500 kelvins, nous apparaîtraient dix fois plus brillantes que la pleine lune, soit davantage qu'un arc électrique. La sonde spatiale SOHO a permis de démontrer que les taches solaires répondent à un mécanisme proche de celui des cyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire : la zone d'ombre centrale (environ 2000 kelvins) et la zone de pénombre périphérique (environ 2700 kelvins).Le diamètre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois supérieur à celui de la Terre. En période d'activité il est parfois possible de les observer à l'oil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée.

LES ÉRUPTIONS SOLAIRES

Image d'une grande protubérance. Celle du 24 juillet 1999, par exemple fut particulièrement grande en s'étendant sur une distance égale à 35 fois la taille de la Terre.

EFFETS TERRESTRES DE L'ACTIVITÉ SOLAIRE

Les aurores polaires

Les effets terrestres de l'activité solaire sont multiples, le plus spectaculaire est le phénomène des aurores polaires. La Terre, possède une magnétosphère qui la protège des vents solaires, mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils déforment la magnétosphère et des particules radioactives solaires la traversent en suivant les lignes de champs.
Ces particules excitent ou ionisent les particules de la haute atmosphère. Le résultat de ces réactions est la création de nuages ionisés qui reflètent les ondes dont la lumière, ce qui provoque la formation des aurores polaires.

C.S.M. - PLANÈTE GAÏA > Juin > 2008
 

   
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