Le Soleil (notre étoile)

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1 Le Soleil (notre étoile)
Le Soleil est une étoile typique de la séquence principale Principale source d’énergie: réactions nucléaires chaîne P-P 4 x 1H1 ® 2He4 + énergie libérée

2 Le Soleil Étude du Soleil est importante pcq c’est la seule étoile pour laquelle on peut étudier en détails: rotation champ magnétique (tâches solaires) structure de la surface (convection)

3 Le Soleil 0.70 99% énergie R < 0.25 0.25

4 Le Soleil caractéristiques valeur Masse 1.989 x 1033 g 330 000 MTerre
rayon 6.960 x 108 m km période de rotation à l’équateur 25 jours à 60o de latitude 29 jours densité moyenne 1.4 g cm-3 (eau = 1 g cm-3) densité centrale 160 g cm-3 (terre = 5.5 g cm-3) luminosité 3.9 x 1033 ergs s-1 température effective, Teff 5780 K température centrale, Tc 1.5 x 107 K 15 millions K Magnitude absolue, Mv 4.79 classe spectrale G2V indice de couleur, B-V 0.62 Composition chimique X, Y, Z (surface) 0.73, 0.25, 0.02

5 Le Soleil Rotation différentielle

6 Le Soleil 0.1% de sa masse changée en énergie en 9 milliards d’années ~ 1030 g ~10% de l’H est brûlé et transformé en He (à ce jour 5%) quantité d’énergie: 4 millions de tonnes de matière transformées en énergie /sec

7 Atmosphère solaire

8 Photosphère Surface visible du Soleil

9 Granulations

10 Granules à la surface du Soleil
Causés par la convection, les granules sont des boules de gaz qui montent et descendent dans la photosphère solaire. Chaque granule a ~1000 km de diamètre et une durée de vie de ~10 minutes

11 Convection dans la photosphère
Comme on peut voir dans cette simulation sur superordinateur, la convection est la montée de gaz chaud et la descente de gaz froid. Le gaz chaud monte à la surface et libère de l’énergie sous forme de lumière visible et de radiation électromagnétique. La libération d’énergie refroidit le gaz qui retombe vers l’intérieur.

12 Chromosphère

13 Spicules Jets de gaz entourant les granules. Ils s’élèvent à
plus de km au dessus de la chromosphère.

14 Couronne

15 Couronne Prolongement de la chromosphère (observée lors d’une éclipse)
T ~106 K atomes sont ionisés (perdent leurs électrons) Origine du vent solaire ( /année) À la Terre: 5-10 particules/cm3 (v ~ 500 km/sec) aurores boréales M

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17 Le Soleil en rayons-X La sonde Yohkoh nous montre le Soleil en rayons-X sur une période de 3 semaines. Les rayons-X nous montrent la couronne très chaude alors que la lumière visible nous montre la photosphère. Les loops sont associées aux tâches de la photosphère.

18 Taches Solaires

19 Tâches solaires Le vidéo montre 3½ heures dans la vie d’une tâche solaire. Remarquer la région d’ombre et de pénombre. Le diamètre typique est de ~ km et la durée de vie de qqes jours à qqes mois DT ~ 1500 k

20 Tâches solaires Les groupes de tâches vivent environ 2 mois et sont produites par les cycles de champ magnétique. C’est en observant les tâches que l’on peut mesurer la rotation. Cycle de tâches ~ 10.5 années (en fait, 21 ans – cycle magnétique) Minimum – ~3.5 ans – maximum – ~7 ans - minimum

21 Tâches solaires Tremblement de Soleil : Soho montre une onde sismique qui se répand à partir d’un flare solaire et qui s’étend sur 10 diamètres terrestres.

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23 Variation du nombre de tâches

24 Protubérances

25 Aurores

26 Images d’aurores