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Le Soleil, le vent solaire. Une étoile dans notre Galaxie - 1 La Voie lactée vue en lumière visible.

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1 Le Soleil, le vent solaire

2 Une étoile dans notre Galaxie - 1 La Voie lactée vue en lumière visible

3 Une étoile dans notre Galaxie - 2 Une étoile parmi les 200 milliards détoiles de la Galaxie Position du Soleil : > années-lumière du Centre

4 Une étoile dans notre Galaxie tour : 220 millions dannées V = 217 km/s

5 Le Diagramme H-R (Hertzprung-Russell) M v magnitude B-V (Bleu –Visible) : cet indice de couleur représente la température de couleur de létoile H-R = photographie des multiples états stellaires La séquence principale (où se trouve le Soleil) correspond à une phase de stabilité.

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7 Spectres très différents des étoiles de type : O B A F G K M Présence de : He+ He H H Métaux Métaux Molécules ionisés neutres (Ca II) T K > 2500 K

8 Soleil en lumière visible. Etoile de type spectral G2 (jaune)

9 Le Soleil Composition

10 Les réactions nucléaires au centre du Soleil ont commencé il y a environ 4,6 milliards d'années, soit à peu près 50 millions d'années après la formation de la Terre. Le diamètre équatorial du Soleil est kilomètres, soit 109 fois celui de la Terre, ce qui ne fait de lui qu'une étoile moyenne. Avec une masse de kg, il contient à lui seul 99,97 % de la masse du système solaire. Sa densité moyenne est de 1, kg.m -3, environ un quart de la densité moyenne de la Terre. La puissance rayonnée totale est de l'ordre de W (soit environ 2, W.m -2 ), dont la Terre ne reçoit au niveau des nuages que 1, W ou encore 1367 W.m -2. Le Soleil Paramètres physiques

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12 Caractéristiques générales des différentes régions Concentratio n [m -3 ] Pression [atm] Température [K] Altitude [km] Photosphère6, ,125, Interface zones Convective/ra diative 1, , Interface zone Radiative/coe ur 1, Centre ,

13 Les différentes régions 1. Le coeur - Cycle protons-protons (5 MK) 2[ 1 H + 1 H 2 H + e + + ν ] ( τ = 10 9 ans) 2[ 2 H + 1 H 3 He + ] ( τ = 1s) 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H ( τ = 10 6 ans) Parfois (9% des cas): 3 He + 4 He 7 Be + puis 7 Be + e - 7 Li + et 7 Li + 1 H 4 He + 4 He Remarque: cest le genre de réaction que lon essaye de reproduire en labo (fusion nucléaire, ITER, …) 26 MeV ou J

14 Les différentes régions 1. Le cœur (suite) –Cycle de Bethe ou cycle du Carbone ou cycle CNO (9-10MK). Découvert en 1938 par H. Bethe et Weizäcker. – 12 C + 1 H 13 N + – 13 N 13 C + e + + ν – 13 C + 1 H 14 N + – 14 N + 1 H 15 O + – 15 O 15 N + e + + ν – 15 N + 1 H 12 C + 4 He C est donc un catalyseur. Bilan: 25 MeV

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16 Les différentes régions 2. La zone radiative Lénergie produite dans le four nucléaire doit traverser diverses couches avant de pouvoir voyager dans l'espace. La première est une zone radiative (car l'énergie y est transportée sous forme de rayonnement), peu agitée, où la densité décroît de 1, m -3 à 1, m -3. Elle va d'environ 0,3 à 0,8 rayon solaire. Comme semblent le vérifier les dernières mesures de SOHO, sa rotation est probablement rigide. Entre la moitié et un tiers de la masse totale du Soleil est incluse dans la zone radiative, avec une pression qui décroît du centre vers l'extérieur du Soleil d'environ à atm, et une température qui décroît de 8 à 1, K. Comme les suivantes, cette zone est transparente aux neutrinos, qui la traversent en 2 secondes environ. Par contre, il faut aux photons plusieurs millions d'années pour en sortir, au cours desquelles ils subissent un étalement spectral par collisions avec la matière solaire, avec un maximum dans le domaine X, si bien que le rayonnement solaire de surface est une lumière blanche et du rayonnement UV.

17 Les différentes régions 3. La zone convective Au terme de leur traversée de la zone radiative, les photons débouchent sur une zone agitée, en rotation différentielle (selon les latitudes), dite zone convective, dans laquelle les protons et électrons tourbillonnent en formant des cellules. La convection correspond à un mouvement de brassage de la matière : du gaz chaud monte, se refroidit en cédant son énergie aux couches superficielles de l'atmosphère solaire avant de redescendre Ces mouvements convectifs interviennent lorsque le rayonnement ne transporte pas assez efficacement l'énergie vers l'extérieur du Soleil : il se développe alors un gradient de température important qui déclenche l'instabilité convective. L'étude de cette zone et de ses modes propres a donné naissance à une branche de l'astrophysique appelée sismologie solaire. En particulier, une variation périodique (5 minutes) et quasi sinusoïdale des vitesses verticales a pu être mesurée (la vitesse verticale étant de 1 à 3 km.s -1 ). Ces cellules, encore appelées granulations ou grains de riz sont observables depuis la Terre. La figure suivante montre une photographie (en fausses couleurs) de la surface du Soleil. Les granules, brillantes, s'y détachent sur fond sombre.

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19 Granulation PIC DU MIDI, FILTRE 5750 A © OMP/Tarbes

20 A la surface Marsch

21 Les différentes régions 4. La tachoclyne Zone de frictions de particules chargées entre la zone convective et la zone radiative. Courants dynamos Création du champ magnétique à grande échelle du soleil. (composantes dipolaires et quadrupolaires) zone assez instable variations temporelles du champ B Tachoclyne

22 Les différentes régions 5. La photosphère La photosphère est la ''surface'' visible du Soleil, la région d'où les photons sont éjectés du Soleil. Elle est source de 99 % du rayonnement total. Elle s'étend sur une épaisseur d'environ 500 km, au gré des mouvements granulaires. C'est une zone dans laquelle la température décroît de 5700 à environ 4200 K. La surface de la photosphère nest pas au repos. En effet, dans la zone convective, de la matière ionisée est en mouvement, et un champ magnétique existe donc. Très probablement, les lignes de force du champ magnétique délimitent granules et super granules. Entre des lignes fermées, des lignes de force ouvertes conduisent de la matière vers l'extérieur du Soleil. Ces langues de protons et d'électrons s'appellent des spicules (entre les granulations) ou macrospicules (entre les supergranulations). Les caractéristiques essentielles des spicules sont un diamètre à la base de 1000 km, une hauteur de 5000 à km, un nombre moyen de 30 par supergranulation, une durée de vie de 8 minutes. Leur température est de l'ordre de 10 5 K. Si leur corrélation avec le champ magnétique est bien établie, leur origine est encore incertaine. Le vent qui est issu des spicules a récemment reçu le nom de vent lent. Nous venons ainsi de donner une première source dont nous soulignons le caractère permanent d'échange de particules entre la surface du Soleil et son atmosphère puis, comme nous le verrons, l'atmosphère terrestre.

23 Soleil en lumière visible à gauche. A droite, radiance solaire en fonction de la longueur donde en µm comparée au spectre du corps noir à 5780K.

24 Les différentes régions 6. La chromosphère La chromosphère, de 500 à 2000 km La chromosphère est une zone de croissance de la température. Sa base se situe à la frontière avec la photosphère, quon situe vers 500 km en raison des mouvements photosphériques. Les électrons y ont une température denviron 4200 K. Vers 2000 km, au sommet de la chromosphère, ils atteignent environ K. La source de chauffage est bien sûr le rayonnement photosphérique, mais aussi une interaction magnétique encore mal modélisée. Des raies discrètes du rayonnement photosphérique sont absorbées dans la gamme visible, qui excitent le milieu chromosphérique, qui rayonne à son tour par désexcitation. Ce rayonnement secondaire concerne aussi bien l'I.R. lointain que le millimétrique ou l'U.V. Les spicules, qui s'élèvent à plusieurs milliers de kilomètres, traversent la chromosphère. D'autres structures, horizontales celles-ci, conduisent de la matière : les fibrilles. Il sagit là encore de structures sombres de matière relativement froide, à lintérieur et autour de régions actives, et qui semblent délimiter les structures magnétiques de la chromosphère. Spicules et fibrilles forment des réseaux qui, en altitude, calquent ce qui, sur la photosphère, correspond aux supergranulations. Elles sont bien visibles dans la raie Lyman, à 121,56 nm, qui est lune des raies les plus intense de lhydrogène atomique. Figure I 5 : photographie de la chromosphère, par Skylab, dans l'UV lointain (30,4 nm, dans la raie He + )

25 Les différentes régions La transition EIT 195Å. Fe XII.

26 Les différentes régions 6. La couronne De 15000km à plusieurs Rs. Très chaud près du soleil (15MK) puis température décroissante (à 1U.A., Te~100000K. Matière peu dense.

27 A NEW LOOK AT THE SUN --- This image of 1-million degree Celsius gas in the Sun's thin, outer atmosphere (corona) was taken by the Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) in the Fe IX/X emission lines at 171 A. Every feature in the image traces magnetic field structures. Because of the high quality instrument, we can see more suttle and detail magnetic features than ever before. This image is the first time we have been able to get such images except during five-minute rocket flights. Because of SOHO's view of the Sun, science researchers have been able to make movies that show the dynamic every changing nature of the "quiet Sun." SOHO is presently in a halo orbit around a point known as the "L1 Lagrangian point" approximately 930,000 miles (1.5 million kilometers) from Earth, where gravitational forces of the Earth and Sun balance one another.

28 SOHO-EIT image in resonance lines of eight and nine times ionized iron (Fe IX/X) at 171 Angstroms in the extreme ultraviolet showing the solar corona at a temperature of about 1 million K. This image was recorded on 11 September It is dominated by two large active region systems, composed of numerous magnetic loops.

29 A: trou coronal : Région plus froide que le reste de la couronne. Lignes de champ magnét. ouvertes vers lextérieur. Echappement de vent solaire rapide : jet coronal. En général positionné vers les pôles. B: boucle coronal Sonde Yohkoh en rayons X. 5/12/1999

30 SOHO SPACECRAFT SEES TWO COMETS PLUNGE INTO SUN In a rare celestial spectacle, two comets have been observed plunging into the Sun's atmosphere in close succession, on June 1 and 2. This unusual event on Earth's own star was followed on June 2 by a likely unrelated but also dramatic ejection of solar gas and magnetic fields on the southwest (or lower right) limb of the Sun (see....). The observations of the comets and the large erupting prominence were made by the LASCO coronagraph on the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) spacecraft. Science instruments on SOHO have discovered more than 50 comets, including many so-called sun grazers, but none in such close succession.

31 De la surface solaire vers lespace interplanétaire 1. Surface 2. Chromosphère Couronne (basse) 4. Couronne lointaine SOHO

32 Lactivité solaire Rayonnement et taches 1) Taches solaires et f10.7. Spectre solaire corps noir à 5777K Rayonnement issu de la photosphère –Mais anomalies Taches situés généralement autour de ±40° lat –T moins élevée (4000K) – : km –B entre 10 et 500mT (B terre =30μT) –Polarisation du champ: N vers lextérieur. (Tesla…)

33 Lactivité solaire Taches solaires Taches parfois groupés. Indice de Wolf. R=k coor (10Gr+T)

34 Soleil actif. scom.nasa.gov/

35 Période très active doctobre novembre 2003

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37 Champ poloïdal -> champ toroïdal -> Champ poloïdal = ½ cycle (11 ans)

38 Champ magnétique global entre minimum et maximum dactivité solaire champ poloïdal champ toroïdal

39 Lirradiance solaire Eclairement du Soleil à une unité astronomique : 1366 W/m2 Longtemps appelée « constante solaire » Pas de mesure fiable (Abbott) avant les mesures spatiales 20 ans de mesures spatiales : La constante solaire varie, elle aussi, avec un cycle de 11 ans Variations de lordre de 1 W/m 2

40 Les variations cycliques dirradiance solaire C. Fröhlich, PMOD

41 Le cycle 24 a commencé (été 2006)

42 Cycles de 90 ans (Gleissberg) ? Episodes sans tache, sans cycle ? Minimum de Maunder : Minimum de Spörer ( )

43 Lactivité solaire indice f10.7 f10.7: émission solaire à la longueur donde 10.7cm en W.m -2 s -1 –Soleil calme:~50-70 –Soleil actif:~300 Bien corrélé avec le nombre de taches solaires

44 Lactivité solaire Formation des taches solaires Rotation différentielle déformation des lignes de champs. Tubes de champs surface. Particules freinées refroidissement. Dissipation chaleur au dessus zone chaude dans la chromosphère au dessus de la tache: plages chromosphériques

45 Le dernier cycle solaire (vu par SOHO) Emission de la couronne solaire à près de K

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47 Lactivité solaire 3. protubérances et éruptions Apparition dune région active. –Filament: ligne sombre, froide et dense. protubérance quiescente (pieds hors de la tache solaire mais au niveau des facules). Parfois éruption solaire à la suite. Emission de J en quelques minutes. –Manifestation : X « flare », radio, particules hautes énergies. –Températures: 25MK, (Fe XXVI)

48 Protubérance vue par TRACE

49 Eruption solaire vue par SOHO - 1 Large, eruptive prominence in He II at 304Å, with an image of the Earth added for size comparison. This prominence from 24 July 1999 is particularly large and looping, extending over 35 Earths out from the Sun. Erupting prominences (when Earthward directed) can affect communications, navigation systems, even power grids, while also producing auroras visible in the night skies.

50 Eruption solaire vue par SOHO - 2

51 Flux X à différentes longueurs donde (entre 1 et 8 Å ) enregistré lors des éruptions du 10/2003. (intensité X10 soit W.m -2 )

52 Lactivité solaire 4. éjection de masse coronale Ne pas confondre avec les protubérances. –Grâce à SOHO, il a été vu des CME non liées à des protubérances. –Origine peu ou pas connue. –Très grande échelle (jusquà 1/3 de la couronne). –Fréquence: de 0.5 à 3 par 24h (Pas forcement dans notre direction). –Pas lié aux taches même si leur nombre dépend de lactivité.

53 CME vues par SOHO

54 Le spectre solaire UV. Très important du point de vue de laéronomie: rayonnement ionisant à lorigine de lionosphère. –2 gammes: UV de 390nm à 100nm (non ionisantes en général) Extrême UV de 100 à 20 nm (ionisantes) –Caractéristiques Très grande variabilité. Modélisation très délicate. Cependant corrélée à f10.7 –Flux total faible: = W.m -2 (f10.7~150) Modélisation en boites (39) et raies importantes.

55 Le vent solaire - 1 Hypothèse hydrostatique? … ne marche pas (donne une pression à « linfini » bien supérieure à celle mesurée) Théorie simple de lexpansion coronale

56 Le vent solaire - 2 Caractéristiques Vitesse: entre 200 et 700 km/s. Plus rapide lors démission aux hautes latitudes. Spectre dénergie E/E=0.01 –Energie moy: p+ 500eV et e- 0.25eV Composition: protons et He ++ (5% à 25%) et des électrons pour la neutralité. Densité: ~ m -3 B~5 à 10 nT Plasma non collisionnel (<5 collisions par particule entre le soleil et la terre) Effets de turbulences si vent rapide rattrape vent lent; oscillations du champ.

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58 Couronnes et vents stellaires Vents denses et froids ou couronnes chaudes associées à des vents peu denses, mais chauds et très rapides (Soleil)

59 Champ magnétique interplanétaire effet « darrosoir de jardin » –Effet MHD: la ligne de champ reste lié à son point démission. Effet du changement de référentiel. Création dun champ électrique dans le référentiel héliocentrique.

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