Space Environment - The Sun PHE354B PHF 354 Systèmes Spatiaux Module 4 L’environnement Spatial Partie 1 Le Soleil

Le soleil exerce le plus grand effet sur l'environnement spatial terrestre et interplanétaire Distance de la terre (unité astronomique, UA) = 1.496 x 1011 m Masse = 1.99 x 1030 kg Rayon = 6.96 x 108 m Luminosité = 3.83 x 1026 W Température (surface) = 5780 K Composition ~75% H ~24% He Période de rotation (équateur) ~25 d (pole) ~35 d

Le vent solaire domine la région à l’intérieur de 75-90 UA L’influence du soleil 40 UA Le vent solaire domine la région à l’intérieur de 75-90 UA

Le soleil Tailles relatives des planètes et le soleil

La grande échelle Le disque de notre Galaxie est environ 160,000 années-lumière de diamètre et environ 2000 années-lumière d’épaisseur, avec une concentration élevée de la poussière interstellaire et du gaz dans le disque Il y a environ 200 milliards d'étoiles dans la Galaxie The soleil orbite autour du centre de la galaxie à une vitesse d'environ 220 km/s Il prend le soleil environ 220 millions années pour accomplir une orbite Vue de côté d'une galaxie spirale

La grande échelle Structure de l’univers à grande échelle Cette image IR montre la lumière de 1.6 million galaxies Les superamas semblent se trouver le long des filaments

L’énergie solaire La masse du soleil est environ mille fois celle du reste du système solaire La puissance radiante du soleil, sa luminosité, est 3.9 x 1026 Watts (=1011 megatonnes de TNT s-1) La constante solaire, ou flux solaire à la terre est approximativement 1358 Wm-2 L’age du soleil est de 4.56 milliards d’années Cette longueur de rendement soutenu d'énergie ne peut pas être expliquée par: Contraction Kelvin-Helmholtz Réactions chimiques Einstein a découvert la clef à ce mystère en 1905 La théorie de relativité restreinte

L’énergie solaire Hydrogen fusion 4 Hydrogène  1 He + énergie Masse de 4 atomes d’hydrogène = 6.693 x 10-27 kg Masse de 1 atome d’hélium = 6.645 x 10-27 kg Difference = 0.048 x 10-27 kg La quantité d'énergie libéré par la formation d'un atome d'hélium Quand 1 kilogramme d'hydrogène est converti en hélium, 6.3 x 1014 Joules sont produit C'est équivalent à brûler 20,000 tonnes de charbon

L’énergie solaire Le soleil convertit 600 millions tonnes d'hydrogène en l'hélium chaque seconde Le noyau solaire contient assez d'hydrogène pour continuer ses réactions pendant 6 milliards d'années de plus

L’énergie solaire La fusion thermonucléaire se produit seulement à des températures très élevées La fusion d'hydrogène se produit aux températures au-dessus de 107 K Dans le soleil, la fusion se produit seulement dans le noyau Les sous-produits du processus de fusion incluent des neutrinos, des positrons et des photons de rayons gamma

L’énergie solaire L'observatoire de Neutrino de Sudbury, situé 1790 m au-dessous de la surface, a contenu 1000 tonnes de lumière de l'eau lourde (D2O). Un photon est produit quand un neutrino se heurte une molécule D2O. Des neutrinos émis dans des réactions thermonucléaires dans le noyau du soleil ont été détectés, mais dans de plus petits nombres que prévu 1x1014 devrait passer par chaque mètre carré de la terre chaque seconde Les expériences récentes expliquent pourquoi Les “oscillations” des neutrinos change leurs caractéristiques SNO a été discontinué. SNO+ pourra étudier des neutrinos d'énergie beaucoup inférieure que SNO.

La pression interne équilibre le poids du matériel au-dessus de elle L’énergie solaire Le soleil est en équilibre hydrostatique Il ni n'augmente ni se contracte La pression interne équilibre le poids du matériel au-dessus de elle Le soleil est aussi en équilibre thermique Le noyau ni chauffe ni froidit La chaleur produite dans le noyau est rayonnée à l'extérieur et par la suite dans l'espace

L’énergie solaire La fusion d'hydrogène a lieu dans un noyau s'étendant du centre du soleil à environ 0.25 rayons solaire Le noyau est entouré par une zone radiative se prolongeant à environ 0.71 rayons solaire Dans cette zone, l'énergie voyage à l'extérieur par la diffusion radiative La zone radiative est entourée par une zone convectrice opaque du gaz à des températures relativement basse Dans cette zone, énergie voyage à l'extérieur principalement par la convection

L’atmosphère solaire L’atmosphère solaire est composée de trois couches principaux: La couronne La chromosphère La photosphère Tout au-dessous de l'atmosphère solaire s'appelle l'intérieur solaire La surface évidente du Sun, la photosphère, est la plus basse couche dans l'atmosphère solaire

L’atmosphère solaire Photosphère ~ épaisseur de 400 km Opaque Chromosphère ~ épaisseur de 2000 km Un spicule est une fontaine de gaz Couronne prolonge des millions de km

L’atmosphère solaire La Couronne La couche extérieure de l'atmosphère solaire, la Couronne, est faite du gaz à haute température et extrêmement faible densité

La couronne du soleil pendant L’atmosphère solaire La Couronne La couronne est évidente pendant une éclipse solaire La couronne éjecte la masse dans l'espace pour former le vent solaire Le vent solaire est un jet des particules chargées, ou plasma, éjecté de l'atmosphère du soleil Il consiste des électrons et des protons avec des énergies d'environ 1 keV 400 km/s, 7 protons cm-3 La couronne du soleil pendant une éclipse solaire

L’atmosphère solaire La Chromosphère Le chromosphere est une couche de gaz moins dense mais plus chaude au-dessus de la photosphère Les gicleurs de gaz appelés des spicules se prolongent vers le haut de la photosphère dans le chromosphere Les spicules durent environ 15 minutes 300,000 spicules existent en mème temps 1% de la surface solaire

L’atmosphère solaire La Photosphère Le spectre de la photosphère est semblable à celui d'un corps noir à une température du ~ 5800 K (jaune/orange) En regardant vers le bord du disque solaire, nous ne regardons pas si profondément dans la photosphère, ainsi la température est moins Donc le bord est moins brillant

Température et spectre Le soleil émet du rayonnement É-M Flux maximal dans la région visible Produit également des rayons X et gamma Toutes les substances aux températures plus grand que zéro absolu émettent le rayonnement thermique dû au mouvement vibratoire et électronique Un corps noir est un qui absorbe tout l’énergie radiante incident sur lui, indépendamment de la longueur d'onde

Température et spectre L'équation du rayonnement de Planck donne le rapport entre l'émission et la longueur d'onde pour un corps noir B est le rayonnement du corps noir en Js-1m-2  est le longueur d’onde en m T est la température en K h est la constante de Planck (6.626 x 10-34 Js) h est la constante de proportionnalité entre l’énergie d'un photon et la fréquence de son onde électromagnétique associée (E=hν) c est la vitesse de la lumière k est la constante de Boltzmann (1.381 x 10-23 JK-1) k donne le rapporte de l'énergie au niveau des particules et la température macroscopique observée Max Planck 1858-1947

Température et longuere d’onde L'énergie total électromagnétique émise par un corps noir est donné par la loi de Stefan-Boltzmann:  est la constante Stefan-Boltzmann = 5.670 x 10-8 Js-1m-2K-4 Le rayonnement est proportionnel à la température à la quatrième puissance Loi de Wien: La longueur d'onde de l'émission spectrale maximale peut être obtenue en plaçant la dérivée de l'équation de Planck à zéro : T est en K and λmax est en micromètres (µm = 10-6 m)

La surface solaire Granules Des photographes à haute résolution de la surface du soleil indique un patron connu sous le nom de granules Des cellules de convection environ 1000 kilomètres de large dans la photosphère La convection transport le chaleur du noyau vers l’extérieur La température à la “surface” du soleil est 5800 K Lumière jaune/orange

Des supergranules sont de plus grandes cellules de convection superposées aux granules 35,000 km en diamètre Les spicules se produisent aux frontières des supergranules En utilisant l’effet Doppler, le gaz montant et déscendant peut être observé La surface solaire

La surface du soleil Les taches solaires Les taches solaires sont des régions à basse température dans la photosphère Penombre: 5800 K Ombre: 4300 K Typiquement ~ 20,000 km Les taches solaires apparaissent souvent en groupes, durant habituellement ~ 1 mois

La surface du soleil Les taches solaires Les taches solaires sont des régions de champ magnétique intense où la convection est arrêté Le champ magnétique dans des taches solaires est environ 1,000 fois plus intense que le champ global solaire Les taches solaires forment souvent en des pairs ayant des polarités opposées

La surface du soleil La rotation du soleil peut être déterminée en observant le mouvement des taches solaires Galilée a constaté que le soleil tourne une fois en 4 semaines Les régions équatoriales tournent plus rapidement que les régions polaires Rotation différentielle

Rotation de l’intérieur solaire La surface du soleil Rotation de l’intérieur solaire La rotation du soleil varie selon la profondeur et la latitude la surface et la zone convectrice ont la rotation différentielle la zone radiative semble tourner comme une sphère rigide

La surface du soleil Le cycle des taches solaires Le nombre de taches solaires varie avec une période d'environ 11 ans Ceci est connu comme le cycle de taches solaires Maximum du cycle Minimum du Le nombre moyen de taches solaires varie selon un cycle régulier d'approximativement 11 ans, avec des polarités magnétiques renversées d'un cycle jusqu'au prochain Deux tels cycles composent le cycle solaire de 22 ans

La surface du soleil Le cycle des taches solaires Ce cycle de taches solaires a été observé depuis les 1750s Les taches solaires forment de plus en plus près de l'équateur du soleil pendant un cycle

La surface solaire Le cycle des taches solaires Modèle de dynamo magnétique du cycle solaire Les lignes de champ magnétique se déplacent avec les couches externes du soleil En raison de la rotation différentielle ces lignes des étirées autour du soleil Le convection crée des distortions des lignes du champ Les taches solaires forment dans ces régions

Structures du soleil Des plages sont des régions chaudes et lumineuses dans le chromosphere qui tendent à apparaître juste avant des taches Des filaments sont du gaz relativement froid et dense du chromosphère qui forment sur des lignes de champ magnétique Vu du côté, ils s'appellent des proéminences Le champ magnétique du soleil produit aussi des autres structures et formes d’activité

Structures du soleil Une proéminence forme pendant environ un jour, et les proéminences stables peuvent persister dans la chromosphère pendant plusieurs mois Quelques proéminences éclatent et provoquent des éjections de masse courronales (CMEs)

Space Environment - The Sun Structures du soleil PHE354B La magnétosphère protège la terre contre une grande partie du matériel éjecté par des éjections de masse couronnales Des éjections de masse courronales causent des milliards de tonnes de gaz courronal d'être éjecté dans l'espace Se produisent tous les quelques mois Si dirigé à la terre, ils peuvent interférer avec des satellites et perturber la technologie électronique sur la surface terrestre

Structures du soleil Une éruption chromosphérique (ou flare) est une brève éruption des gaz chauds et ionisés d'une tache solaire L'énergie de l'éruption est extraite à partir du champ magnétique Magnetic field loops

Structures du soleil Les trous coronaux sont des régions de la couronne ou les lignes du champ magnétique sont ouvert à l’espace Les particules qui composent le vent solaire peuvent s'échapper par ces régions

Structures du soleil Ceintures Van Allen La plupart des particules du vent solaire sont guidées autour de la terre par la magnétosphère Certaines des particules chargées coulent par la magnétopause et deviennent emprisonnées dans le champ magnétique de la terre Ceintures Van Allen Dangereux pour des satellites et astronautes ~ 7000 à 20000 km

Structures du soleil Ceintures Van Allen Un plus grand écoulement des particules chargées du soleil peut remplir les ceintures de Van Allen et continuer vers la terre, produisant l'aurore Les particules à grande vitesse cascadent dans l'atmosphère et excitent les atomes aux états énergétiques Les atomes émettent la lumière visible quand ils reviennent à leurs états originaux Antarctica Alaska

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