Le Soleil v

INTRODUCTION Le système solaire est constitué de neuf planètes, leurs satellites, dont le nombre est supérieur à cent, quelques milliers d’astéroïdes et un nombre indéterminé de comètes. Le Soleil est le maître incontesté du Système: son rayon est de 600 000 km environ, c’est-à-dire dix fois les dimensions de la planète la plus grande : Jupiter. A lui seul, le Soleil contient plus de 99% de la masse de tout le système solaire. Nous allons donc présenter et expliquer dans notre exposé, son histoire et sa formation, sa structure et son fonctionnement puis son activité.

Son histoire et sa formation

Son histoire Le soleil s’est formé il y a 5 milliard d’années à partir d’un nuage d’hydrogène et d’hélium mêlés à des particules de poussière. La contraction de cette masse gazeuse sous son propre poids a entraîné une élévation de la température et de la pression en son centre. Le soleil commença donc a s’échauffer puis se transforma en une véritable étoile, celle que nous connaissons bien. Par une réaction de fusion thermonucléaire (qui touche au noyau des atomes) l’hydrogène (H) se transforme en hélium (He). Ainsi, 700 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées en hélium chaque seconde dont 5 tonnes se transformant en pure énergie. Cette réaction produit des quantités phénoménales d’énergies sous forme de chaleur d’où la température élevée du centre du soleil (15 million de degré kelvin) . Les scientifiques estiment que l’astre devrait encore luire quelques 5 milliards d’années car la quantité d’hydrogène n’est pas illimité !

La fin du soleil Lorsqu’il sera âgé de 10 milliards d’années environ, son noyau commencera a se contracter et donc a s’échauffer d’avantage tandis que ses couches superficielles seront dilatés par une énergie thermique, qu'on appelle « flux thermique »; ces couches étant a moitié libérés de l’effet gravitationnel. A ce moment il se transformera en une géante rouge qui pendant sa phase de grossissement enveloppera successivement mercure, venus et enfin la terre. La masse du Soleil n'est pas suffisante pour qu'il explose en supernova (explosion complète d’une étoile a la fin de sa vie). Environ 250 millions d'années plus tard, lorsque le cœur 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.

Sous forme schématique :

Structure et fonctionnement

Sa structure

Au centre, le noyau, qui occupe 15% du Soleil Au centre, le noyau, qui occupe 15% du Soleil. C'est au cœur de celui-ci que se produisent les réactions de fusion thermonucléaires à une température de 15 millions de degrés: 4 atomes d'hydrogène (ou protons) fusionnent pour donner un atome d'hélium (ou particule alpha) et des rayons gamma énergétiques (comme nous l’avons déjà dit dans la partie précédente). Ainsi, chaque seconde 700 millions de tonnes d'hydrogène fusionnent, créant 5 millions de tonnes d'énergie pure. Puis se trouve la zone radiative, dont l'épaisseur est de 244 160 km. Cette partie est très dense et représente 98% de la masse du Soleil (un photon, particule d’énergie pure composant la lumière allant a 300 000 km/sec met un million d'années à la traverser); sa température varie entre 500 000 et 10 millions de degrés. A environ 494 160 kilomètres du centre c'est la zone convective, épaisse de 199 752 km. De grands courants de gaz circulent, formant des mouvements de tourbillons et emportant la chaleur vers l'extérieur. La température y est de 2 millions de degrés.

Ensuite vient la surface visible du Soleil: c'est la photosphère, sa température est d'environ 5500°C. C'est dessus que le champ magnétique interne forme les taches solaires (qui ne sont pas sombres mais simplement moins lumineuses). Son épaisseur est de 500 km. Au-dessus de la photosphère c'est la chromosphère. Son épaisseur est de 2000 kilomètres et sa température varie de 10 000°C au-dessus de la photosphère à 1 million de degrés au commencement de la couronne. Pour maintenir cette température une injection directe d'énergie est nécessaire. La chromosphère est le siège de protubérances et d'éruptions chromosphériques. Et enfin vient la couronne, composée de gaz électrifié et peu dense, fortement sujet aux champs magnétiques. Ce gaz échappe facilement à l'attraction solaire et est "expulsé" vers l'extérieur à 470 kilomètres par seconde (lorsqu'il passe près de la Terre): c'est le vent solaire.  La température de la couronne varie de 1 à 2 millions de degrés. Celle-ci peut être divisée en deux parties: la couronne interne et la couronne externe sur laquelle se forment des structures telles que des jets, arches ou  condensations.

Enfin, la couronne n'est visible à l'oeil nu qu'en cas d'éclipse solaire, comme le montre l’image si dessous Francois Gohier/Photo Researchers, Inc. Éclipse totale de Soleil Cette éclipse a été observée le 11 juillet 1991, en Bolivie et au Mexique.

Caractéristiques

Caractéristiques orbitales Caractéristiques physiques Distance du centre de la Voie lactée : 2,50×10^17 km Période galactique : 2,26×108 années Vitesse : 217 km/s Caractéristiques physiques Diamètre moyen :1 392 000 km Aplatissement aux pôles : 9×10^-6 Surface : 6,09×10^12 km² Volume : 1,41×10^18 km³ Masse : 1,9891×10^30 kg Densité moyenne : 1 408 kg/m³ ; au centre : 150 000 kg/m Gravité à la surface : 273,95 m/s^2 Vitesse de libération : 617,54 km/s Température : - au centre : 15 millions de Kelvin - à la surface : 6000 kelvin - couronne : 5 millions de kelvin Luminosité : 3,826×10^26 W

Inclinaison de l'axe : - écliptique : 7,25º - plan Galaxie : 67,23º Rotation Inclinaison de l'axe : - écliptique : 7,25º - plan Galaxie : 67,23º Vitesse, latitude 0° : 7 008,17 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 Composition de la photosphère Hydrogène : 73,46 % Hélium : 24,85 % Oxygène : 00,77 % Carbone : 00,29 % Fer : 00,16 % Néon : 00,12 % Azote : 00,09 % Silicium : 00,07 % Magnésium : 00,05 % Soufre : 00,04 %

L’activité solaire

Le champ magnétique Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Toute la matière solaire se trouvant sous dorme de gaz et de plasma en raison des températures extrêmement élevées, le Soleil tourne plus rapidement à l’équateur (vingt-cinq jours environ) qu’aux pôles (trente-cinq jours). La rotation de notre étoile, qui varie selon la latitude, 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, période pendant laquelle l'activité du Soleil varie en reproduisant les mêmes phénomènes que pendant la période de même durée précédente. 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.

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, mode de transfert de chaleur 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 4500 kelvins, nous sembleraient 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 2 000 kelvins) et la zone de pénombre périphérique (environ 2 700 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'oeil nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adaptée.

Les éruptions solaires Une éruption solaire est un événement primordial de l'activité du Soleil. Elle se produit à la surface de la photosphère et projette au travers de la chromosphère un jet de matière ionisée (constituée d’ions (atome ou un groupe d'atomes qui a gagné ou perdu un ou des électrons)) qui se perd dans la couronne à des centaines de milliers de km d'altitude. En plus des particules et des rayon cosmiques (flux de particules chargées électriquement), se déplaçant à très grande vitesse , l'éruption s'accompagne d'un intense rayonnement (UV, rayons X, etc.) qui perturbe les transmissions radioélectriques (phénomènes qui régissent la formation et la propagation des ondes électromagnétiques de faible énergie) terrestres (orage magnétique) et provoque l'apparition des aurores boréales et australes. La première éruption solaire observée le fut par l'astronome britannique Richard Carrington, le 1er septembre 1859, lorsqu'il constata l'apparition d'une tache très lumineuse à la surface du Soleil qui perdura pendant 5 minutes.

Effets terrestres de l’activité solaire Les effets terrestres de l'activité solaire sont multiples, le plus spectaculaire est le phénomène des aurores polaires. La Terre, possède une magnétosphère (champ d’attractions de la Terre) 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. Les vents solaires peuvent également perturber les moyens de communications et de navigations utilisant des satellites, en-effet les satellites à basse altitude peuvent être endommagés par l'ionisation de l'ionosphère.

CONCLUSION Le soleil est une étoile de taille moyenne (comparé à d’autres étoiles qui font dix fois sa taille) se trouvant au milieu de notre système solaire. Il procure lumière et chaleur aux planètes se trouvant en gravitation autour de lui ; c’est le cas de la Terre qui est pile à la distance idéale pour des conditions de vie optimales. En effet si elle se trouvait un peu plus éloignée du soleil, son eau gèlerait et inversement si elle se trouvait plus proche du soleil : son eau s’évaporerait. Quelle chance ! Malgré tout, le champ d’attraction du soleil permet aux huit planètes aux alentours de rester en orbites autour du de l’étoile. Mais le soleil n’est pas éternel, ainsi, comme vu précédemment, dans environ cinq milliards d’années, la soleil commencera a gonfler englobant ainsi presque tout le système solaire, mais heureusement d’ici là, nous aurons voyagé a travers l’espace regagnant d’autres planètes similaire a la Terre !