SOLEIL: ORIGINE, CARACTÉRISTIQUES, STRUCTURE, COMPOSITION, ACTIVITÉ - ARTE - 2024

Le Soleil est l'étoile qui constitue le centre du système solaire et la plus proche de la Terre, à laquelle il fournit de l'énergie sous forme de lumière et de chaleur, donnant lieu aux saisons, au climat et aux courants océaniques de la planète. Bref, offrir les conditions primaires nécessaires à la vie.

Le Soleil est l'objet céleste le plus important pour les êtres vivants. On pense qu'il a son origine il y a environ 5 milliards d'années, à partir d'un immense nuage de matière stellaire: gaz et poussière. Ces matériaux ont commencé à coller ensemble grâce à la force de gravité.

Le Soleil fournit de l'énergie et de la chaleur à la planète, afin que la vie puisse s'y développer. Source: Pexels

Très probablement, les restes de certaines supernovae y ont été dénombrés, étoiles détruites par un cataclysme colossal, qui a donné naissance à une structure appelée proto-étoile.

La force de gravité a fait s'accumuler de plus en plus de matière et, avec elle, la température de la proto-étoile a également augmenté jusqu'à un point critique, environ 1 million de degrés Celsius. C'est précisément là que s'est enflammé le réacteur nucléaire qui a donné naissance à une nouvelle étoile stable: le Soleil.

En termes très généraux, le Soleil peut être considéré comme une étoile assez typique, bien qu'avec sa masse, son rayon et certaines autres propriétés en dehors de ce qui pourrait être considéré comme la «moyenne» parmi les étoiles. Plus tard, nous verrons dans quelle catégorie le Soleil est parmi les étoiles que nous connaissons.

L'humanité a toujours été fascinée par le Soleil et a créé de nombreuses façons de l'étudier. Fondamentalement, l'observation se fait à l'aide de télescopes, qui étaient sur Terre depuis longtemps et qui sont maintenant également sur des satellites.

De nombreuses propriétés du Soleil sont connues grâce à la lumière, par exemple la spectroscopie nous permet de connaître sa composition, grâce au fait que chaque élément laisse une trace distinctive. Les météorites sont une autre excellente source d'informations, car elles conservent la composition originale du nuage protostellaire.

Caractéristiques générales

Voici quelques-unes des principales caractéristiques du Soleil observées depuis la Terre:

-Sa forme est pratiquement sphérique, il s'aplatit à peine légèrement aux pôles en raison de sa rotation, et de la Terre, il est considéré comme un disque, d'où il est parfois appelé le disque solaire.

-Les éléments les plus abondants sont l'hydrogène et l'hélium.

-Mesuré à partir de la Terre, la taille angulaire du Soleil est d'environ ½ degré.

-Le rayon du Soleil est d'environ 700 000 km et est estimé à partir de sa taille angulaire. Le diamètre est donc d'environ 1 400 000 km, environ 109 fois celui de la Terre.

-La distance moyenne entre le Soleil et la Terre est l'unité astronomique de distance.

- Quant à sa masse, elle est obtenue à partir de l'accélération que la Terre acquiert lorsqu'elle se déplace autour du Soleil et du rayon solaire: environ 330000 fois plus grande que la Terre soit 2 x 10 ³⁰ kg environ.

-Expérience de cycles ou périodes de grande activité, liés au magnétisme solaire. Ensuite, apparaissent des taches solaires, des éruptions ou des éruptions de masse coronale.

-La densité du Soleil est bien inférieure à celle de la Terre, car il s'agit d'une entité gazeuse.

-En termes de luminosité, qui est définie comme la quantité d'énergie rayonnée par unité de temps -puissance-, elle équivaut à 4 x 10 ³³ ergs / s soit plus de 10 ²³ kilowatts. A titre de comparaison, une ampoule à incandescence émet moins de 0,1 kilowatt.

-La température effective du soleil est de 6000 ºC. C'est une température moyenne, nous verrons plus tard que le noyau et la couronne sont des régions beaucoup plus chaudes que cela.

Classification du soleil

Le Soleil est considéré comme une étoile naine jaune. Dans cette catégorie, on trouve des étoiles dont la masse est comprise entre 0,8 et 1,2 fois la masse du Soleil.

Selon leur luminosité, leur masse et leur température, les étoiles ont certaines caractéristiques spectrales. Un diagramme peut être fait en plaçant l'étoile sur un graphique de température en fonction de la luminosité, connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell.

Classification des étoiles dans le diagramme Hertzsprung-Russell. Le Soleil est dans la séquence principale. Source: Wikimedia Commons.

Dans ce diagramme, il y a une région où se trouvent la plupart des étoiles connues: la séquence principale.

Là, les étoiles passent presque toute leur vie et selon les caractéristiques mentionnées, on leur attribue un type spectral indiqué par une lettre majuscule. Notre Soleil est dans la catégorie des étoiles de type G2.

Une autre manière assez générale de classer les étoiles est en trois grands groupes de populations stellaires: I, II et III, une distinction faite en fonction de la quantité d'éléments lourds dans leur composition.

Par exemple, les étoiles de la population III sont parmi les plus anciennes, formées au début de l'Univers, peu après le Big Bang. L'hélium et l'hydrogène y prédominent.

En revanche, les populations I et II sont plus jeunes et contiennent des éléments plus lourds, on pense donc qu'elles ont été formées avec de la matière laissée par les explosions de supernova d'autres étoiles.

Parmi ceux-ci, la population II est plus ancienne et est composée d'étoiles plus froides et moins lumineuses. Notre Soleil a été classé dans la population I, une étoile relativement jeune.

Structure

Structure en couches du soleil. Source: Wikimedia Commons.

Pour faciliter son étude, la structure du Soleil est divisée en 6 couches, réparties dans des régions bien différenciées, en partant de l'intérieur:

-Le noyau solaire

-Zone radiative

-Zone convective

-Photosphère

-Chromosphère

Coeur

Sa taille est d'environ 1/5 du rayon solaire. Là, le Soleil produit l'énergie qu'il rayonne, grâce aux températures élevées (15 millions de degrés Celsius) et aux pressions dominantes qui en font un réacteur à fusion.

La force de gravité agit comme un stabilisateur dans ce réacteur, où se produisent des réactions dans lesquelles divers éléments chimiques sont produits. Dans le plus élémentaire, les noyaux d'hydrogène (protons) deviennent des noyaux d'hélium (particules alpha), qui sont stables dans les conditions qui prévalent à l'intérieur du noyau.

Ensuite, des éléments plus lourds sont produits, tels que le carbone et l'oxygène. Toutes ces réactions libèrent de l'énergie qui traverse l'intérieur du Soleil pour se propager dans tout le système solaire, y compris la Terre. On estime que chaque seconde, le Soleil transforme 5 millions de tonnes de masse en énergie pure.

Zone radiative

L'énergie du noyau se déplace vers l'extérieur à travers un mécanisme de rayonnement, tout comme un feu dans un feu de joie chauffe l'environnement.

Dans ce domaine, la matière est à l'état de plasma, à une température moins élevée que dans le noyau, mais elle atteint environ 5 millions de kelvin. L'énergie sous forme de photons - les paquets ou «quanta» de lumière - est transmise et réabsorbée plusieurs fois par les particules qui composent le plasma.

Le processus est lent, bien qu'en moyenne, il faut environ un mois aux photons du noyau pour atteindre la surface, parfois cela peut prendre jusqu'à un million d'années pour continuer à voyager vers les zones extérieures afin que nous puissions le voir sous forme de lumière.

Zone de convection

L'arrivée des photons de la zone radiative étant retardée, la température dans cette couche chute rapidement à 2 millions de kelvins. Le transport de l'énergie se fait par convection, car la matière ici n'est pas si ionisée.

Le transport d'énergie par convection est produit par le mouvement de tourbillons de gaz à différentes températures. Ainsi, les atomes chauffés s'élèvent vers les couches les plus externes du Soleil, transportant cette énergie avec eux, mais de manière non homogène.

Photosphère

Cette "sphère de lumière" est la surface apparente de notre étoile, celle que nous voyons d'elle (vous devez toujours utiliser des filtres spéciaux pour voir directement le Soleil). C'est apparent parce que le Soleil n'est pas solide, mais est fait de plasma (un gaz très chaud, hautement ionisé), il lui manque donc une surface réelle.

La photosphère peut être visualisée à travers un télescope équipé d'un filtre. Il ressemble à des granules brillants sur un fond légèrement plus sombre, la luminosité diminuant légèrement vers les bords. Les granules sont dus aux courants de convection que nous avons mentionnés précédemment.

La photosphère est transparente dans une certaine mesure, mais le matériau devient alors si dense qu'il n'est pas possible de voir à travers.

Chromosphère

C'est la couche la plus externe de la photosphère, équivalente à l'atmosphère et avec une luminosité rougeâtre, avec une épaisseur variable entre 8 000 et 13 000 et une température entre 5 000 et 15 000 ºC. Il devient visible lors d'une éclipse solaire et produit de gigantesques tempêtes de gaz incandescentes dont la hauteur atteint des milliers de kilomètres.

couronne

C'est une couche de forme irrégulière qui s'étend sur plusieurs rayons solaires et est visible à l'œil nu. La densité de cette couche est inférieure à celle du reste, mais elle peut atteindre des températures allant jusqu'à 2 millions de kelvin.

On ne sait pas encore pourquoi la température de cette couche est si élevée, mais d'une certaine manière, elle est liée aux champs magnétiques intenses que le Soleil produit.

À l'extérieur de la couronne, il y a une grande quantité de poussière concentrée dans le plan équatorial du soleil, qui diffuse la lumière de la photosphère, générant la soi-disant lumière zodiacale, une bande de lumière tamisée qui peut être vue à l'œil nu après le coucher du soleil. soleil, près du point à l'horizon d'où émerge l'écliptique.

Il existe aussi des boucles qui vont de la photosphère à la couronne, formées de gaz bien plus froids que les autres: ce sont les proéminences solaires, visibles lors des éclipses.

Héliosphère

Une couche diffuse qui s'étend au-delà de Pluton, dans laquelle le vent solaire est produit et le champ magnétique du Soleil se manifeste.

Composition

Presque tous les éléments que nous connaissons du tableau périodique se trouvent dans le Soleil. L'hélium et l'hydrogène sont les éléments les plus abondants.

De l'analyse du spectre solaire, on sait que la chromosphère est composée d'hydrogène, d'hélium et de calcium, tandis que le fer, le nickel, le calcium et l'argon ont été trouvés à l'état ionisé dans la couronne.

Bien sûr, le Soleil a changé sa composition au fil du temps et continuera de le faire car il utilise son approvisionnement en hydrogène et en hélium.

Activité solaire

De notre point de vue, le soleil semble assez calme. Mais en réalité, c'est un lieu plein d'activité, dans lequel les phénomènes se produisent à une échelle inimaginable. Toutes les perturbations qui se produisent en permanence sur le Soleil sont appelées activité solaire.

Le magnétisme joue un rôle très important dans cette activité. Parmi les principaux phénomènes qui se produisent sur le Soleil, on trouve:

Proéminences solaires

Des proéminences, des bosses ou des filaments se forment dans la couronne et consistent en des structures gazeuses à haute température, atteignant une grande hauteur.

Ils sont vus au bord du disque solaire sous la forme de structures allongées qui s'emboîtent, étant continuellement modifiées par le champ magnétique du Soleil.

Éjections de masse coronale

Comme son nom l'indique, une grande quantité de matière est éjectée à grande vitesse par le Soleil, à une vitesse d'environ 1000 km / s. C'est parce que les lignes de champ magnétique s'entrelacent les unes avec les autres et autour d'une proéminence solaire, provoquant l'échappement du matériau.

Ils durent généralement des heures, jusqu'à ce que les lignes de champ magnétique se séparent. Les éjections de masse coronale créent un grand flux de particules qui atteint la Terre en quelques jours.

Ce flux de particules interagit avec le champ magnétique terrestre et se manifeste, entre autres, sous forme d'aurores boréales et australes.

Taches solaires

Ce sont des régions de la photosphère où le champ magnétique est très intense. Ils ressemblent à des taches sombres sur le disque solaire et sont à une température plus basse que les autres. Ils apparaissent généralement dans des groupes très variables, dont la périodicité est de 11 ans: le fameux cycle solaire.

Les groupes de spots sont très dynamiques, suivant le mouvement de rotation du Soleil, avec un spot plus grand qui va devant et un autre qui ferme le groupe. Les scientifiques ont tenté de prédire le nombre de spots dans chaque cycle, avec un succès relatif.

Flammes

Ils se produisent lorsque le Soleil expulse de la matière de la chromosphère et de la couronne. Ils sont considérés comme un éclair de lumière qui rend certaines régions du soleil plus lumineuses.

Mort

Comme toute étoile, le Soleil disparaîtra un jour, mais ce ne sera pas le cas dans un proche avenir. Source: Pxhere.

Tant que son combustible nucléaire durera, le Soleil continuera d'exister. Notre étoile remplit à peine les conditions pour mourir dans une grande catastrophe de type supernova, car pour cela une étoile a besoin d'une masse beaucoup plus grande.

Il y a donc de fortes chances que lorsque les réserves s'épuisent, le Soleil gonfle et se transforme en une géante rouge, évaporant les océans de la Terre.

Les couches du Soleil se répandront autour de lui, engloutissant la planète et formant une nébuleuse composée de gaz très lumineux, un spectacle que l'humanité pourrait apprécier, si d'ici là, elle s'est installée sur une planète lointaine.

Le reste de l'ancien Soleil qui restera à l'intérieur de la nébuleuse sera une très petite naine blanche, de la taille de la Terre, mais beaucoup plus dense. Il refroidira très, très lentement, à ce stade, il peut passer environ 1 milliard d'années de plus, jusqu'à ce qu'il devienne une naine noire.

Mais pour le moment, il n'y a aucune raison de s'inquiéter. On estime que le Soleil à cette époque a vécu moins de la moitié de sa vie et qu'il faudra entre 5 000 et 7 000 millions d'années avant le début de l'étape de la géante rouge.

Références

1. Tout sur l'espace. 2016.Tour de l'Univers. Imaginez la publication.
2. Comment ça fonctionne. 2016. Livre de l'espace. Imaginez la publication.
3. Oster, L. 1984. Astronomie moderne. Éditorial Reverté.
4. Wikipédia. Diagramme de Hertzsprung-Russell. Récupéré de: es.wikipedia.org.
5. Wikipédia. Population stellaire. Récupéré de: es.wikipedia.org.