Le Soleil expliqué à tous

Le Soleil

Le SoleilLe Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, c’est une énorme boule de gaz très chauds dans un état rare de la matière appelé plasma. Sa surface a une température d’environ 5000 °C et en son centre atteint 15 millions de degrés. Il est principalement constitué d’hydrogène (70%) et d’hélium (28%). Chaque seconde il transforme plusieurs tonnes d’hydrogène en hélium et ce phénomène produit de la chaleur et de la lumière. La lumière du Soleil réchauffe la surface de la Terre et permet aux plantes de pousser. Celles-ci sont à la bases des différentes chaines alimentaires et fournissent des substances qui peuvent être brûlées pour se chauffer, pour cuisiner ou pour servir de carburants. Sans le Soleil il n’y aurait pas de vie sur Terre.

Quelle est la taille du Soleil ?

Le Soleil est énorme, bien plus grand que la Terre ou que Jupiter qui est pourtant la plus grosse planète. Son diamètre correspond environ à 109 fois celui de la Terre et il concentre à lui seul 99,86% de la masse du système solaire. S’il vous était possible d’être à sa surface votre poids serait 28 fois plus élevé que sur Terre car l’attraction gravitation y est beaucoup plus forte à cause de la gigantesque masse du Soleil. Pour atteindre la même taille que le Soleil il faudrait rassembler plus d’un million de Terres. Si, vu depuis la Terre il se semble pas vraiment gros c’est parce qu’il se situe très loin (à environ 150 millions de kilomètres). En comparaison des autres étoiles il est cependant de taille moyenne, il en existe des plus petites et de nettement plus grosses.

Sa surface

Contrairement à la Terre, le Soleil n’est pas doté d’une croute solide sur laquelle il est possible de se tenir debout. Il est entièrement constitué de gaz surchauffés et de plasmas qui deviennent de moins en moins denses au fur et à mesure que l’on s’éloigne du centre. La partie externe que l’on peut voir en regardant le Soleil est appelée photosphère ce qui signifie « boule de lumière ». On considère qu’elle correspond à sa surface car c’est la zone d’où provient la majeure partie de la lumière émise mais en réalité il y a encore beaucoup de matière au-delà de celle-ci.

Comment le Soleil produit-il de la lumière et de la chaleur ?

Le Soleil est la principale source d’énergie de la Terre. Cette énergie est produite dans les profondeurs du Soleil grâce à un processus appelé « fusion nucléaire ». Quatre atomes d’hydrogène fusionnent ensemble pour donner un atome d’hélium mais une partie de leur matière est alors transformée en énergie. Il s’agit du même phénomène qui se produit lors de l’explosion d’une bombe à hydrogène.

Le Coeur: Le centre du Soleil est très dense (environ 12 fois plus que le plomb) et un litre de gaz y possède une masse d’environ 130 kg. Il est aussi très chaud puisque les températures y atteignent 15 millions de degrés Celsius et c’est la région où se réalisent les transformations nucléaires.

La zone radiative : Il s’agit de la zone que doit traverser la lumière pour atteindre la surface du Soleil. Les gaz y sont encore très denses et ils ne cessent d’absorber et de réémettre la lumière qu’ils reçoivent. Cette dernière s’y propage beaucoup plus lentement que dans le vide et elle peut mettre plus d’un million d’année pour en sortir.

La zone de convection: les gaz de sa partie inférieure y sont chauffés par la lumière provenant de la zone radiative, ils deviennent moins denses, s’élèvent, perdent une partie de leur chaleur, regagnent de la densité puis s’enfoncent.Les gaz de cette zone sont mis en mouvement à cause de la chaleur et forment des courants tels qu’il en existe sur Terre dans l’atmosphère et les océans. Ces courants constituent ce que l’on appelle des cellule de convection.

Qu’est-ce qu’une tache solaire ?

Les zones sombres à la surface du Soleil sont appelées taches solaires. Elles sont toujours lumineuses (plus qu’un éclair par exemple) mais un peu moins que le reste de la surface. Elles correspondent à des zones un peu plus froides (environ 4000°C au lieu de 5000°C). Leur apparition est causée par des changements qui surviennent dans le champ magnétique solaire. Celui-ci bloque la convection dans certaines zones qui se refroidissent alors plus vite et s’assombrissent. Les taches se forment en général par groupes et se dispersent sous l’effet de la rotation du Soleil. Le nombre est en constante évolution suivant de phase d’augmentation ou de diminution selon un cycle de onze ans.

L’atmosphère du Soleil

Au dessus de la photosphère, les gaz deviennent peu denses et forment deux couches observables avec certains télescopes adaptés. Au delà une partie des gaz sont expulsés, formant ce que l’on appelle le « vent solaire » qui parvient jusqu’aux frontières du système solaire?

Protubérances et éruptions solaires
Avec un télescope équipé de filtres spéciaux, il est possible de voir d’immenses jets formant des arc de cercles: c’est ce que l’on appelle des protubérances. Elles ressemblent à de la lave projetée par un volcan en éruption et peuvent avoir une longueur de plusieurs centaines de milliers de kilomètres (bien plus grand que la planète Terre !). Elles semblent toutes provenir de taches solaires et parfois ces jets sont si violents qu’ils se libèrent parfois du Soleil: il s’agit d’une éruption solaire

La chromosphère
« Chromosphère » signifie « sphère de couleur ». C’est une couche de gaz située juste au-dessus de la photosphère mais qui n’est pas aussi lumineuse que cette dernière. Dans des conditions normales il n’est pas possible de la voir mais on peut l’observer juste avant une éclipse de Soleil (avec des filtres adaptés) sous forme de « flash » de lumières colorées. Etonnament, la chromosphère est plus chaude que le photosphère et sa température peut atteindre par endroit 20 000 °C.

La couronne
C’est la couche située juste au-dessus de la chromosphère. Elle est lumineuse, bien plus chaude que la photosphère et composée de gaz peu denses régulièrement libérés dans l’espace où ils forment le vent solaire. Sa limite externe est fluctuante et elle assez difficile à observer.

Le vent solaire
Dans la zone supérieure de la couronne se forment de puissants courants de gaz qui sont expulsés du Soleil et forment le vent solaire. Celui-ci souffle à une vitesse phénoménale de 60 kilomètre par seconde, ce qui correspond à 216 000 kilomètre par heure. Le vent solaire est capable d’arracher des particules de poussières aux comètes qui constituent alors une queue cométaire orientée dans la direction de ce vent.
Il peut même agir sur des objets éloignés pourvus qu’ils aient une taille importante Ainsi en 1960 le satellite Echo 1, en orbite autour de la Terre fut poussé par le vent solaire et quitta son orbite. Dans le future il est même envisagé de l’exploiter pour voyager vers les autres planètes grâce à des voiles solaires

L’héliopause
Il s’agit de la zone la plus lointaine atteinte par le vent solaire et elle constitue une limite de notre système solaire. A l’approche de l’héliopause le vent solaire faiblit progressivement et au-delà soufflent des vents de particules émises par d’autres étoiles. C’est une zone si lointaine qu’il est très difficile de l’étudier et de la situer précisément.

Le cycle de vie d’une étoile

La vie d’une étoile débute toujours au cœur d’une nébuleuse, un nuage de gaz essentiellement constitué d’hydrogène. Sous l’effet de la gravitation cette nébuleuse se contracte progressivement, son centre devient ainsi de plus en plus compact et de plus en plus chaud jusqu’à ce que les noyaux d’hydrogène puissent fusionner pour se transformer en hélium. Ce phénomène marque la naissance d’une étoile qui ressemble au Soleil et dont l’existence peut se poursuivre pendant plusieurs milliards d’années. Pendant cette période la fusion de l’hydrogène fournit l’énergie nécessaire pour la maintenir dans un état stable mais même si la vie d’une étoile est très longue, elle finit toujours par mourir.

Lorsque le cœur de l’étoile a épuisé tout son hydrogène, il n’y plus assez d’énergie pour lutter contre la gravitation, celui-ci se contracte et la fusion de l’hydrogène entourant le noyau commence. Les couches supérieures de gaz se refroidissent et gonflent, donnant ainsi naissance à une géante rouge. Ce processus concerne de nombreuses étoiles et en particulier notre Soleil. Lorsque ce dernier aura atteint le stade de géante rouge il s’étendra au delà de l’orbite de Mercure et de Venus qu’il consumera et atteindra peut-être même la Terre. Il consommera alors ses dernières réserves d’hélium qui fusionneront pendant encore plusieurs millions d’années pour donner du carbone puis deviendra une supergéante rouge qui englobera l’orbite de Jupiter. Cette supergéante rouge se refroidira lentement et il n’en restera qu’une naine blanche, petite lueur entourée des vestiges de ce qui fût notre système solaire.

Observation et étude du Soleil

Les premières sondes spatiales conçues pour collecter des informations furent envoyées dans les années cinquante, soixante et soixante-dix par la NASA : il s’agit de Pioneers 5, 6, 7,8, ainsi que Helios 1 et 2. D’autres projets ont permis d’observer le Soleil depuis une orbite terrestre comme le satellite japonnais Yohkoh (son nom signifie rayon de soleil) lancé en 1991. Grâce à Yohkoh, les scientifiques en savent maintenant un peu plus sur les éruptions solaires, ils peuvent les classer par catégorie et prévoir si elles risquent de provoquer des perturbations sur Terre. Deux autres importantes missions d’étude du Soleil ont été baptisées SHO ( Solar and Heliospheric Observatory) et SDO ( Solar Dynamics Observatory), elles ont pris des photos du Soleil et ont permis de découvrir de nombreuses comètes passant tout près de celui-ci. Toutes les missions précédentes ont été réalisées depuis le plan équatorial du Soleil mais ses pôles ont observés pour la première fois grâce à la sonde spatiale Ulysse.

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