Le Soleil (exposé)

« Le principe de base de ce type de réaction nudéaire est relativement simple.

C'est une réaction de fusion dans laquelle deux atomes de même type s'associent (fusionnent) pour former un atome d'un autre type .

La plus simple d'entre elles est la fusion de deux atomes d'hydrogène en un atome d'hélium, réaction accompagnée d'un prodigieux dégagement d'énergie.

Ce nouvel arrangement ne se peut se produire que dans des conditions extrêmes de température et de pression, des conditions qui ne sont réunies qu'au cœur des étoiles, ou pendant une fraction de seconde lors de l'explosion d'une bombe atomique (la réalisation d'une centrale électrique fondée sur ce principe est encore impossible avec les technologies actuelles).

L'hélium peut aussi, à son tour, entrer dans des réactions de fusion pour être transformé en carbone : 3 atomes d'hélium donnent un atome de carbone .

Le carbone pourra aussi se transformer, si les conditions le permettent en atome de fer.

ln TÛIOINS DE I.' ACJMTt SOLAIH Il existe de multiples paramètres pour estimer l'intensité de l'activité solaire : nombre de taches, éruptions, protubérances, intensité du rayonnement radio ou X de la couronne, etc.

Parmi tous ces indices, le plus simple à mesurer, et pour lequel on a les plus longues séries de mesures, est le nombre de taches solaires .

La surface du Soleil présente des taches sombres qui apparaissent.

évoluent puis disparaissent en différents points de la photosphère.

Les taches solaires possèdent une partie centrale, plus sombre, appelée • ombre •, dont la température est inférieure à 4 000 °C.

La région périphérique, de structure fibreuse, est appelée • pénombre • et sa température est de 5 000 •c environ.

Leur aspect sombre est dû à leur température, inférieure à celle de la photosphère qui les entoure.

Leur apparence doit également beaucoup à des variations locales du champ magnétique solaire.

L'observation régulière de ces taches a montré que leur nombre suivait un cyde d'environ 11 ans.

Il est généralement décrit par le nombre de WoH, du nom de l'astronome qui a proposé cette fonnule empirique en 1848.

Son calcul est très simple : si on compte 6 groupes de taches, regroupant 41 taches au total, le nombre de Wolf est égal à : 6 x 10 + 41 = 101.

Le nombre de WoH a été calculé avec une bonne exactitude d'après des données remontant à 1755, si bien que nous pouvons déterminer l'intensité de l'activité solaire depuis cette époque .

Les taches n'apparaissent pas n'importe où à la surtace du Soleil.

Par exemple, on n'observe jamais de taches dans les régions polaires et très rarement à des latitudes supérieures à 50°, au Nord comme au Sud.

De même, la position des taches évolue en fonction de la période du cyde solaire.

Les premières apparaissent à des latitudes relativement élevées, puis se rapprochent progressivement de l'équateur.

Au maximum d'intensité du cyde, elles sont particulièrement abondantes dans la zone dite • royale •, autour de 15° de latitude.

Les protubérances Les protubérances sont.

avec les taches, les plus connues des manifestations de l'activité du Soleil.

Elles sont particulièrement bien visibles lors des éclipses totales et se présentent comme des extensions de la chromosphère .

Les protubérances présentent une grande variété de formes et de durées de vie, si bien que l'on en distingue plusieurs types.

mois.

Les protubérances actives ont une vitesse de développement très rapide, sur quelques heures.

tions brutales du champ magnétique.

Bles se développent de manière spectaculaire en quelques minutes.

Elles peuvent être, ou non, associées à des éjections de matière, propulsée au-delà de la couronne .

LA FIN DE LA VIE DU SOLEIL La mort du Soleil est programmée.

En conséquence, la disparition de la Terre, et par la même occasion du système solaire, est inéluctable ...

Pas de panique, la fin du monde n'est pas pour demain : la vieillesse turbulente du Soleil (au stade de géante rouge) doit débuter dans plus de quatre milliards d'années! En effet tel que nous le connaissons, le Soleil est à peu près à la moitié de sa vie.

Il commencera sa phase de déclin dans 4,5 milliards d'années.

La raison en est simple : un jour, il aura épuisé toutes ses ressources en hydrogène, son combustible nucléaire.

lE STADE DE fiiANrf /tOl/fiE La transition entre le Soleil tel que nous le connaissons et le stade de géante rouge sera assez rapide à l'échelle de temps de l'Univers : elle se fera en quelques centaines de millions d'années.

Avec le temps, l'hydrogène va devenir plus rare au centre du noyau et l'étoile va subir des modifications.

Le cœur va se contracter et se réchauffer pendant que le reste de l'hydrogéne continuera sa transformation autour du cœur .

Ce processus s'accélérera et la température augmentera encore, entrainant une importante dilatation des couches externes de l'étoile.

Le Soleil deviendra alors de plus en plus gros : son volume sera tel qu'il ira jusqu'à engloutir la Terre .

Dans son expansion, le Soleil deviendra plus lumineux, mais ses couches superficielles auront tendance à devenir plus froides et sa couleur virera au rouge.

Notre astre se sera alors transformé en une géante rouge.

La contrac­tion du cœur du Soleil va se pour­suivre et la température interne passera de quelques dizaines de millions de degrés à plus de cent millions de degrés.

À 140 millions de degrés environ, la température sera suffisante pour déclencher de nouvelles réactions de fusion nucléaire et permettre la transformation de l'hélium en carbone.

Cette évolution sera accompagnée par l'expulsion des gaz des couches superficielles (10 à 20% de la masse totale).

Ces gaz formeront alors une sorte de nébuleuse .

Dans le cas du Soleil, la pression et la température ne seront jamais suffisantes pour aller au-delà de la fusion de l'hélium en carbone.

En conséquence, lorsque tout hélium aura été utilisé, les réactions nucléaires s'éteindront progressivement L'énergie et la chaleur dégagées ne seront alors plus suffisantes pour maintenir la taille de l'étoile.

Le Soleil s'effondrera sur lui-même sous l'effet de sa propre masse, jusqu'à atteindre un rayon 100 fois plus petit que son rayon initial.

Le Soleil deviendra alors une naine blanche dont la taille ne dépassera pas celle de la Terre (5 000 km de rayon) .

Cette naine blanche sera également très dense (une tonne par cm').

Elle va se refroidir progressivement et changer de couleur : elle passera du blanc au jaune, puis au rouge pour devenir un corps sombre et froid, au bout de plusieurs dizaines de milliards d'années.

LE SOLEIL EN CHIFFRES La distance moyenne entre la Terre et le Soleil est d'environ 150 millions de kilomètres (149 597 870 km).

À la vitesse d'un avion à réaction, il faudrait plus de 20 ans pour parvenir jusqu'au Soleil.

Ses rayons mettent 8,3 minutes pour parvenir jusqu'à nous.

Proxima du Centaure, l'étoile extérieure au système solaire la plus proche de nous, est 268 ooo fois plus éloignée que le Soleil, soit à 4 années-lumière de la Terre.

Le Soleil convertit, à chaque seconde, 5 x 1011 tonnes d'hydrogène en hélium, ce qui libère 25 000 mégawatts par seconde et par gramme de combustible (l'équivalent de 100 milliards de bombes à hydrogène de 1 mégatonne).

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Proxima 1 • Terre Soleil du la Voie Onm Le Soleil tourne sur lui-même dans le sens inverse aux aiguilles d'une montre.

La période de rotation à la surface (à l'équateur) est de 25 jours, mais elle est de 36 jours aux pôles et de 27 jours en profondeur.

Il tourne autour du centre de la galaxie en 250 millions d'années, à une vitesse de 300 km/s.

Depuis sa formation, il a effectué 20 • tours de galaxie •.

DIMENSIONS Le diamètre du Soleil est de 1 392 530 km, soit 108 fois celui de la Terre.

Le diamètre apparent du Soleil est de 0,5 degré ou 30 minutes d'arc.

Le hasard a voulu que ce diamètre apparent soit égal à celui de la Lune.

La surface du Soleil est de 6,087 X 10• m'.

MAssE n VOLUME Le Soleil a une masse de 1,989 x 10 kg.

Il est m 400 fois plus lourd que la Terre et renferme 99,86 % de la masse totale du système solaire.

Son volume est de 1,412 x 10" m' et il pourrait contenir 1 300 000 fois la Terre.

Sa densité moyenne est de 1 410 kg/m' (contre 5 500 pour la Terre) mais la densité au centre est de 151 300 kg/m' .

La force de gravité exercée par le Soleil est de 274 mfs, soit 28 fois celle qu'exerce la Terre (9,81 mfs).

ÎEMPUATUH n PIESSION La température au centre du Soleil est de 15,4 millions de degrés, contre 7 ooo degrés à la surface.

Au centre, la pression est de 2,334 x 10 • pascals, soit 220 millions de fois la pression atmosphérique régnant sur Terre .

~ CltllllQlll Hydrogène 92,1 % Hélium 7,8% Oxygène 0,061 % Carbone 0,030 % Azote 0,0084 % Néon 0,0076 % Fer 0,0037 % Silicium 0,0031 % Magnésium 0,0024 % Soufre 0,0015 % Autres 0,0015 % IAYONNEMENT n ACllVllt La magnitude absolue du Soleil est de 4,83 (visible à l'œil nu à 20 parsecs) et sa magnitude relative de-26,7.

Sa luminosité est de 3,827 x 10" joules/seconde.

Il rayonne une énergie de 3,83 x 10" kW/s, équivalente à 100 milliards de tonnes de TNT.

Sur Terre, à 150 millions de kilomètres du Soleil, il n'arrive que 5 milliardièmes de cette puissance.

Le rayonnement est d'environ 1,365 kW/m '.

Toutefois, il reste encore suffisamment de carburant pour cinq milliards d'années.

Le cyde d'activité des tâches solaires est de 11 ans et leur cyde de migration est de 18 à 22 ans.

LE SOLEIL ET LA TERRE Le Soleil influence la Terre par sa force gravitationnelle, par son rayonnement par son champ magnétique et par ses flux de particules.

Force gravitationnelle : du fait de sa masse , le Soleil influence le mouvement de la Terre dans l'espace.

Il intervient également dans le phénomène des marées , même si la Lune y joue un rote de tout premier plan.

Rayonnement : par son rayonnement électromagnétique, il maintient notre planète à une bonne température, compatible avec la vie, et fournit de la lumière .

Cette énergie lllll1Îneuse en provenance du Soleil est une ressource incontournable pour pratiquement toutes les espèces vivantes des écosystèmes.

De même, le rayonnement solaire est à l'origine des vastes mouvements de la biosphère (atmosphère et océMs).

Champ magnétique : il s'étend fort loin dans le système solaire et interagit fortement avec celui de la Terre.

Le 10 mars 1989, un orage magnétique solaire, particulièrement violent a provoqué une surtension massive sur une partie stratégique du réseau électrique du Canada.

En quelques secondes, tout le Québec a été privé d'électricité! Flux de particules : le • vent solaire • est composé d'un flux de particules et de rayonnements issus du Soleil.

Soumis à de violentes variations , il interagit fortement avec les hautes couches de l'atmosphère terrestre, donnant naissance aux spectaculaires •lll'Ol'es poloil'es, dites boréales dans l'hémisphère Nord, et australes dans 1 'hèmisphère Sud .

Les particules chargées du vent solaire, poussées par une hyperactivité du champ magnétique du Soleil.

entrent en collision avec les atomes et les molécules de l'atmosphère terrestre.

Cela engendre un phénomène similaire à ce qui se produit à l'intérieur d'un tube fluorescent : les gaz de l'atmosphère, excités par ces collisions, émettent de la lumière.. »