Galerie d'images de taches solaires Le soleil réchauffe notre planète, nous fournit de la lumière et est crucial pour toute vie sur Terre. Voir plus de photos de taches solaires. Photo avec l'aimable autorisation de la NASA À quand remonte la dernière fois que vous avez regardé vers le haut et vous êtes émerveillé du mystérieux, force vivifiante qu'est le soleil ?
Si vous croyez que le fait de regarder le soleil vous rend aveugle (ce qui est en fait vrai), vous ne regardez probablement pas beaucoup le soleil. Mais c'est une vraie merveille :le soleil réchauffe notre planète chaque jour, fournit la lumière par laquelle nous voyons et est nécessaire à la vie sur Terre. Il peut également provoquer la mort cellulaire et nous rendre aveugles. Il pourrait contenir 1,3 million de Terres dans sa sphère [source :SpaceDaily]. Il produit des couchers de soleil dignes d'un poème et autant d'énergie que 1 000 milliards de mégatonnes de bombes chaque seconde [source :Boston Globe].
Tout ça, et notre soleil n'est qu'une simple vieille étoile moyenne, par des normes universelles. C'est vraiment juste la proximité qui le rend si spécial sur Terre. Nous ne serions pas là si le soleil n'était pas si proche.
Donc, à quelle distance est le soleil ? Et combien d'espace faut-il pour contenir 1,3 million de Terres ? Et tant qu'on y est :
Dans cet article, nous allons examiner le monde fascinant de notre étoile la plus proche. Nous allons regarder les parties du soleil, découvrez comment il fait de la lumière et de la chaleur, et découvrez ses principales caractéristiques.
Le soleil a "brûlé" pendant plus de 4,5 milliards d'années. C'est une énorme collection de gaz, principalement de l'hydrogène et de l'hélium. Parce qu'il est si massif, il a une gravité immense, suffisamment de force gravitationnelle pour maintenir ensemble tout cet hydrogène et cet hélium (et pour maintenir toutes les planètes sur leurs orbites autour du soleil).
Nous disons que le soleil brûle, mais il ne brûle pas comme le bois brûle. Au lieu, le soleil est un gigantesque réacteur nucléaire.
Contenu
Figure 1. Aperçu de base des parties du soleil. La fusée, les taches solaires et la proéminence sont toutes extraites d'images SOHO réelles. Photo avec l'aimable autorisation du consortium SOHO. Le soleil est une étoile, tout comme les autres étoiles que nous voyons la nuit. La différence est la distance - les autres étoiles que nous voyons sont à des années-lumière, tandis que notre soleil n'est qu'à environ 8 minutes-lumière - des milliers de fois plus près.
Officiellement, le soleil est classé comme étoile de type G2, en fonction de sa température et des longueurs d'onde ou spectre de lumière qu'il émet. Il y a beaucoup de G2 là-bas, et le soleil de la Terre n'est qu'une des milliards d'étoiles qui orbitent autour du centre de notre galaxie, composé de la même substance et des mêmes composants.
Le soleil est composé de gaz. Il n'a pas de surface solide. Cependant, il a toujours une structure définie. Les trois principales zones structurelles du soleil sont représentées dans la moitié supérieure de Figure 1 . Ils comprennent:
Au-dessus de la surface du soleil se trouve son atmosphère, qui se compose de trois parties, montré dans la moitié inférieure de Figure 1 :
Toutes les principales caractéristiques du soleil peuvent s'expliquer par les réactions nucléaires qui produisent son énergie, par les champs magnétiques résultant des mouvements du gaz et par son immense gravité.
Cela commence par le noyau.
Une puissante éruption solaire a éclaté de la tache solaire 486 le 28 octobre 2003. L'éruption a envoyé des rayons X voyageant à la vitesse de la lumière vers la Terre, provoquant un orage radio dans l'ionosphère. NASA/WireImage/Getty Images Le noyau part du centre et s'étend vers l'extérieur pour englober 25 pour cent du rayon du soleil. Sa température est supérieure à 15 millions de degrés Kelvin [source :Montana]. Au coeur, la gravité tire toute la masse vers l'intérieur et crée une pression intense. La pression est suffisamment élevée pour forcer les atomes d'hydrogène à se rassembler dans des réactions de fusion nucléaire - quelque chose que nous essayons d'imiter ici sur Terre. Deux atomes d'hydrogène sont combinés pour créer de l'hélium-4 et de l'énergie en plusieurs étapes :
Ces réactions représentent 85 % de l'énergie solaire. Les 15 % restants proviennent des réactions suivantes :
Les atomes d'hélium-4 sont moins massifs que les deux atomes d'hydrogène qui ont déclenché le processus, ainsi la différence de masse est convertie en énergie comme décrit par la théorie de la relativité d'Einstein (E=mc²). L'énergie est émise sous diverses formes de lumière :lumière ultraviolette, rayons X, lumière visible, infrarouge, micro-ondes et ondes radio.
Le soleil émet également des particules sous tension (neutrinos, protons) qui composent le vent solaire . Cette énergie frappe la Terre, où il réchauffe la planète, dirige notre météo et fournit de l'énergie pour la vie. La plupart des radiations ou du vent solaire ne nous nuisent pas car l'atmosphère terrestre nous protège.
Après avoir recouvert le noyau, il est temps de s'étendre vers l'extérieur dans la structure du soleil. Viennent ensuite les zones radiatives et convectives.
Les zone radiative s'étend vers l'extérieur à partir du noyau, représentant 45 pour cent du rayon du soleil. Dans cette zone, l'énergie du noyau est transportée vers l'extérieur par des photons, ou des unités légères. Lorsqu'un photon est produit, il parcourt environ 1 micron (1 millionième de mètre) avant d'être absorbé par une molécule de gaz. Lors de l'absorption, la molécule de gaz est chauffée et réémet un autre photon de la même longueur d'onde. Le photon réémis parcourt un autre micron avant d'être absorbé par une autre molécule de gaz et le cycle se répète; chaque interaction entre le photon et la molécule de gaz prend du temps. Environ 10 25 des absorptions et des réémissions ont lieu dans cette zone avant qu'un photon n'atteigne la surface, il y a donc un délai important entre un photon réalisé dans le cœur et celui qui atteint la surface.
Les zone convective , qui est le dernier 30 pour cent du rayon du soleil, est dominé par des courants de convection qui transportent l'énergie vers la surface. Ces courants de convection sont des mouvements ascendants de gaz chauds à côté de mouvements descendants de gaz froids, et cela ressemble à des paillettes dans une casserole d'eau frémissante. Les courants de convection transportent les photons vers la surface plus rapidement que le transfert radiatif qui se produit dans le noyau et la zone radiative. Avec autant d'interactions entre les photons et les molécules de gaz dans les zones radiatives et de convection, il faut un photon environ 100, 000 à 200, 000 ans pour atteindre la surface.
Faits sur le soleil
Nous avons enfin remonté la surface. Parcourons ensuite l'atmosphère. Tout comme la Terre, le soleil dégage une atmosphère. Cependant, celui du soleil est composé du photosphère, la chromosphère et le couronne .
Les photosphère est la région la plus basse de l'atmosphère du soleil et c'est la région que nous pouvons voir. « La surface du soleil » fait généralement référence à la photosphère, au moins en termes simples. Il fait 180-240 miles (300-400 kilomètres de large) et a une température moyenne de 5, 800 degrés Kelvin. Il apparaît granulé ou pétillant, un peu comme la surface d'une casserole d'eau frémissante. Les bosses sont les surfaces supérieures des cellules de courant de convection en dessous; chaque granulation peut être de 600 miles (1, 000 kilomètres) de large. En traversant la photosphère, la température baisse et les gaz, parce qu'ils sont plus frais, n'émettent pas autant d'énergie lumineuse. Cela les rend moins opaques à l'œil humain. Par conséquent, le bord extérieur de la photosphère semble sombre, un effet appelé assombrissement des membres qui représente le bord net et net de la surface du soleil.
Les chromosphère s'étend au-dessus de la photosphère jusqu'à environ 1, 200 milles (2, 000 kilomètres). La température augmente à travers la chromosphère de 4, 500 degrés Kelvin à environ 10, 000 degrés Kelvin. On pense que la chromosphère est chauffée par convection dans la photosphère sous-jacente. Alors que les gaz tourbillonnent dans la photosphère, ils produisent des ondes de choc qui chauffent le gaz environnant et l'envoient traverser la chromosphère en millions de minuscules pointes de gaz chaud appelées spicules . Chaque spicule s'élève à environ 3, 000 milles (5, 000 kilomètres) au-dessus de la photosphère et ne dure que quelques minutes. Les spicules peuvent également suivre les lignes de champ magnétique du soleil, qui sont faites par les mouvements de gaz à l'intérieur du soleil.
Les couronne est la dernière couche du soleil et s'étend sur plusieurs millions de miles ou de kilomètres vers l'extérieur des autres sphères. Il peut être mieux vu lors d'une éclipse solaire et dans les images radiographiques du soleil. La température de la couronne est en moyenne de 2 millions de degrés Kelvin. Bien que personne ne sache pourquoi la couronne est si chaude, on pense qu'elle est causée par le magnétisme du soleil. La couronne a des zones claires (chaudes) et des zones sombres appelées trous coronaux . Les trous coronaux sont relativement froids et sont considérés comme des zones où les particules du vent solaire s'échappent.
Grâce aux images du télescope, nous pouvons voir plusieurs caractéristiques intéressantes du soleil qui peuvent avoir des effets ici sur Terre. Jetons un coup d'œil à trois d'entre eux :les taches solaires, protubérances solaires et éruptions solaires.
Après plusieurs semaines d'un soleil blanc sans taches solaires, une petite nouvelle tache solaire est apparue le 23 septembre, 2008, marquant un nouveau cycle solaire. Photo avec l'aimable autorisation de la NASA Bien sûr, les sphères sont dotées de caractéristiques et d'activités intéressantes. Nous allons les examiner ici.
Sombre, zones fraîches appelées taches solaires apparaissent sur la photosphère. Les taches solaires apparaissent toujours par paires et sont des champs magnétiques intenses (environ 5, 000 fois plus grand que le champ magnétique terrestre) qui traversent la surface. Les lignes de champ partent par une tache solaire et rentrent par l'autre. Le champ magnétique est causé par les mouvements de gaz à l'intérieur du soleil.
L'activité des taches solaires se produit dans le cadre d'un cycle de 11 ans appelé cycle solaire où il y a des périodes d'activité maximale et minimale.
On ne sait pas ce qui cause ce cycle de 11 ans, mais deux hypothèses ont été proposées :
De temps en temps, les nuages de gaz de la chromosphère s'élèveront et s'orienteront le long des lignes magnétiques des paires de taches solaires. Ces arcs de gaz sont appelés solaire proéminences .
Les proéminences peuvent durer de deux à trois mois et peuvent s'étendre sur 30, 000 milles (50, 000 kilomètres) ou plus au-dessus de la surface du soleil. En atteignant cette hauteur, ils peuvent éclater pendant quelques minutes à quelques heures et envoyer de grandes quantités de matière à travers la couronne et vers l'extérieur dans l'espace à 600 miles par seconde (1, 000 kilomètres par seconde); ces éruptions sont appelées éjections de masse coronale .
Parfois en groupes complexes de taches solaires, brusque, de violentes explosions du soleil se produisent. Ceux-ci sont appelés éruptions solaires .
On pense que les éruptions solaires sont causées par des changements soudains de champ magnétique dans les zones où le champ magnétique du soleil est concentré. Ils s'accompagnent d'un dégagement de gaz, électrons, lumière visible, la lumière ultraviolette et les rayons X. Lorsque ce rayonnement et ces particules atteignent le champ magnétique terrestre, ils interagissent avec lui aux pôles pour produire le aurores (borealis et australis). Les éruptions solaires peuvent également perturber les communications, satellite, les systèmes de navigation et même les réseaux électriques. Le rayonnement et les particules ionisent l'atmosphère et empêchent le mouvement des ondes radio entre les satellites et le sol ou entre le sol et le sol. Les particules ionisées dans l'atmosphère peuvent induire des courants électriques dans les lignes électriques et provoquer des surtensions. Ces surtensions peuvent surcharger un réseau électrique et provoquer des pannes d'électricité. Vous pouvez en savoir plus sur les éruptions solaires en lisant Une éruption solaire extrêmement puissante pourrait-elle détruire toute l'électronique sur Terre ?
Toute cette activité demande de l'énergie, qui est en quantité limitée. Finalement, le soleil va manquer de carburant.
Quand notre soleil devient une géante rouge, son rayon sera d'environ 100 fois ce qu'il est maintenant. Les nébuleuses planétaires sont les restes d'étoiles solaires qui ont atteint la fin de leur stade de géante rouge. Photo publiée avec l'aimable autorisation du Jour Soleil-Terre de la NASA 2010 Le soleil brille depuis environ 4,5 milliards d'années [source :Berkeley]. La taille du soleil est un équilibre entre la pression vers l'extérieur exercée par la libération d'énergie de la fusion nucléaire et l'attraction vers l'intérieur de la gravité. Au cours de ses 4,5 milliards d'années de vie, le rayon du soleil s'est agrandi d'environ 6 % [source :Berkeley]. Il a suffisamment d'hydrogène pour "brûler" pendant environ 10 milliards d'années, ce qui signifie qu'il lui reste un peu plus de 5 milliards d'années, et pendant ce temps, il continuera à se développer au même rythme [source :Berkeley].
Lorsque le cœur n'a plus d'hydrogène, il se contractera sous le poids de la gravité; cependant, une certaine fusion d'hydrogène se produira dans les couches supérieures. Comme les contrats de base, il se réchauffe et cela chauffe les couches supérieures, ce qui les fait se dilater. Au fur et à mesure que les couches externes se dilatent, le rayon du soleil augmentera et il deviendra un géant rouge , une star âgée.
Le rayon du soleil géant rouge sera 100 fois ce qu'il est maintenant, se trouvant juste au-delà de l'orbite terrestre, ainsi la Terre plongera dans le noyau du soleil géant rouge et se vaporisera [source :NASA]. À un moment donné après cela, le noyau deviendra suffisamment chaud pour que l'hélium fusionne en carbone.
Lorsque le combustible à l'hélium est épuisé, le noyau se dilatera et se refroidira. Les couches supérieures se dilateront et éjecteront de la matière.
Finalement, le noyau se refroidira dans un nain blanc.
Finalement, il refroidira davantage dans un presque invisible nain noir . Tout ce processus prendra quelques milliards d'années.
Ainsi, pour les prochains milliards d'années, l'humanité est en sécurité - en termes d'existence du soleil, au moins. D'autres débâcles sont à deviner.
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