Soleil

    Etoile la plus proche de nous, le Soleil domine le Système solaire. Boule d'hydrogène issue de la contraction d'un nuage de poussières et de gaz, nous lui devons la vie. C'est le miroir de l'Univers par la quantité d'étoiles qui lui ressemblent.

mise à jour le 12/04/01: Satellites d'observations et voile solaire.


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Les satellites d'observations solaires.

Soho a vu le Soleil lors de l'éruption du 2/4/01
NASA, ESA/SOHO: http://spdext.estec.esa.nl

 

 

    Le Soleil est regardé à différentes longueurs d'ondes et non seulement dans celles que nos yeux perçoivent. Plus l'énergie est grande, plus la longueur d'onde est courte. C'est le domaine des rayons ultraviolet, X, gamma, etc... Ci-dessus, nous voyons une image en ultraviolet prise par l'instrument EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) du satellite Soho, le 2 avril 2001 à 21:51 UT, lors d'une éruption dans la zone active repérée 9393 (près du limbe nord-ouest du Soleil). La même éruption, mais dans le visible et avec un coronographe, est reproduite dans les paragraphes ci-après (9 et 12).

  L'éruption classée X17 est probablement la plus importante depuis le 16 août 1989 où une éruption X20 fut aperçue. Elle était plus intense que la célèbre éruption du 6 mars 1989 qui provoqua une panne d'électricité très importante au Canada. L'éruption du 2 avril 2001 a projeté un flot important de particules, mais pas vers la Terre.

  Un aperçu de la taille du Soleil: son diamètre pourrait contenir 109 Terre côte à côte, ou bien, 1/3 de ce diamètre est la distance Terre-Lune. 

  1. PRÉSENTATION  

notre position dans la Galaxie.  

    Une présentation rapide du Soleil le décrit comme une petite étoile parmi les 200 milliards qui composent notre Galaxie (G majuscule, car il s'agit de notre galaxie, la Voie Lactée). Situé sur l'un des bras extérieurs, aux 3/5   du centre  (27 000 années-lumière) , il se manifeste à nous par sa luminosité et par la chaleur qu'il nous envoie.

C'est une étoile de génération ultérieure, c'est-à-dire qu'elle est née au sein d'un milieu enrichi des éléments lourds issus des étoiles précédentes. Ce n'est pas une étoile primordiale, née à partir les éléments primordiaux, nés tout de suite après le Big bang, que sont l'hydrogène, l'hélium, lithium, bore et béryllium. Les éléments tels le carbone, l'azote, l'oxygène, le fer, le silicium, etc... que contient le Soleil, furent synthétisés dans les étoiles des générations précédentes, soit pendant toute leur vie, soit à leur mort (supernova).

        Grâce à lui, notre connaissance sur les étoiles progresse beaucoup plus vite . C' est la seule étoile que nous puissions approcher. La suivante immédiate, Proxima du Centaure 4,22 al (30 milles milliards de km). C'est un système  de 3 étoiles dans le Centaure, visible dans l'hémisphère sud. Lorsque l'on songe au fait, que les sondes, qui filent dans l'espace à 16 km/s ( grâce à la réaction de gravitation de Jupiter ) ,  ont parcouru 7 milliards de km en 25 ans, cela donne une idée de la distance de notre voisine. Il y a un rapport de 4 000.

  1. NAISSANCE

   Centre d'un système constitué d'objets restés blottis autour de lui (système solaire), il est issu de la contraction d'un nuage de poussières formé il y a 8  milliards d'années et qui donna naissance à un amas constitué de quelques centaines d'étoiles dans un diamètre estimé à une dizaine d'al. D'autres étoiles  furent ainsi ses sœurs et  la force de gravitation les a dispersées en 250 millions d' années (1 tour de la Voie Lactée) . Ce nuage erra pendant 3 milliards d' années dans la Voie Lactée, avant la naissance du Soleil. Pour en savoir plus sur sa naissance, lire le chapitre concernant l'étoile.

  1. Cause

     La cause la plus probable de la naissance du Soleil serait l'explosion d'une étoile (supernova) à proximité du nuage ou bien le passage de ce dernier dans un des bras de la Galaxie aurait provoqué sa contraction,  pour aboutir à la naissance du Soleil, il y a 4,57 milliards d' années (1998). Il est à la moitié de sa vie active.

     Il est , tout comme nous, issu des cendres d'étoiles qui en explosant, expulsèrent des quantités gigantesques d' éléments lourds, qui enrichirent le nuage.

  1. Caractéristiques

  •   C' est une petite étoile, une boule de gaz, dont le diamètre est de  :  1 391 000 Km, et qui est placée à 150 000 000 Km de nous ( périhélie : 147,1 millions de km et aphélie : 152,1 millions de km ). A l'équateur 109 Terre pourraient tenir côte à côte. Ou bien, le 1/3 de son diamètre est équivalent à la distance Terre-Lune. Lorsque vous le regardez, imaginez cela et vous aurez une idée de sa taille. 

  •   Son diamètre apparent est de ½ degré ou 30 minutes d'arc. Cela représente 1 pièce de 50 centimes  à 1 mètre. Le hasard a voulu que ce  diamètre  apparent soit  égal  à   celui  de  la  Lune .  La Lune est à 380 000 km en moyenne, pour un diamètre de 3 470 km.

   Les éclipses totales sont dues au fait que le rapport,   distance à la Terre avec le diamètre, soit à peu prés le même pour le Soleil et la Lune : environ 100 . Ainsi, il arrive que le disque lunaire se superpose parfaitement sur le disque solaire, créant de ce fait un cône d'ombre très étroit sur la Terre ( une centaine de km ), qui se déplace à très grande vitesse (2 900 kmh-1). Les éclipses durent rarement plus de quelques minutes ( 7 mn 30s exceptionnellement).

  •   La distance qui nous sépare est si grande que sa lumière nous parvient 8 minutes après avoir était émise. N'oublions pas qu' elle voyage à la vitesse de  300 000 km/s, c'est-à-dire qu'elle fait 7 fois le tour de la Terre en 1 seconde. Imaginons que nous partions avec un avion volant en ligne droite vers lui, à 1 000 km/h, le voyage durerait 17 ans, contre 17 jours vers la Lune dans les mêmes conditions.

  •   Quant à son volume, il pourrait  contenir 1 300 000 Terre. Avec une densité de 1,41 ( contre 5,5 pour la Terre ), sa masse est de 330 000 fois celle de la Terre ( 1,99. 1030 Kg ou 2 milliards de milliards de milliards de tonnes).

  •   Ainsi, imaginons  que  le Soleil soit une boule de 1,4 m de diamètre, la Terre serait une bille de 12 mm placée à 150m de lui.

  •   Il représente 99,867 % du Système solaire, c'est-à-dire que l' ensemble de toutes les planètes et comètes ne représente que le 1/1000 du Soleil. Par analogie, cet ensemble ne représente qu'un dé à coudre par rapport à 1 litre d' eau.

  •   La Galaxie l'entraîne à la vitesse de 240 km/s , soit 860 000 km/h. Ainsi, le système solaire fait un tour de la Galaxie en 250 millions d' années.  De plus, sa vitesse propre, d'environ 20  km/s par rapport aux étoiles proches, l'emmène dans la direction de l'apex. C'est un point situé entre les constellations de la Lyre, d'Hercule et d'Ophiucus indiquant la direction de déplacement du Soleil et du Système Solaire dans la Galaxie, par rapport aux coordonnées locales. Naturellement il nous entraîne dans son sillage. La Voie Lactée se dirige, quant à elle, dans la direction de Céphée.

  •   Il a déjà effectué 20 tours de la Galaxie en traversant des densités variables de poussières qui interceptent une partie du rayonnement qu'il nous envoie. Cela a dû  certainement   avoir des conséquences sur le climat terrestre.

  •   Il tourne dans le sens anti-horaire, sens inverse des aiguilles d'une montre, autour d'un axe de 82°49  entre 25 et 35 jours. Étant donné qu'il est une masse fluide, la vitesse de rotation est différente aux pôles et à l'équateur. La vitesse est d'autant plus rapide que l'on se rapproche de l'équateur : 35j aux pôles, contre 25j à l'équateur. Sa vitesse de rotation équatoriale est de 2 km/s.

  •   Bien que sa lumière soit 600 000 fois plus élevée que celle de la Lune, il n'est plus visible à 60 al (année-lumière).

  •   C' est une énorme boule de gaz composée de 70% d'hydrogène et de 28% d'hélium, les 2% restants représentent la plupart des autres atomes présents dans l'univers . Ne pas oublier que les étoiles sont les usines qui créent tous les matériaux existant dans l'univers, à partir de l'hydrogène. Plus de 60 éléments chimiques furent identifiés, tel OH (radical hydroxyle ),CH (radical méthyline) et aussi du titane, du plomb, du mercure, du chlore,  du silicium, cuivre, calcium, indium, antimoine, zirconium, rhodium,  etc... On trouve, par exemple, 9 atomes d'or pour 1 000 milliards d'atomes d'hydrogène, soit la bagatelle de 10 millions de milliards de tonnes d'or (1.1016tonnes). Outre les atomes, l'analyse du spectre solaire a permis de découvrir des molécules complexes.

  •   C'est grâce à la spectroscopie ( Newton en 1666 ), que sa lumière a pu être analysée. La lumière est issue des  vibrations des composants de la matière. Chaque vibration à sa propre longueur d' onde. La lumière blanche est la somme de toutes les vibrations  venant exciter notre nerf optique. A l' inverse, le noir indique l' absence de vibration . Si  celles-ci sont séparées   avec  un récepteur spécial, le spectrographe, on arrive à déterminer la carte d'identité des astres,  en  déviant chacune des longueurs d' onde que renferme la lumière, avec un réseau de diffraction. L'absence ou la présence de tel atome donne un spectre de raies caractéristiques, qui sera la signature du corps analysé. Par cette méthode, il est devenu possible d'étudier tous les corps célestes ; cette science  est devenue : l' ASTROPHYSIQUE.

  •   Il n' a pas de surface, mais la température entre les couches internes et l' atmosphère est de 5 700 °K  (0 degré Kelvin = - 273,15°C . C'est le zéro absolu; l'agitation moléculaire est stoppée), ce qui lui donne sa couleur jaune. La couleur est en relation directe avec la longueur d'onde, laquelle est liée à la température. Ainsi en analysant la couleur, nous obtenons facilement la température .

  •     Au centre, règne une pression de 220  millions de fois la pression atmosphérique (1033 hecto pascal au niveau de la mer), soit un gros pétrolier sur le bout du doigt, entraînant  une température de 15 millions °K, et plusieurs millions de degrés dans les couches supérieures de l'atmosphère (> 10 000km à plusieurs millions de km).

 

  1. Energie

   C'est une gigantesque bombe thermonucléaire dont la puissance, émise sous forme de photons, représente un chiffre considérable: 3,82.1026 Watts. C'est le résultat de la combustion de 596 millions de tonnes par seconde d'hydrogène convertis en 592 millions de tonnes par seconde d'hélium. La perte, 4 millions de tonnes/seconde, se traduit sous forme de rayonnement gamma. Chaque cm² émet une énergie de 6 kilowatts. Mais il n'arrive sur Terre que 5 milliardièmes (5.10-9) de cette puissance.

  Cette pile thermo-nucléaire fonctionne grâce à la transformation de 4 noyaux d'atomes d'hydrogène qui fusionnent pour fournir 1 noyau d'atome d'hélium avec la libération d'une énergie de 25 000 mégawatts par gramme et par seconde ( 100 milliards de bombes à hydrogène de 1 mégatonne).

  Cette énergie provient du centre. La pression comprime les noyaux d'hydrogène et permet ainsi la fusion. Il ne faut pas confondre la fusion avec la fission, qui casse les noyaux dans une bombe atomique. La fusion d'un gramme d' hydrogène libère 140 milliards de calories, la calorie étant la quantité de chaleur nécessaire pour faire passer un gramme d'eau de 15°C à 16°C . Cela correspond à 0,14 W/cm².

La photosphère a une apparence granuleuseLe transfert d'énergie du centre vers la surface s'effectue par rayonnement et par convection. La zone de convection est limitée par la photosphère, épaisse de 200 km, et appelée ainsi, parce que presque la totalité du rayonnement visible provient d'elle.  Elle a une apparence granuleuse, provoquée par la turbulence de la partie supérieure de la zone de convection. La taille d'une granule peut dépasser celle de la France et la durée de vie peut aller de 10 minutes à plus de 10 heures, selon la taille.

Cette pression empêche les photons d'atteindre la surface dès leur création. Ainsi, ils mettent 2 millions d'années pour sortir des profondeurs du Soleil, tandis qu'il leur faut 8 minutes pour arriver sur Terre. Quant aux neutrinos, fabriqués en même temps, ils sortent instantanément. Absolument rien, n'est capable de les arrêter. Par conséquent, il est très difficile de les étudier. Ainsi, la recherche des neutrinos nous renseigne sur la lumière qui sortira dans 2 millions d'années du Soleil. Aujourd'hui, le taux est inférieur à ce que l'on attendait. Cela peut signifier que dans 2 millions d'années, la température sera plus basse avec des conséquences très importantes sur l'environnement terrestre.

http://www-istp.gsfc.nasa.gov/istp/outreach/images/Solar/Events/erupt2.jpg

  1. Neutrino

   Pour sonder l'intérieur du Soleil, les scientifiques recherchent le neutrino, particule insaisissable créer au centre du Soleil, où règne des températures de 15 millions de degrés. Sa principale caractéristique est son indétectabilité. Ils nous traversent en toute impunité. Chaque seconde, 65 milliards de neutrinos bombardent chaque cm² de notre Terre. Pour 1 proton, il y a 10 milliards de neutrinos. Les neutrinos sont associés à 3 particules: électron, muon et tau. Ils portent le nom de leur compagnon. On parle ainsi de neutrinos électroniques (électron), muonique (muon) et tau. La connaissance de ces particules permettra de lever un coin du voile sur la faible quantité de neutrinos détectée par rapport à la théorie (environ le tiers). Le modèle du Soleil est-il le bon ? L'étude des neutrinos doit donc améliorer la connaissance du fonctionnement interne du Soleil et aussi permettre de vérifier certaines théories de physique élémentaire.

   Mais qu'est-ce qu'un neutrino ? Dans le cas particulier de la radioactivité b, l'atome se désintègre en transformant un neutron en un proton avec émission d'un électron, la radioactivité étant la conséquence de l'instabilité de certains noyaux atomiques. Selon le principe d'équivalence de l'énergie établi par Albert Einstein, la différence entre l'atome initial et l'atome nouvellement créé doit se retrouver dans l'électron émis. Or, il y avait un manque. C'est Pauli qui, en 1930, émis l'idée d'une particule pouvant avoir cette part de l'énergie manquante. Fermi, quelques années plupart la baptisa "neutrino" pour "petit neutre". Elle ne fut détectée qu'en 1956 par Clyde Cowan et Frederick Reines près d'un réacteur nucléaire.

   Pour comprendre son indétectabilité, il faut se souvenir que la radioactivité b fait intervenir l'interaction faible, très rare dans l'Univers. Ils traversent donc tout sans interagir. Leur interaction nulle avec la matière leur confère le pouvoir de sortir du Soleil en ~ 2 secondes, tandis que les photons mettent des millions d'années à le faire. Ainsi, la lumière du Soleil que nous recevons aujourd'hui fut fabriquée il y a quelques millions d'années. Les neutrinos nous indiquent le présent du Soleil et les photons, le passé.

  Ils sont  fabriqués lors de la fusion de 2 noyaux d'hydrogène qui se transforme en un atome plus lourd de deutérium avec émission d'un électron et d'un neutrino. C'est cette réaction, entre autres, qui produit la presque totalité des neutrinos. 

Voir Matière (neutrino)

  1. Gravitation

     La force de gravitation ou pesanteur s'élève à 274 m.s­² (9,81m.s­²) , d'où une vitesse de libération, nécessaire pour s'arracher de sa surface, de 617,6 km/s contre 8 km/s sur Terre. Et, dans la 1ère seconde de chute sur le soleil, un objet, non volatilisé, parcourt 137 m et sa vitesse passe de 0 à 986 km/h. Sur Terre, au cours de sa 1ère seconde de chute, un corps parcourt 4,9 m et sa vitesse est alors de 35, 3 km/h.

       Il exerce sur nous une force de 42 g ( pour un homme de 70 kg ) et 300 T sur un pétrolier de 500 000 T. Il nous attire et donc nous allége.

      Il exerce aussi, une force de 3,8.1021 kg-force permettant à Saturne d'être maintenue sur son orbite.

     Cette force permet aussi à la Terre d'être maintenue sur son orbite, comme tous les astres. Cette force s'appelle Attraction Universelle  : 

F = k (mM/d²)

     Il en est de même avec l'étoile de Bételgeuse, qui est une géante dont la masse est 16 fois le Soleil (3,13.1031 kg) et le diamètre 800 fois celui-ci (taille de l'orbite de Jupiter ). Elle est située à 520 al de nous, dans la constellation d'Orion, et le Soleil exerce  une force 17,3 milliards de tonnes-force sur elle. Réciproquement, le Soleil subit la même force de la part de Bételgeuse ( principe de l'action et de la réaction de Newton ). Attention à ne pas se laisser influencer par les chiffres, car le Soleil à une action 200 millions de fois plus forte sur nous. Quant à la Lune, elle exerce sur nous, une force d'attraction 170  fois plus faible que celle  du Soleil, mais 1 000 000 fois plus forte que celle de Bételgeuse.

      N'oublions pas les effets causés par la planète Jupiter sur son satellite Io.

retour aux marées gravitationnelles

  1. Magnétisme

    1. Vitesse différentielle

  Les vitesses différentielles entre les différentes parties du Soleil et les phénomènes de convection, sont à l'origine du magnétisme solaire, tout comme une dynamo fabrique de l'électricité. Ce brassage entraîne une grande agitation moléculaire, qui en arrachant des électrons aux atomes, les transforme en ions donnant naissance à un courant et générant de ce fait, le magnétisme.

retour à Vénus, Terre

  Les différentes parties du Soleil ne tournent pas à la même vitesse, car c'est une boule de gaz:

  • 26 jours à l'équateur.
  • 37 jours aux pôles.
  • 15 jours au centre.
  1. Convection

    Les phénomènes de convection sont dus au transfert d'énergie du centre, à 10 millions de °k, vers la surface à 5 700 °k .

  1. Cycles du magnétisme solaire

    Le magnétisme solaire varie selon un cycle moyen de 22 ans. La polarité s'inverse avec l'évolution des lignes de force qui s'enroulent suivant les mouvements tourbillonnaires de la convection et de la rotation du Soleil sur lui-même.

    En s'enroulant, les lignes se rapprochent les unes des autres en accroissant localement le champ magnétique. Lorsque l'intensité magnétique est suffisamment élevée, la pression magnétique l'emporte sur la pression gazeuse et la région, où le champ est concentré, est soumise à une poussée. Elle émerge alors sous la forme d'une boucle dont la base est constituée de 2 taches de part et d'autre de l'équateur. Elles émergent tout d'abord à l'endroit où la torsion est la plus élevée, à 40° de latitude. Les zones d'émergences se propagent ensuite vers l'équateur. Elles apparaissent à des latitudes privilégiées et avec une inclinaison par rapport à l'équateur.

   Sitôt émergés, les champs magnétiques de ces régions se trouvent soumis aux courants de la matière, qui les érodent peu à peu, et , en même temps, étirés par la rotation différentielle.

   Le champ de la dernière tache, plus proche du pôle et de polarité inverse, diffuse alors préférentiellement vers lui. Au bout de 5 à 6 ans, une quantité suffisante du champ magnétique a diffusé permettant que le champ des pôles s'annule, puis s'inverse peu à peu. Le phénomène progresse ainsi pour obtenir une inversion complète du champ en 11 ans. Par conséquent, le cycle complet incluant la polarité, est de 22 ans. 

 

  1. Taches

     L'évolution du magnétisme est  responsable de la création des taches visibles à la surface du Soleil. Leur taille peut dépasser la taille de la Terre ou voire beaucoup plus. 

Soleil dans la raie Lyman alpha. Les taches sont liées aux éruptions solaires.
http://sunspotcycle.com/

 

    Les taches sont liées aux éruptions solaires. Une éruption s'est produite le 5 fev 2000 à 20h28 heure de Paris dans la région 8858. Elle est de taille 3 alors que le max est la taille 4. C'est une des plus visibles enregistrée sur l'image ci-dessus, à la longueur d'onde de l'hydrogène (raie d'absorption de l'hydrogène lyman alpha = 121,6 nm). La région 8858 est une assez petite région où les taches sont présentes actuellement et qui mesure la 200 millionième partie de l'hémisphère, en lumière visible. Elle est caractérisée par un fort champ magnétique et un gradient important. D'autres éruptions sont attendues dans cette région d'ici 10 jours.

les taches solaires lors de l'éruption du 2 avril 2001

http://sohowww.nascom.nasa.gov/

 Voici, vu par Soho dans le visible, les taches solaires lors de l'éruption du 2 avril 2001. Les numéros correspondent à des zones d'activité. L'éruption du 2 avril a eu lieu dans la zone 9393.  A la surface, certaines régions d'intenses activités magnétiques ont une températures inférieures à l'ensemble ( 4500 °K au lieu de 5700 °K ) et nous apparaissent donc plus sombres. Ces zones sont appelées taches et sont le reflet de l'activité solaire. Elles ont tendance à apparaître par paires, dont les champs magnétiques sont  de directions opposés. Elles sont visibles à l'œil nu lorsque leur taille dépasse 40 000 km, soit 3 fois le diamètre de la Terre. Mais attention... il faut se protéger les yeux comme pour regarder une éclipse de Soleil. Voir les éclipses et aussi à la fin de cette page pour les précautions.

  Le 13 janvier 2005, en moins de 48 heures, la tache 720 (ci-dessous) a grossi pour atteindre 5 fois le diamètre de la Terre. Voici un témoignage de l'observatoire solaire SOHO. L'activité solaire pourrait s'accroître, si la tache 720 continue sa croissance rapide. Déjà la tache est assez grande pour la voir derrière des filtres très puissants. 


http://spaceweather.com/swpod2005/17jan05/wah.jpg

 

      Le champ magnétique d' une tache peut atteindre des valeurs considérables de 0,25 teslas contre 0,000 1 tesla sur la Terre.

     L'étude de leur naissance et de leur évolution, a permis de trouver une relation avec notre climat.

  La disparition du cycle de 22 ans, de 1645 à 1715,  a eu pour coïncidence la dégradation très importante du climat pendant les nombreuses années cycles solaires de 22 ans au fil du temps que l'on a appelées  " le  petit âge glacière ". A cette période, le diamètre du soleil s'est accru de 2 000 km , sa luminosité a baissé de 0,4% avec pour conséquence l'abaissement de sa température et un ralentissement de sa rotation, entraînant des modifications dans la répartition de l'intensité de surface.   

      Pour comparer le nombre de taches au cours du temps, une formule est utilisée :

nombre de Wolf  ( R ) = k ( 10 g + f )

  •  f = nbre de taches.
  • g = nbre de groupes, en y incorporant les taches isolés
  • k = coefficient de correction, selon l' instrument utilisé. Souvent proche de 1.

 

Le nombre de taches passe par un maximum tous les 11 ans   Le nombre de taches passe par un maximum tous les 11 ans en moyenne ( 7 à 15 ans ). En 1958, un nombre record de 200 fut observé. Leur nombre varie d'un cycle à l'autre.  Un maximum fut atteint en fev 2001, avec une inversion des pôles magnétiques (image ci-contre).  Le pôle magnétique Nord se trouve au pôle de l'hémisphère Sud jusqu'en 2012 (pour un cycle moyen de 11 ans). Nous sommes dans le 23ième cycle depuis 1755, date à laquelle les taches commencèrent à être répertoriées.

  Le champ magnétique de la Terre s'inverse aussi mais avec un espacement de 5 000 à 50 millions d'années. Le dernier s'est produit il y a 740 000 ans. Les chercheurs pensent que la Terre est en retard pour le suivant. Personne ne sait quand cela se produira.

   Pour en savoir plus: 
http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm?list144669

 

 Attention, les yeux sont très fragiles. Beaucoup d'imprudents sont devenus aveugles, la rétine brûlée.  Servez vous de l'exemple avec les jumelles, ci-dessous.


http://spaceweather.com/sunspots/images/binocularprojection2.gif

   


http://spaceweather.com/sunspots/images/binocularprojection1_med.jpg

 

  1. L'eau

    Depuis une dizaine d'années, les chercheurs ont trouvé un peu d'eau dans les taches solaires. Certes, la quantité y est très faible, mais c'est un fait vérifié. Les taches sont en réalité la traduction d'une température plus basse que les autres parties de la surface: 3000°C à 3200°C. C'est suffisant pour que les atomes d'hydrogène et d'oxygène puissent s'y associer. Son espérance de vie y est très courte, car lorsque la température remonte à 5000°C, elle disparaît. Seules les naines rouges et les naines brunes gardent leur vapeur d'eau toute leur vie. C'est lorsqu'elles atteignent la phase géante rouge, que les étoiles comme le Soleil, après avoir synthétisées, grâce aux réactions thermonucléaires, beaucoup d'éléments lourds, tel l'oxygène, forment la vapeur d'eau en abondance. 

retour au Système solaire (eau)

  1. Atmosphère

   L'atmosphère du Soleil est peu visible pour nos yeux, mais brille de pleins feux en rayonnement X et ultraviolet. Les gaz à différentes températures, émettent sur des longueurs d'onde différentes. Le gaz en courbant les lignes de force du champ magnétique crée des arches spectaculaires qui parfois explosent dans l'espace. L'atmosphère externe est constituée de la couronne solaire, visible lors d'une éclipse totale ou à l'aide d'un coronographe. On y aperçoit des raies de lumière qui éclairent le disque noire de la Lune.

  1. Couronne

  C'est l'atmosphère du Soleil, qui est fortement ionisée. Elle est appelée Chromosphère dans la partie où la température s'élève de 4 500 °k à 10 000 °k . La couronne est très chaude et peu atteindre des millions de degrés. Elle possède très peu d'atomes ( entre 100 millions et 1 milliards de protons par cm³, soit le 1/100 de la densité terrestre de l'air ) .

la caméra Lasco de Soho a vu l'éruption du 2 avril 2001

 

  L'observation est effectuée pendant les éclipses qui peuvent être naturelles ( passage de la Lune devant le disque solaire ) ou artificielles ( en interposant un disque dont le diamètre correspond exactement au disque solaire apparent, image ci-dessus. C' est le coronographe de Bernard Lyot, inventé en 1931). Ainsi, la caméra Lasco (Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment) de Soho a pu voir l'éruption du 2 avril 2001. Le cercle blanc indique le diamètre du Soleil (1 391 000 km) et cela donne une idée de l'ampleur de l'éruption. L'éruption classée X17 est probablement la plus importante depuis le 16 août 1989 où une éruption X20 fut aperçue. Elle était plus intense que la célèbre éruption du 6 mars 1989 qui provoqua une panne d'électricité très importante au Canada. L'éruption du 2 avril 2001 a projeté un flot important de particules, mais pas  la Terre.

   La couronne est faite de structures très grandes qui semblent refléter le champ magnétique. Elle est surtout analysée dans les longueurs d'ondes de l'ultraviolet. Ainsi sont analysés, entre autres, les raies du calcium, du magnésium, de l'hydrogène.

Le champ magnétique, formé de milliers de boucles,  transfère l'énergie dans la couronne

   Pourquoi la couronne est-elle aussi chaude, alors que la surface est beaucoup plus froide ? Soho a trouvé la réponse.  Le champ magnétique, formé de milliers de boucles,  transfère l'énergie dans la couronne. Remarquez la taille de la Terre.

Credit: M. Aschwanden et al. (LMSAL), TRACE , NASA , Spaceflightnow

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  1. Eruption

    Le 6 janvier 1997, une éruption créa une boule monstrueuse qui s'échappa du Soleil et fila vers la Terre.

    Le satellite Soho, chargé de la surveillance, alerta la Terre de l'arrivée de ce phénomène qui avançait à 500 km/s.

    La Terre fut enveloppée pendant quelques minutes, ce qui se traduit par la destruction d'un satellite de diffusion de télévision directe, des perturbations radio-électriques par suite de violents orages magnétiques, entraînant de graves anomalies dans les communications  radio, des problèmes de fonctionnement dans des centrales électriques.

Une éruption créa une boule monstrueuse qui s'échappa du Soleil et fila vers la Terre.
Credit: SOHO - EIT Consortium, ESA, NASA , Apod

 

   EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) confirme ce que les scientifiques avaient suspecté depuis longtemps. Les éruptions se produisent généralement dans des régions à très forts champs magnétiques où existe un changement de configuration. Les lignes de forces du champ magnétique sont enchevêtrées dans l'atmosphère solaire comme dans un plat de spaghetti. Un conflit entre des lignes de champ allant dans des directions opposées, peut avoir comme conséquence un court-circuit magnétique - techniquement, une recombinaison.  Ce court-circuit provoque une "étincelle" gigantesque: une éruption solaire. Ce sont les manifestations atmosphériques les plus catastrophiques de l'activité solaire. Elles peuvent libérés, en quelques minutes, autant d'énergie que tout le Soleil en 1/10 de seconde, soit l'équivalent de 2 milliards de mégatonnes de TNT. Elles peuvent recouvrir une surface grande comme quelques 1/10 de celle de la Terre. Le plasma de l'atmosphère solaire est accéléré à des vitesses hypersoniques. Des atomes retombent vers la basse atmosphère plus froide, causant une éruption de rayons  X, ultra-violets et  parfois visibles. Les atomes expulsés à l'extérieur apparaissent en tant que particules énergiques. Les scientifiques voudraient pouvoir prévoir les éruptions, mais jusqu'ici il n'y a aucun signe évident annonciateur d'une éruption imminente.

  Les conséquences s'observent, surtout sur Terre, par des perturbation de la haute atmosphère, avec génération d' aurores boréales, arrêts des émissions radio, perturbations , voire destruction des satellites artificiels et, entre autre, danger pour les astronautes.

  Ces éruptions viennent se superposer aux éjections permanentes, de substances en provenance de notre étoile. C'est le vent solaire.

   Sur la vue ci-dessus, lors d'une phase active du Soleil, cette protubérance spectaculaire a été observée en ultraviolet par le satellite Soho.

  1. Ejections solaires.

   Presque chaque jour, Lasco observe les éjections coronales qui envoient des millions de tonnes de gaz dans l'espace interplanétaire à quelques centaines de kilomètres par seconde. Les grandes éjections occasionnelles peuvent libérer des milliards de tonnes de gaz à 500 à 2 000 km/s, et ce sont des événements qui attirent la plupart du temps l'attention. Les résultats combinés de Lasco et d'EIT indiquent qu'une éjection  peut provenir d'une explosion à l'extrémité d'une protubérance en forme d'arche (image ci-dessus). CDS (Coronal Diagnostics Spectrometer), un autre instrument de Soho, a observé que la densité du gaz diminuait dans les régions alimentant l'éjection, mais les preuves formelles  des éjections imminentes manquent.

  1. Prévisions des éjections.

   La plupart des éjections n'atteignent pas la Terre. Les plus importantes qui se dirigent vers nous, apparaissent dans les images de Lasco comme des halos autour du soleil. Mais vu ainsi, d'autres éjections  s'éloignent de nous, à l'opposé du soleil. Pour éviter une fausse alarme, les scientifiques vérifient les images d'EIT de la partie du soleil proche de nous. Ils recherchent des ondes chocs de l'éjection passant au travers de l'atmosphère solaire. Quand une éjection frappe Soho lui-même, CELIAS (Charge, Element and Isotope Analysis System) mesure la vitesse du vent solaire et sa densité, et ainsi indique son intensité, 30 à 60 minutes avant que l'orage n'atteigne la terre.

 

  1. VENT SOLAIRE

 un flux de matière émane du Soleil en permanence

  En l'absence d'une contre-pression venue de l'extérieur, un flux de matière émane du Soleil en permanence. C'est le vent solaire chargé de particules ( principalement de protons et d'électrons ) de grandes énergies (quelques milliers d' eV) et en période agitée cela peut atteindre des MeV (millions eV) jusqu'a des GeV (milliards eV). Ceci fut atteint en 1989. Le phénomène peut durer des dizaines d'heures. Le vent solaire qui remplit  l'espace autour du soleil, se propage à environ 750 km/s. Ce vent rapide vient des régions froides de l'atmosphère appelées "trous coronaux", habituellement situés près de pôles. Les trous coronaux sont des régions de champs magnétiques ouverts, où les lignes de force sont pratiquement parallèles. Des courants qui s'échappent du champ magnétique, en forme de nid d'abeilles et qui entoure les granulations de la surface, ont été observés par Soho. Des gaz,  expulsés en tornades géantes et observées dans les régions polaires, rejoignent probablement le vent solaire. Soho a aussi observé des ions (atomes chargés), à de plus grandes distances de la surface, accélérés par les ondes magnétiques. Un vent solaire plus lent, environ 350 km/s, est fréquent dans la banlieue terrestre. Il émerge des régions équatoriales du soleil, là, où les boucles magnétiques freinent l'évasion des gaz. Le puissant champ magnétique solaire l'emmène ensuite le long des lignes de force qui s'étendent bien au-delà de la Terre.  

   Parmi les particules du vent solaire se trouvent celles des noyaux lourds, tel que le fer. Bien que 10 000 fois moins abondants que l'hydrogène, ils contribuent à 25% de la dose totale. Ceci est dû aux nombres de protons contenus dans ces noyaux. Plus il est élevé, plus l'énergie est grande. Plus on s'éloigne du Soleil, plus la pression des couches supérieures diminuent et plus le flux de matière progresse en suivant les lignes de force du champ magnétique. A 10 millions de km, sa vitesse atteint plusieurs centaines de km par seconde. Au voisinage de la Terre, la vitesse est de 400 à 700 km/s pour une température de 50 000 à 500 000 °K, mais, avec une densité très faible de l'ordre de  1 dizaine d'atomes d'Hydrogène par cm³. Cela représente pour le Soleil une perte de 1 million de tonne d'hydrogène par seconde. A ce rythme, à la fin de sa vie, il aura perdu 1 milliardième de sa masse. C'est très peu.

  Le vent solaire est d'autant plus intense que le Soleil est actif. A ce moment, la température de la haute atmosphère solaire est plus élevée ( 5 millions °K contre 2 millions °K en période de Soleil calme) . La vitesse passe ainsi de 200 km/s à 700 km/s et le flux peut être 100 fois supérieur. Ce vent n' atteint pas la Terre. Il est intercepté par la ceinture magnétique qui nous entoure, elle-même issue du champ magnétique terrestre et par l'atmosphère. Naturellement aux pôles terrestres la protection diminue beaucoup et la présence des particules issues du Soleil se manifeste par des aurores polaires.

 

aurore à Fairbanks, Alaska

  

31/3/01 - LeRoy Zimmerman, Fairbanks, Alaska

   La mince couche d'air qui nous sépare(10 km) équivaut à un mur d'eau de 10 m d'épaisseur. A elles deux, elles divisent par 4 000, la dose que nous devrions recevoir.  Mais le plus gros problème viendra des séjours prolongés des astronautes dans l'espace. On se souvient que lors des missions lunaires, ils n'étaient pas protégés. Il faudrait des scaphandres énormes leur interdisant tout mouvement. Les voyages martiens seront beaucoup plus menacés car les astronautes resteront des années exposés au vent solaire. Mars n'a ni champ magnétique, ni d'atmosphère.

le vent solaire déforme la magnétosphère

http://science.nasa.gov/

   Lors de son passage dans les parages de notre planète, il déforme la magnétosphère et il en résulte une plus forte densité de l'atmosphère supérieure, avec , très certainement, des répercussions dans les basses couches. Il emmène avec lui le champ magnétique solaire, qui, au voisinage de la Terre, n'est plus que de 1/10 000 à 1/100 000 de gauss.

      La couronne dans son expansion ne pouvant pas tirer les champs très concentrés des régions polaires, ce sont les champs ouverts associés à la présence de trous coronaux qui sont favorables à la dissipation du vent solaire.

  Par contre, il représente un danger pour les astronautes, mis en évidence lors des voyages Terre - Lune. Les astronautes américains furent étonnés de voir des lumières dans l'espace et derrière la Lune. Après des recherches, ils se sont aperçus que ces lumières étaient aussi visibles lorsque les yeux étaient fermés. En réalité, les rayons cosmiques, issus du vent solaire et des autres étoiles, pénétraient les tissus de leurs yeux et frappés le nerf optique. A la longue, ils peuvent occasionner des lésions.

  Sur la Lune, le paysage est érodé par le vent solaire. Les particules labourent le sol, comme la pluie et le vent sur la Terre. C'est pour cela que le paysage lunaire ressemble au paysage vosgien.

  Le vent solaire met 2 jours pour parcourir les 150 millions de km qui nous séparent du Soleil. Afin de nous  avertir suffisamment tôt de l'arrivée des particules énergétiques, pouvant entraînés des perturbations importantes sur la Terre, des satellites sont placés en observations à des millions de km de la Terre. Cela laisse quelques heures aux hommes pour réagir. Actuellement, le satellite Soho effectue cette mission, bien qu'aujourd'hui d' énormes problèmes techniques perturbent sa mission. Il est en veille au point Lagrange L1. Situé à 1,5 millions de km de la Terre, c'est l'endroit où l'attraction terrestre contre-balance l' attraction solaire. C'est un point d'équilibre qui nécessite peu d'énergie pour y rester ou le quitter.

    C'est au minimum solaire que les rayons cosmiques pénètrent le plus profondément dans l'atmosphère terrestre. Ils y réagissent alors avec les atomes de carbone, pour le transformer en un isotope radio-actif : le carbone 14. Il est alors absorbé par les végétaux, par la photosynthèse, et se retrouve ainsi dans les anneaux de croissance des plantes, où il peut être détecté et dosé. Il est facile de dater par cette méthode, jusqu'à 4 000 avant J.C.

comète Hale-Bopp

C'est en regardant  la queue des comètes (ci-contre Hale-Bopp) que nous pouvons voir les effets du vent solaire. Celles-ci présentent 2 queues, une courbée, l' autre droite. Celle qui est courbée est en sorte " le manche à air " du vent solaire. Elle est toujours opposée au soleil par suite de la pression exercée par les particules issues du Soleil.

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  1. Les comètes

comète kamikaze C/2001 C2

http://www.esa.int/export/images/soho_comet400.jpg


SOHO , ESA, NASA  

   Tous ces résultats sont des évaluations préliminaires.

   Remerciements à Doug Biesecker (LASCO) pour ses premières évaluations, Brian Marsden pour la prévision d'orbite, aux opérateurs de UVCS et à l'équipe scientifique (Michael Uzzo, Kuen Ko, Rai Wu, John Raymond) qui a rendu possible cette observation.

 

   La comète C/2001 C2 (à l'origine indiqué SOHO-294) a été découverte dans des images de Lasco C3 le 6 février 2001 et a été confirmée en tant que membre de la famille de Kreutz, comètes frôlant le soleil. Depuis ces observations, on s'est rendu compte que ces comètes kamikazes étaient fréquentes. Quelques grandes comètes survécurent à l'approche du Soleil, mais la plupart se sont vaporisées dans l'atmosphère. Le taux élevé de découvertes en 4 ans (92) implique l'existence d'un nombre important de comètes ( 20 000). Les scientifiques pensent qu'elles sont des morceaux d'un corps parent fragmenté, lors d'un impact, dans un passé lointain, il y a plus de 2 000 ans. 

   L'image ci-dessus, composé à partir des données recueillies par Lasco et de l' UVCS (Ultraviolet Coronagraph Spectrometer), de la couronne prise à 19:54 TU montre la comète s'approchant dangereusement du Soleil. UVCS a relevé des données à 2 moments différents: l'un à de 19:11 à 20:02 UT et l'autre de 20:11 à 20:45 TU. Le temps d'exposition de chaque image est de 200 s. Les données de la comète furent relevées à 4,82 et 3,32 rayons solaires. Les images de la comète furent ensuite placées sur l'image de la couronne. L'image agrandie est celle prise à 4,82 rayons solaires. On distingue une queue bien définie grâce au dégazage intensif provoqué par la proximité du Soleil. Cette queue est composée de particules, molécules et vapeur d'eau. Les molécules d'eau se décomposent en atomes d'oxygène et d'hydrogène qui agissent sur le plasma de la couronne et notamment les atomes d'hydrogène interagissent à 121,5 nm (1215 Å) dans la raie appelée Lyman alpha, d'où la brillance sur l'image ci-dessus qui est prise à cette longueur d'onde.

     Grâce à cette observation plusieurs propriétés purent en être déduites. Le taux de dégazage de la molécule d'eau a été estimé à ~100 kgs-1 (pour mémoire, la comète Hale-Bopp en perdait 230 tonnes par seconde), et  la taille du noyau cométaire était de l'ordre de 10 m lors des observations. La comète a aussi agit comme sonde pour étudier la couronne solaire. Des densités d'environ 10 000 particules par cm³ à 4,82 rayons solaires et de 86 000 à 3,82 ont été trouvées. Ces chiffres élevés suggèrent que la comète soit passée d'une région de vent solaire rapide à une région de vent solaire plus lent. 

  1. ANNEAUX

    Le Soleil possède lui aussi des anneaux. Le plus connu s'étend de Mercure jusqu'à Mars et est responsable de la lumière zodiacale. Le 2ième s'étend de la ceinture des astéroïdes jusqu'à 4 UA (4 fois Terre - Soleil). Il représente un tore de matières, probablement du graphite, résultat des collisions entre divers objets. Il fut découvert dans les années 80, par le satellite Iras. Le 3ième est proche du Soleil, à 4 rayons solaires (3 millions de km). Il fut découvert lors de l'éclipse du 11 juin 1983. Ces poussières (silicates) viennent des régions éloignées et tombent lentement. Proche du Soleil, elles sont vaporisées et marquent ainsi le bord interne de l'anneau.

  1. COURSE A VOILE SOLAIRE

    Depuis 10 ans, un projet dort dans les cartons de certains passionnés. Il s'agit d'organiser une course à la voile solaire, si les concurrents trouvent les fonds nécessaires. Ce sont des Russes, des Japonais, des Américains et des Européens qui sont les candidats. Au départ, le projet était prévu pour 1992, afin de fêter les 500 ans de la découverte de l' Amérique. Mais l' argent manque.

  Le jeu consiste à faire effectuer un tour de Lune   par la voile de chaque équipe . C'est le vent solaire qui sera le moteur, par l'utilisation de la pression de radiation du Soleil. Temps estimé pour atteindre la Lune, 1 an. Les " voiliers " tourneraient autour de la Terre en faisant une boucle de plus en plus large au fur et mesure que la voile prendrait de la vitesse pour finalement lors de la dernière boucle englober la Lune. Le gagnant sera celui qui passera en premier dernier elle.

    La voile pourrait être en mylar ou autre, de 10µm d' épaisseur recouvert de 1 µm d' aluminium. Ses dimensions feraient 200 m de long sur 10 m de large pour une masse totale estimée à 150 kg. La voile sera orientable pour bénéficier de la pression maximale des radiations solaires.

  Le calcul montre qu' avec une surface de 1 m² et une masse de 1 kg, il est possible d 'obtenir une accélération de 1 ms/s pendant des périodes infiniment longues. Les équipes resteront sur Terre pour piloter leur voile. Le vainqueur sera celui qui fera revenir sa voile, le premier . Le gain de cette course sera la maîtrise de la technologie pour arriver à un tel résultat.

 Plus réaliste

   La Planetary Society va réaliser le déploiement d'une voile solaire, lors d'un vol suborbital. Cette expérience baptisée Cosmos-1, est réalisée sur fonds privés. La voile solaire est construite par le centre Babakine à Khimki près de Moscou. Le tir sera effectué par un missile naval russe Volna. Il est programmé pour le 17 avril 2001. La mise en orbite est prévue en cas de succès, lors de l'essai suivant. 

    L'essai fut un échec le lanceur n'ayant pas fonctionné correctement.

  Ce type de propulsion est aussi étudié par l'agence spatiale allemande (DLR) dans le cadre d'un projet européen de l'Esa.

  La Nasa n'est pas en reste et elle envisage de l'utiliser sur la mission Space Technology-7 en 2005.

  1. Voisinage

  L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, se trouve à 4,22 al ( c'est un système  de 3 étoiles dans le Centaure, visible dans l'hémisphère sud) et ensuite, l'Etoile de Barnard à 5,9 al (dans Ophiucus), puis  SIRIUS à 6 al qui est visible pour nous, en bas et à gauche de la constellation d'ORION etc...

  Bien que, Proxima soit notre voisine immédiate, à 1 000km/h il faut:

  • 17 jours pour aller sur la Lune.

  •  17 ans pour aller sur le Soleil.

  •  5 000 000 ans.

   Si le Soleil était une boule de 70 cm:

  • la Terre serait une petite bille de 6mm placée à 75 m.

  • Pluton serait à 2 850 m.

  • le Nuage de Oort (réservoir de comètes aux limites du système solaire ) serait à 5 000 km.

  •  Proxima du Centaure serait à 22 000 km.

  Enfin, il faut se souvenir que les sondes Voyager ont mis 10 ans pour parcourir 2,175 milliards de km (2 heures-lumière) à la vitesse de 60 000 km/h, soit, 200 siècles pour arriver chez la voisine du Soleil.

  1. DESTINATION SOLEIL

  Il est plus difficile de tomber sur le Soleil que de quitter le système solaire. En effet , la Terre  se déplace   autour du Soleil à la vitesse de 30 km/s  (108 000 km/h). Cette vitesse contre-balance l' attraction solaire. Aussi pour aller vers le Soleil, il faut freiner, c'est-à-dire donner une vitesse négative afin de rendre plus efficace l'attraction de notre étoile. Pour annuler la force centrifuge que provoque la vitesse de déplacement de la Terre, il faut créer au départ de notre planète, une vitesse négative de même valeur soit 30 km/s .Cela demande une énergie considérable au départ de le Terre. Or, pour quitter le système solaire, nous bénéficions déjà de l'apport de la vitesse de rotation de la Terre, c'est pourquoi il n'est besoin que de fournir  16 km/s pour sortir du système solaire et par réaction de gravitation autour de Jupiter cette vitesse peut être accrue.

UN PEU DE CALCUL

  Si la Terre s'arrêtait de tourner autour du Soleil, elle mettrait 2 mois 3jours 16 heures 37 minutes et 26 secondes pour tomber dessus.

équation de la rotation

  •   T    :   période de révolution d’une planète autour du Soleil,  en secondes.        

  •   R    :   rayon du Soleil en mètres

  •   D    :   rayon de l’orbite de la planète en mètres.

  •   g s  :   gravitation à la surface du Soleil

D'où après simplification:

  1. SA MORT

     Il est à la moitié de sa vie, tel que nous le connaissons. Il terminera de vivre en augmentant de volume jusqu'à engloutir la Terre. Il sera devenu une géante rouge pendant 500 millions d'années. Puis, le noyau s' effondrera car la pression interne ne pourra plus compenser la force de gravitation. Il se "ratatinera" pour devenir une Naine Blanche après avoir épuisé tout son combustible. Il sera devenu aussi gros que la Terre , et il se refroidira très lentement en quelques milliers de milliards d' années.

 Pour ceux qui veulent en savoir plus rendez-vous à la rubrique étoile, sa mort.

  1. Destination danger

  Il y a danger à vouloir regarder le Soleil à l'œil nu, sans protection et encore moins à l'aide d'un instrument tel que jumelles, lunette ou télescope. Cela provoque des lésions irréversibles et durables de la rétine.

  La méthode la plus simple et la plus sure, consiste à projeter l'image du Soleil sur une surface blanche et lisse, genre bristol, placé à une distance convenable derrière l' oculaire.

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retour marées gravitationnelles

 
Les satellites d'observations solaires.

Trace: http://vestige.lmsal.com/TRACE/

ESA/Soho: http://spdext.estec.esa.nl

ESA/Ulysse: http://helio.estec.esa.nl

JPL: http://www.jpl.nasa.gov

NASA: http://www.nasa.gov

Spaceweather: http://www.spaceweather.com/index.html

ACE: http://helios.gsfc.nasa.gov/ace/gallery.html

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