Salut

Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est de 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d'éléments plus lourds.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25 pour cent du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60 pour cent de la masse totale de notre étoile.

Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55 pour cent du rayon du Soleil. Dans cette région, l'énergie créée dans le noyau est transportée vers l'extérieur par les photons. Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le temps mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d'années, alors qu'il suffirait de quelques secondes s'il n'y avait pas d'obstacle en chemin.

Finalement, on arrive à la couche extérieure, la zone convective, qui représente 30 pour cent du diamètre solaire et où la température descend sous le million de kelvins. Dans cette couche, le transport d'énergie se fait par convection, c'est-à-dire par des mouvements d'ensemble de la matière présente. Le gaz chaud des profondeurs remonte ainsi vers la surface, libère de l'énergie en se refroidissant, puis replonge vers l'intérieur et ainsi de suite.

Salut

En continuant à nous éloigner vers l'extérieur, nous arrivons ensuite à ce que l'on peut considérer comme la surface du Soleil, bien qu'il ne s'agisse pas réellement d'une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur est appelée la photosphère. La température n'y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 kelvins, mais la densité y décroît très rapidement. Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c'est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.
La surface du Soleil est loin d'être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d'un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l'aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.

Grâce à l'analyse spectrale, les astronomes ont montré que ces grains sont liés à la convection dans les couches proches de la surface. Le gaz chaud remonte des profondeurs et atteint la surface au centre des grains, puis se répand tout en se refroidissant, avant de replonger vers l'intérieur aux bords des grains. Ainsi, le gaz qui jaillit au centre des grains a une température supérieure de 300 kelvins à celui qui replonge aux bords, et c'est cette différence de température, donc de luminosité, qui donnent lieu à l'aspect granuleux du disque solaire. Remarquons que plus en profondeur se produisent d'autres mouvements de gaz à une plus grande échelle. Ces mouvements définissent d'énormes cellules pouvant atteindre 30 000 kilomètres de diamètre et possédant une durée de vie de l'ordre d'une journée.

Les taches solaires

D'autres phénomènes affectent la surface du Soleil, mais de façon plus transitoire. Les taches solaires sont l'exemple le plus connu puisque des astronomes chinois les observaient déjà il y a plus de mille ans. Il s'agit de petites régions sombres apparaissant sur la photosphère, dont le diamètre varie entre quelques milliers et une centaine de milliers de kilomètres, et qui durent entre quelques jours et plusieurs mois. On observe également des régions brillantes appelées les facules qui apparaissent un peu avant les taches et persistent plusieurs semaines après la disparition de celles-ci. L'observation continue du Soleil a montré que le nombre de taches n'est pas constant mais varie fortement d'une époque à l'autre. Il oscille entre zéro et une valeur maximale dans un cycle qui dure 11 ans. Le dernier maximum date de l'an 2000 et le prochain se produira en l'an 2011.

Les taches solaires sont des régions de la photosphère où la température est légèrement plus basse qu'en moyenne, environ 4000 kelvins au lieu de 6000. Elles émettent ainsi un peu moins de lumière que leur voisinage et apparaissent sombre par contraste. Leur analyse spectrale a révélé la présence d'un champ magnétique très intense. Celui-ci est très probablement la cause de la différence de température, bien que le mécanisme exact ne soit pas encore très clair. Plusieurs hypothèses ont ainsi été émises. En particulier, il se peut que le champ magnétique empêche les courants de gaz chaud ascendants d'atteindre la surface, mais il est également possible que d'intenses ondes magnétiques soient émises au niveau des taches, ce qui impliquerait une perte d'énergie, donc un refroidissement.

Le cycle solaire

Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d'un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire.

Pour expliquer comment le cycle de 11 ans est produit, faisons appel au concept de lignes de champ. Il s'agit de lignes imaginaires qui indiquent la direction du champ magnétique en tout point et sont très utiles comme moyen de représentation. En période de calme, lorsqu'il n'y a pas de tache visible, les lignes de champ relient simplement les deux pôles du Soleil l'un à l'autre, en suivant plus ou moins l'axe de celui-ci.

C'est alors la rotation différentielle qui commence à affecter les choses. A cause d'elle, en effet, les lignes de champ tournent plus vite à l'équateur qu'au pôle. Ceci les oblige à s'enrouler sur elles-mêmes et à se rapprocher les unes des autres. Après un grand nombre de rotations, les lignes de champ ressemblent finalement à des spirales fortement enroulées sur elles-mêmes et très concentrées dans les régions équatoriales, ce qui s'y traduit par un champ magnétique très intense.

Pendant ce temps, les mouvements convectifs près de la surface affectent eux-aussi les lignes de champ en les déformant et les tordant. Il est alors possible de temps à autre qu'une ligne de champ très tordue émerge de la zone convective et vienne former une boucle à l'extérieur du Soleil. C'est aux pieds de cette boucle, là où la ligne traverse la photosphère, qu'apparaissent alors deux taches solaires. C'est ainsi que naissent peu à peu les taches, couplées deux par deux, et que le Soleil se couvre de points sombres.

Finalement, au milieu du cycle, la multiplication des boucles provoque des interactions entre les différentes régions magnétiques, qui conduisent à une diminution générale de l'intensité et à une redistribution des lignes de champ entre différentes taches. Lorsque cette étape de recombinaison est terminée, les lignes de champ ont repris l'aspect de spirale fortement enroulée, mais dans le sens opposé au précédent. Il ne reste plus alors à la rotation différentielle qu'à dérouler les lignes pour qu'elles retrouvent leur aspect initial et que le Soleil revienne à une période calme sans taches solaires.

Salut

La chromosphère

Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire.

Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.

Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.

La couronne solaire

En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la précédente, de l'ordre d'un dix-milliardième de la densité de la photosphère. Sa température est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.

L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.

La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.

D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace. Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.

Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.

Le vent solaire

Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.

Salut,

Le Soleil

Le Soleil est unique dans notre galaxie. C'est une étoile autour de la laquelle tournent neuf planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton. Sans lui, la Terre serait froide et déserte. Grâce à sa lumière, les arbres et les plantes poussent et la vie est possible. Attention, danger pour les yeux : il ne faut jamais le regarder avec des instruments optiques sans filtres solaires spéciaux.

Parce que la Terre tourne autour du Soleil-en ellipse (donc elle se rapproche ou s'éloigne de lui) -, elle n'est pas toujours réchauffée de la même façon. C'est pour cette raison qu'il existe des saisons.
Le Soleil est constitué de gaz. Sa température varie entre 6 000 °C à la surface et 15 millions en son centre. Nos ancêtres savaient déjà qu'il était indispensable, et le considéraient souvent comme une divinité, qui s'appelait Râ chez les Egyptiens, Hélios chez les Grecs, Huitzilopochtli chez les Aztèques et Inti chez les Incas.

On estime aujourd'hui que le Soleil a atteint la moitié de sa vie : il devrait briller encore 5 milliards d'années, jusqu'à l'épuisement de son hydrogène, pour exploser, puis finalement disparaître.

La couronne de l'astre solaire est parcourue par des vents.


Le Soleil

Taille : 1,4 million de km de diamètre. Soit 110 fois la taille de la Terre !

Distance de la Terre : 150 millions de km.

Signe particulier : La température ambiante est de 3 à 15 millions de degrés !

Salut

En avoir tant dit sur le Soleil et avoir un temps si pluvieiux mdrr, ça en est presque risible n'est ce pas.

Salut

Le Soleil en 3 D. Pour regarder cette image vous devez posséder des lunettes avec un verre rouge pour l'oeil gauche et un verre vert pour l'oeil droit

Salut

Quand le soleil s'éteindra...

Une étoile qui répand de délicates enveloppes concentriques de gaz tandis qu'elle se métamorphose en naine blanche, fournit un aperçu du destin qui attend notre propre Soleil, dans plusieurs milliards d'années. Cette brillante étoile, appelée M2-9, a été observée à l'aide d'un des télescopes de l'observatoire Gemini situé au sommet de 4200 mètres du Mauna Kea à Hawaï.
Le destin de l'étoile est semblable à celui qui attend la plupart des étoiles petites et moyennes lorsqu'elles manquent de combustible en fin de vie. Les lobes jumeaux de gaz qui s'entortillent dans l'espace autour de M2-9 sont spectaculairement complexes, et forment ce que l'on appelle historiquement une nébuleuse planétaire, parce que les astronomes les ont initialement confondues avec des planètes lointaines.


Une impressionnante supernova

Selon la théorie stellaire, une telle étoile se métamorphose en naine blanche une fois que tout l'hydrogène qui brûle dans son noyau est épuisé. Avant cette transformation, cependant, elle diffuse l'hydrogène dans ses couches externes, et devient temporairement une géante rouge, plus froide. Puis l'étoile expulse ses couches externes, comme le fait M2-9, avant de s'effondrer en une forme plus petite et plus dense, achevant ainsi sa transition en naine blanche.

La plupart des naines blanches refroidissent progressivement. Cependant, si la masse de l'étoile excède de 1,4 fois la masse solaire - la limite de Chandrasekhar - la force de sa propre gravité la fait s'effondrer et elle explose alors en une spectaculaire supernova.

Notre Soleil manquera d'hydrogène dans quatre à cinq milliards d'années, et c'est alors que sa propre transformation commencera.



source http://www.techno-science.net/?onglet=news&news=2070

Qunad on parle d'étoile froide j'aimerais savoir de qulle température on parle!

alors les temperatures des etoiles "naines" seraient :
naines brunes : 1500 et 3500 K
naines rouges : 3500 et 7000 K
naines blanches : 7000 et 30000 K

en fait les naines blanches ont une grosse temperature de surface mais emettent tres peu de rayonnement. Les naines brunes ne sont que des etoiles mortes nées.

Vous conseillez quoi pour observer le soleil ?

Salut

garfield tu peux utiliser :

des lunettes speciales (3€) generalement pour observer les éclipses de soleil
une feuille astrosolar (20€ format A4) pour observer les taches solaires
un filtre en verre que l'on place devant l'objectif (100€ ça depend du diametre de l'instrument) pour obserrver les taches solaire
un filtre H Alpha pour observer les protuberences solaires (700€ je crois et oui c'est pas donné lol)
ou encore une pst coronado (661€) qui permet d'observer les protuberances

drust non puisqu'il est placé devant l'objectif donc les rayons solaires traversent le filtre en premier. Mon club en a un et on a jamais eu de probleme .Je pense que tu as confondu avec les filtre que l'on place derriere l'oculaire qui sous l'intensité lumineuse très forte qui condense les rayon au centre, pourrai eclater puis paf plus d'oeil

Salut

Oui, ce sont les filtres à l'oculaire qui peuvent éclater sous l'effet de la chaleur, et pas ceux à l'ouverture

en effet j'ai confondu avec les filtres à l'occulaire.
c'est parcequ'il est déja arrivé que des gens perdent un oeil à cause de ces filtres là