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Le Soleil

 

Le soleil est une étoile comme une autre, assez banale même si l'on en croit les astrophysiciens. Le soleil est une étoiles moyenne ! Faisant partie des 200 milliards d'étoiles qui constituent notre galaxie, le soleil est situé à environ 30000 années lumière du centre galactique dans un des bras de la spirale.

Tout comme nous tournons autour de lui avec la Terre, le Soleil tourne autour du centre galactique, cette révolution s'étale sur environ 200 million d'années et s'effectue à une vitesse de 250 Km/s !

Notre galaxie vue du dessus notre soleil est représenté en rouge

On peut comparer le Soleil à un corps noir chauffé à environ 5770K. Qu'est-ce qu'un corps noir ? c'est une imagination de l'esprit, un corps idéal qui absorberait toute l'énergie thermique qu'il reçoit sans en dissiper, tout en émettant de la lumière. La loi de Stephan précise que la puissance totale rayonnée par le corps noir et par unité de surfaceest proportionnelle à la quatrième puissance de sa température absolue.

 

A l'intérieur du soleil

En considérant principalement sa masse et sa luminosité, les astrophysiciens sont parvenu à déduire la structure interne du soleil.

Sauf dans des cas exceptionnels de phénomènes dynamiques tels que des explosions ou des effondrements gravitationnels, on peut dire que le soleil est un lieu où règne l'équilibre. Equilibre entre la force de gravité qui attire la matière vers le centre, et la force de pression qui elle, pousse vers l'extérieur.

En partant du centre du soleil, on trouve tout d'abord le coeur nucléaire (ou tout simplement le noyau), d'un rayon de 200000Km il occupe 0,3 R. C'est ici que se déroule une série de trois réaction nucléaires réalisant la fusion de 4 noyaux d'hydrogène en 1 noyau d'Hélium. L'une de ces trois réactions libère des neutrinos, ceux-ci de par leur propriétés (m=0 et charge quasi nulle) parviennent à quitter le noyau sans réagir avec la matière, il nous apportent alors des informations importantes sur les conditions à l'intérieur de ce noyau, mais de par ces mêmes propriétés, ils sont extrêmement difficiles à étudier. Les réactions nucléaires se déroulant ici fournissent une énorme quantité d'énergie sous forme de rayon gamma d'énerfie supérieure à 1 Mev !! La température varie de 15 millions de K à l'intérieur, à 7 millions à la périphérie du noyau.

Nous entrons ensuite dans la "zone radiative", ici la température n'est plus suffisante pour assurer les réaction de fusion, la zone s'étend de 0,3R à 0,7R. Dans cet "étage" l'énergie est transportée vers l'extérieur, le transport esta ssuré par une succession d'absorption et de réemmission du rayonnement ; à chaque fois un photon perd un peud 'énergie et la température n'est "plus que" de 2 millions de K à la sortie de la zone radiative.

 

La vie du Soleil

Comme toutes les étoiles, (voir évolution stellaire), le soleil est né et mourra. Sa naissance eut lieu il y a environ 4,5 milliard d'années, elle est la conséquence de l'effondrement d'un gigantesque nuage de gaz interstellaire. Une partie de ce nuage provenait directement de l'explosion d'une supernova bien plus ancienne. Cette étoile, par son explosion, apporta des éléments lourd au nuage qui était principalement constitué d'Hydrogène et d'Hélium.

La gravité accomplit son devoir et provoqua la contraction du nuage. La partie centrale de cette contraction voyait sa pression augmentait, et donc sa température également. Aux environ de la dizaine de million de degrés, les réactions thermonucléaires commencèrent. Ainsi les atomes d'hydrogène se regroupèrent quatre par quatre pour entamer un processus de fusion aboutissant à un noyau d'Helium. Cette réaction de fusion libère en vertu de la célèbre équation E=MC² une formidable énergie.

Quelques milions d'années plus tard, cette production d'énergie était bien en place, le soleil entre alors dans une phase de sa vie communément appelée "séquence principale". Pendant ce temps, poussés par le vent solair (flux de particules),les atomes inutilisés du nuages son destinés à former les futures planètes. Les atomes lourd restent du fait de leur masse, non loin du soleil et participeront à l'acretion des planètes telluriques. Tandis que les plus légers seront poussés plus loin et formeront les géantes gazeuses comme jupiter...

 

Spectre : Signature des éléments

Qu'est-ce qu'un spectre ? Imaginez un atome, pour simple prenons l'hydrogène, constitué d'un proton faisant office de noyau, et d'un électron en "orbite" autour. La physique quantique nous apprend que l'électron possède une énergie qui peut varier, mais uniquement par paliers. Ainsi, si notre électron se trouve sur un niveau dénergie donné, il peut soit monter au iveau supérieur en recevant de l'énergie ; soit tomber d'un niveau en libérant de l'énergie. L'énergie dont nous parlons ici, ce sont des photons.

Ainsi, lorsqu'un photon percute l'électron situé en orbite autour du proton, celui ci est "obsorbé" par l'électron qui gagne un niveau d'énergie. Le problème est qu'il faut absolument que l'énergie du photon incident soit égale à celle nécessaire pour faire monter l'électron, sinon personne ne bouge. Et chaque élément à des électrons qui demandent différentes énergies. Ansi le calcium ne demandera pas les mêmes photons que le fer ou que le carbone... Nous pouvons donc reconnaître un élément si nous parvenons à savoir quel photon il a absorbé.

Le soleil, emmet dans toutes les fréquences de lumière, visibles, IR, UV etc... ainsi des photons de toutes les énergies sont diffusés à l'intérieur du soleil jusqu'à nous... dans leur parcours, ils vont rencontrer la matière solaire, constituée de différents éléments. Et chaque élément va absorber son type de photon caractéristique. La conséquence est que seuls les photons non absorbés nous parviennent, il manque les autres... donc lorsque nous regardons la lumière que nous recevons du soleil, son spectre, on remarque comme des "trou" à certaines longueur d'onde (à certaines énergies de photon...), nous en déduisons les composant qui les ont absorbés, ce sont ceux qui composent notre étoile !!

 

Dernière mise à jour le 11-02-2002 Copyright © Nicoastro 2002