LE SOLEIL

1. LE SOLEIL École Arménienne SourpHagop Science et Technologie Secondaire 4/A Le 15 Décembre 2009

2. Introduction Depuis des millénaires, il fascine les hommes… observe et étudié par toutes les civilisations, crains et redoute, adore vénère, le soleil n’est pourtant qu’une étoile parmi des milliards d’autres astres lumineux qui brillent dans notre galaxie. Une étoile ordinaire donc? Pas tout n’à fait quand même. Le soleil est « ceinture » par neuf planètes dont la notre: la terre. Cette dernière semble très particulière, et même unique dans l’état actuel de nos connaissances. Son âge, son histoire ses dimensions, sa matière, son atmosphère, son inclinaison, sa distance et ses déplacements par rapport au soleil font de cette simple planète une véritable arche de Noé, un vaisseau cosmique a bord duquel a pu se developper la vie sous de formes incroyablement diverses, animales comme végétales. Le soleil est une énorme sphère de plasma, un mélange de gaz ionisés à très haute température, essentiellement d’hydrogène et de hélium. Son diamètre est de 1.4 million environ. Au regard de sa masse, de sa température, de sa composition chimique et de ses dimensions, le soleil est une étoile plutôt ordinaire: c’est sa relative proximité qui la rend importante pour les habitants de la terre.

3. DéveloppementLes couches successives : La structure interne du soleil est constituée de couches. Au centre, le noyau est le siège de réactions nucléaires qui produisent une grande quantité d’énergie. La température y est de 14 millions de degrés et la densité d’environ 100 g/m3. Ces conditions permettent la fusion de l’hydrogène en hélium. Il faut environ 10 millions d’années pour que l’énergie produite au centre rejoigne la surface. Cela signifie que la lumière que nous recevons aujourd’hui a été produite il y a plusieurs millions d’années. La couche convective : Le noyau possède un rayon d’à peu près 140 000 km, et la couche radiative représente les 2/3 du diamètre du soleil. Au fur et à mesure que les photons subissent des collisions, ils perdent leur énergie jusqu'à ce que cette énergie devienne égale à l’énergie thermique de la matière solaire. Entre alors en jeu, le phénomène de la convection.La photosphère : Le sommet de la couche convective se fond dans la photosphère. Avec ses 400 km d’épaisseur, celle-ci est très fine et représente la vraie surface du soleil, celle que l’on voit depuis la terre. Dans la photosphère, on distingue donc des granules qui ont été photographies pour la première fois en 1885 par l’astronome français Janssen. Un granule moyen a une durée de vie d’environ 15 min, une dimension de 1000 km, et sa vitesse de déplacement est habituellement 1 km/s. C’est aussi sur la photosphère qu’on observe les taches solaires, ces structures sombres associent à de forts champs magnétiques.

4. La chromosphère : Au dessus de la photosphère se trouve la chromosphère, littéralement la sphère colore. Elle a une épaisseur de 10 000 km. C’est une atmosphère particulièrement peu dense, donc difficile à observer puisqu’elle jouxte l’aveuglante photosphère. Les meilleures occasions de le faire sont les éclipses totales du soleil car alors la photosphère est cache par la lune. Dans la partie inferieure de la chromosphère, on peut observer les éruptions, qui sont caractérises par un accroissement très rapide de la luminosité.La couronne:La couronne est la partie la plus extérieur et la plus mince du soleil; elle s’étend de la surface du soleil jusqu'à l’espace interplanétaire. Sa luminosité étant seulement 1/600 000 fois celle de la photosphère, elle n’est normalement pas visible. La matière coronale possède une tres haute temperature, renforcée par l’intensité de champs magnétique : de 1 à 2 millions de degrés kelvin vers le centre de l’étoile a quelques centaines de milliers vers l’extérieur. A un tel niveau de température et de faible densité, la matière est hautement ionise consistant essentiellement en protons, en électrons, quelques noyaux d’hélium et des ions plus lourds sous forme de trace. Enfin le soleil diffus autour de lui le vent solaire qui a le constituant du plasma fait de protons, d’électrons et de noyaux ionise. Il est émis a une vitesse de plusieurs centaines de km/s et se propage dans l’ensemble du système solaire jusqu'à la terre ou, interagissent avec le champ magnétique de notre planète, il produit les phénomènes fascinants que sont les aurores boréales.

5. La couronne La chromosphère

6. Les taches solaires: Déjà les anciens observaient les taches solaires sans pour autant en comprendre la véritable nature, jusqu'à Kepler qui en 1607, fut trompe par l’une d’entre elles qu’il prit pour mercure. Un nombre important d’observations est rapporte par les annales chinoises des 165 avant J.C. Le plus ancien témoignage, attribue à Théophraste d’Athènes, un élève d’Aristote, a propos d’une tache solaire, date du IVe avant J.C. C’est Galilée qui redécouvrit les taches solaires en 1608. Outre, l’observation de ces taches a contribue à mettre en défaut le modèle d’Aristote-Ptolémée, selon lesquelles les objets célestes sont des sphères parfaites et immuables. Des observations systématiques commencèrent à partir de 175oC. Un soleil actif et un soleil calme: Le soleil connait des périodes ou son activité semblable cesser; sa surface ne pressante plus alors aucune tache. On appelé cette situation, le « minimum de Maunder » elle fut remarque en 1630pour une durée de 75 ans. On parle alors du soleil calme lorsque l’activité de ce dernier se manifeste sous forme de taches, de facules et de protubérances. Les taches solaires: