The Sun
Le Soleil est une étoile bien ordinaire de type G2 l'une des cent milliards d'étoiles de notre galaxie.
diamètre: 1,390,000 kilomètres.
masse: 1.989e30 kg
température: 5800 K (surface)
15,600,000 K (noyau)
Le Soleil est, et de loin, l'objet le plus gros du système solaire. Il contient plus de 99.8% de la masse totale du système solaire (Jupiter comptant presque tout le reste).
Il est souvent dit que le soleil est une étoile ordinaire. Il est vraie qu'il y a beaucoup d'autre étoiles qui lui sont similaire. Mais il y a beaucoup plus d'étoiles plus petites que d'étoiles plus grosses, le soleil étant dans le 10% des étoiles plus massives. L'étoile de taille moyenne de notre galaxie est probablement la moitié de la masse du soleil.
Le soleil est représenté chez plusieurs mythologies. Les Grecs l'appelaient Helios et les Romains l'appelaient Sol.
Le Soleil est présentement composé, d'environ 70% hydrogène and 25% hélium en masse et le reste ("métaux") compte pour moins de 2%. Cette composition change lentement alors que le Soleil transmute l'hydrogène en hélium à l'intérieur de son noyau. Cette composition change lentement alors que le Soleil transmute l'hydrogène en hélium à l'intérieur de son noyau.
La couche externe du Soleil possède une rotation différentielle: à l'équateur la surface accomplit une rotation complète en 25.4 jours; près des pôles peut prendre jusqu'à 36 jours. Ce phénomène est du au fait que le Soleil n'est pas un corps solide comme la Terre. Des phénomènes similaires sont observés sur les planètes géantes. La rotation différentiel s'étend jusqu'au couches très profondes à l'inté'rieur du soleil mais le noyau du soleil tourne comme un corps solide.
Les conditions à l'intérieur du noyau (approximativement les 25% du rayon les plus profond) solaire sont extrêmes. La température est de 15 millions de degrés Kelvin et la pression est de 250 milliards d'atmosphères. Les gaz du noyau sont compressés à une densité de 150 fois celle de l'eau.
La production d'énergie du Soleil (3.86e33 ergs/seconde milliards de milliards de mégawatts) est produite par la fusion nucléaire. Chaque seconde environ 700 000 000 tonnes d'hydrogène sont converties en environ 695 000 000 tonnes d'hélium et 5 000 000 tonnes (=3.86e33 ergs) d'énergie émise sous forme de rayonnement gamma.Voyageant du noyau vers la surface, l'énergie est continuellement absorbée et réémise à des températures de plus en plus basses, de sorte qu'à son arrivée à la surface cette énergie est principalement de la lumière visible. Pour les derniers 20% du trajet vers la surface, cette énergie se déplace plus par convection que par radiation.
The surface of the Sun, called the photosphere,
is at a temperature of about 5800 K.
Sunspots
are "cool" regions, only 3800 K (they look dark only by comparison with the
surrounding regions).
Sunspots can be very large, as much as 50,000 km in diameter.
Sunspots are caused by complicated
and not very well understood interactions with the Sun's magnetic field.
La chromosphère est une mince région au-dessus de la photosphère.
La région ténue au-dessus de la chromosphère, appelée couronne s'étend sur plusieurs millions de kilomètres dans l'espace mais n'est visible que durant les éclipses (à gauche). Les températures de la couronne dépassent les 1 000 000 K.
Par chance la lune et le soleil on le même diamètre apparent dans le ciel vu de la terre. Et comme la lune orbite la terre approximativement sur le même plan que le plan de l'orbite de la terre autour du soleil il arrive parfois que la lune ce situe directement entre la terre et le soleil. C'est ce que l'on appelle une éclipse du soleil. Si l'alignement est imparfait alors la lune ne couvre qu'une partie du disque solaire et cet évènement s'appelle un éclipse partiel. Tout le disque solaire est bloqué quand l'alignement est parfait et c'est ce que l'on appelle une éclipse solaire totale. Les éclipses partiels sont visible sur une plus grande partie de la terre mais la région d'ou l'on voit l'éclipse totale, la trajectoire de l'éclipse, est très étroite, juste quelques kilomètres (mais normalement des milliers de kilomètres de long). Les éclipse du soleil se produisent une ou deux fois par année. Si vous rester à la maison, les chances sont bonne que vous ne voyez qu'une ´clipse partiel quelques fois par décade. Mais comme la trajectoire de l'éclipse est si petit il est fort peut probable qu'elle passe au dessus de votre maison. Alors plusieurs gens voyage jusqu'au bout du monde juste pour voir une éclipse total. Ce tenir sous l'ombres de la lune est une expérience inoubliable. Pour quelques précieuse minutes la nuit tombe en plein jour. Les étoiles sortent. Les animeaux pensent qu'il est l'heure d'aller ce coucher. C'est à ce moment que vous pouvez voir la couronne solaire. L'expérience vaut bien le grand voyage.
Le champ magnétique solaire est très puissant (en comparaison au standard terrestre) et très complexe. Sa magnétosphère (aussi appelée l'héliosphère) s'étend bien au-delà de Pluton.
Le Soleil émet de la chaleur et de la lumière et de surcroît un faible flux de particules chargées (surtout des protons et des électrons) qui s'appellent vent solaire et qui voyage à travers le système solaire à environ 450 Km/sec.
Le vent solaire et les particules de hautes énergies éjectées par les éruptions solaires peuvent avoir un effet dramatique sur Terre allant des surtensions de lignes de transmission d'électricité aux interférences radio et les aurores boréales.
D es données récentes en provenance de la sonde spatiale Ulysses démontrent que le vent solaire émanant des régions polaires voyage à des vitesses de 750 kilomètres par seconde, le double de celui des latitudes plus basses. La composition du vent solaire provenant des régions polaires est différente. Durant le maximum solaire, le vent solaire ce déplace à une vitesse intermedaire.
Des études du vent solaire sont en court et sont accomplisent par les sondes Wind, ACE et SOHO à partir d'un point fixe entre la Terre et le Soleil à une distance d'environ 1.6 millions de kilomètres de la Terre.
Le vent solaire a des effets considérables sur les queues de comètes et a un effet mesurable sur la trajectoire des vaisseaux spatiaux.
Boucles et prohéminences sont souvent visible sur le limbe solaire (gauche).
La production d'énergie du Soleil n'est pas tout à fait constante pas plus que le cycle des taches solaires. Il y a eu une période d'activité, un très faible nombre de taches solaires durant la deuxième moitié du 17ème siècle appelée minimum de Maunder. Ce minimum a coïncidé avec une période de température anormalement froide dans le nord de l'Europe, quelques fois appelée la petite ère glacière. Depuis la formation du système solaire la production d'énergie du Soleil a augmenté de 40%.
Le Soleil est âgé d'environ 4.5 milliards d'années. Depuis sa naissance, il a consommé environ la moitié de l'hydrogène de son noyau. Il brillera "paisiblement" pour environ un autre 5 milliards d'années (mais sa luminosité doublera durant cette période). Mais éventuellement il épuisera son combustible. Il sera alors contraint à des changements radicaux, mais normaux pour une étoile, qui résulteront en une destruction totale de la Terre (et probablement la création d'une nébuleuse planétaire).
Distance Rayons Masse Planète (000 km) (km) (kg) Découvreur Date --------- --------- ------ ------- ---------- ----- Mercure 57,910 2439 3.30e23 Vénus 108,200 6052 4.87e24 Terre 149,600 6378 5.98e24 Mars 227,940 3397 6.42e23 Jupiter 778,330 71492 1.90e27 Saturne 1,426,940 60268 5.69e26 Uranus 2,870,990 25559 8.69e25 Herschel 1781 Neptune 4,497,070 24764 1.02e26 Galle 1846 Pluton 5,913,520 1160 1.31e22 Tombaugh 1930Vous trouverez quelques définitions et des données plus détaillées dans la page des données.