L’étoile la plus proche de nous est bien entendu le Soleil. La distance entre la Terre et elle est assez petite en paramètres cosmiques : du Soleil à la Terre lumière du soleil Cela ne prend que 8 minutes.
Le Soleil n’est pas une naine jaune ordinaire, comme on le pensait auparavant. Ce corps central système solaire, autour duquel tournent les planètes, avec un grand nombre d'éléments lourds. Il s'agit d'une étoile formée après plusieurs explosions de supernova, autour de laquelle un système planétaire s'est formé. En raison de son emplacement proche des conditions idéales, la vie est née sur la troisième planète Terre. Le Soleil a déjà cinq milliards d'années. Mais voyons pourquoi ça brille ? Quelle est la structure du Soleil et quelles sont ses caractéristiques ? Que lui réserve l'avenir ? Quel est son impact sur la Terre et ses habitants ? Le Soleil est une étoile autour de laquelle tournent les 9 planètes du système solaire, dont la nôtre. 1 ua (unité astronomique) = 150 millions de km - il en va de même pour la distance moyenne de la Terre au Soleil. Le système solaire contient neuf planètes majeures, une centaine de satellites, de nombreuses comètes, des dizaines de milliers d'astéroïdes (planètes mineures), des météoroïdes et des gaz et poussières interplanétaires. Au centre de tout cela se trouve notre Soleil.
Le soleil brille depuis des millions d'années, ce que confirment les recherches biologiques modernes obtenues à partir des restes d'algues bleu-vert-bleu. Si la température de la surface du Soleil changeait ne serait-ce que de 10 %, toute vie sur Terre mourrait. Il est donc bon que notre étoile rayonne uniformément l’énergie nécessaire à la prospérité de l’humanité et des autres créatures sur Terre. Dans les religions et les mythes des peuples du monde, le Soleil a toujours occupé la place principale. Pour presque tous les peuples de l'Antiquité, le Soleil était la divinité la plus importante : Hélios - chez les anciens Grecs, Ra - le dieu solaire des anciens Égyptiens et Yarilo chez les Slaves. Le soleil apportait la chaleur, les récoltes, tout le monde le vénérait, car sans lui il n'y aurait pas de vie sur Terre. La taille du Soleil est impressionnante. Par exemple, la masse du Soleil est 330 000 fois celle de la Terre et son rayon est 109 fois plus grand. Mais la densité de notre étoile est faible - 1,4 fois supérieure à la densité de l'eau. Le mouvement des taches à la surface a été remarqué par Galileo Galilei lui-même, prouvant ainsi que le Soleil ne reste pas immobile, mais tourne.
Zone convective du Soleil
La zone radioactive représente environ les 2/3 du diamètre interne du Soleil et son rayon est d'environ 140 000 km. En s'éloignant du centre, les photons perdent leur énergie sous l'influence d'une collision. Ce phénomène est appelé phénomène de convection. Cela n’est pas sans rappeler le processus qui se produit dans une bouilloire bouillante : l’énergie provenant de l’élément chauffant est bien supérieure à la quantité éliminée par conduction. Eau chaude, situé près du feu, monte et le plus froid descend. Ce processus est appelé convention. La convection signifie que le gaz plus dense est distribué sur la surface, se refroidit et retourne au centre. Le processus de mélange dans la zone convective du Soleil s'effectue en continu. En regardant à travers un télescope la surface du Soleil, vous pouvez voir sa structure granulaire - les granulations. On a l'impression que c'est fait de granulés ! Cela est dû à la convection se produisant sous la photosphère.
Photosphère du Soleil
Une fine couche (400 km) - la photosphère du Soleil, est située directement derrière la zone convective et représente la « vraie surface solaire » visible depuis la Terre. Les granules de la photosphère ont été photographiés pour la première fois par le Français Janssen en 1885. Le granule moyen a une taille de 1 000 km, se déplace à une vitesse de 1 km/s et existe pendant environ 15 minutes. Des formations sombres de la photosphère peuvent être observées dans la partie équatoriale, puis elles se déplacent. Les champs magnétiques puissants sont une caractéristique distinctive de ces spots. UN couleur sombre est obtenu en raison de la température plus basse par rapport à la photosphère environnante.
Chromosphère du Soleil
La chromosphère solaire (sphère colorée) est une couche dense (10 000 km) de l'atmosphère solaire située directement derrière la photosphère. La chromosphère est assez problématique à observer en raison de sa proximité avec la photosphère. On le voit mieux lorsque la Lune recouvre la photosphère, c'est-à-dire lors des éclipses solaires.
Les protubérances solaires sont d'énormes émissions d'hydrogène, ressemblant à de longs filaments lumineux. Les proéminences s'élèvent sur des distances énormes, atteignant le diamètre du Soleil (1,4 mm km), se déplacent à une vitesse d'environ 300 km/s et la température atteint 10 000 degrés.
La couronne solaire est constituée des couches externes et étendues de l'atmosphère du Soleil, prenant naissance au-dessus de la chromosphère. La longueur de la couronne solaire est très longue et atteint des valeurs de plusieurs diamètres solaires. Les scientifiques n’ont pas encore reçu de réponse claire à la question de savoir où cela se termine exactement.
La composition de la couronne solaire est un plasma raréfié et hautement ionisé. Il contient des ions lourds, des électrons avec un noyau d'hélium et des protons. La température de la couronne atteint de 1 à 2 millions de degrés K par rapport à la surface du Soleil.
Le vent solaire est un flux continu de matière (plasma) provenant de l’enveloppe externe de l’atmosphère solaire. Il contient des protons, noyaux atomiques et des électrons. La vitesse du vent solaire peut varier de 300 km/s à 1 500 km/s, en fonction des processus qui se produisent sur le Soleil. Le vent solaire se propage partout système solaire et, en interagissant avec le champ magnétique terrestre, provoque divers phénomènes, dont les aurores boréales.
Caractéristiques du Soleil
Masse du Soleil : 2∙1030 kg (332 946 masses terrestres)
Diamètre : 1 392 000 km
Rayon : 696 000 km
Densité moyenne : 1 400 kg/m3
Inclinaison de l'axe : 7,25° (par rapport au plan de l'écliptique)
Température de surface : 5 780 K
Température au centre du Soleil : 15 millions de degrés
Classe spectrale : G2 V
Distance moyenne de la Terre : 150 millions de km
Âge : 5 milliards d'années
Période de rotation : 25.380 jours
Luminosité : 3,86∙1026 W
Magnitude apparente : 26,75m
Il existe de nombreuses petites et grandes étoiles dans l’espace. Et si nous parlons des habitants de la Terre, alors l'étoile la plus importante pour eux est le Soleil. Il est composé de 70 % d’hydrogène et de 28 % d’hélium, les métaux représentant moins de 2 %.
Sans le Soleil, il n’y aurait peut-être pas de vie sur Terre. Nos ancêtres savaient à quel point leur vie et leur vie dépendaient du corps céleste, ils l'adoraient et le divinisaient. Les Grecs appelaient le soleil Hélios et les Romains Sol.
Le soleil a un impact énorme sur nos vies. C'est une formidable incitation à étudier comment les changements se produisent au sein de cette « boule de feu » et comment ces changements peuvent nous affecter maintenant et à l'avenir. De nombreuses recherches scientifiques nous donnent l’occasion de nous pencher sur le passé lointain de la planète. Le soleil a environ 5 milliards d'années. Dans 4 milliards d’années, il brillera beaucoup plus qu’aujourd’hui. En plus d'augmenter en luminosité et en taille sur plusieurs milliards d'années, le Soleil change également sur des périodes de temps plus courtes.
Une telle période de changement est connue sous le nom de cycle solaire, aux moments desquels sont observés des minima et des maxima. Grâce à des observations sur plusieurs décennies, il a été établi que l'augmentation de l'activité lumineuse et de la taille du Soleil, qui a commencé en le passé lointain, existe encore aujourd'hui. Au cours des derniers cycles, l'activité lumineuse a augmenté d'environ 0,1 %. Ces changements, qu’ils soient rapides ou progressifs, ont certainement un impact énorme sur les Terriens. Cependant, les mécanismes de cette influence n’ont pas encore été entièrement étudiés.
La température du Soleil au centre de l’étoile est très élevée, environ 14 milliards de degrés. Les réactions thermonucléaires se produisent au cœur de la planète, c'est-à-dire réactions de fission de noyaux d'hydrogène sous pression, entraînant la libération d'un noyau d'hélium et grande quantitéénergie. À mesure que vous pénétrez plus profondément à l’intérieur, la température du Soleil devrait augmenter rapidement. Cela ne peut être déterminé que théoriquement.
La température du Soleil en degrés est :
- température corona - 1 500 000 degrés ;
- température à cœur - 13 500 000 degrés;
- La température du Soleil en Celsius à la surface est de 5726 degrés.
Un grand nombre de scientifiques de différents pays Ils mènent des recherches sur la structure du Soleil et tentent de recréer le processus de fusion thermonucléaire dans des laboratoires terrestres. Ceci a pour but de découvrir comment le plasma se comporte dans conditions réelles pour reproduire ces conditions sur Terre. Le soleil est en effet un immense laboratoire naturel.
L'atmosphère du Soleil, d'une épaisseur d'environ 500 km, s'appelle la photosphère. Grâce aux processus de convection dans l'atmosphère de la planète, les flux de chaleur des couches inférieures se déplacent vers la photosphère. Le soleil tourne, mais pas de la même manière que la Terre, Mars... Le soleil est fondamentalement un corps non solide.
Des effets similaires de la rotation du Soleil sont observés sur les planètes gazeuses. Contrairement à la Terre, les couches du Soleil ont des vitesses de rotation différentes. L'équateur tourne le plus rapidement ; une révolution est effectuée en 25 jours environ. À mesure que vous vous éloignez de l'équateur, la vitesse de rotation diminue et quelque part aux pôles du Soleil, la rotation prend environ 36 jours. L'énergie solaire est d'environ 386 milliards de mégawatts. Chaque fraction de seconde, environ 700 millions de tonnes d'hydrogène se transforment en 695 millions de tonnes d'hélium et 5 millions de tonnes d'énergie sous forme de rayons gamma. En raison du fait que la température du Soleil est si élevée, la réaction de transition de l’hydrogène en hélium se produit avec succès.
Le Soleil émet également un flux de particules chargées de faible densité (principalement des protons et des électrons). Ce flux s'appelle le vent solaire, qui se déplace dans tout le système solaire à une vitesse d'environ 450 km/s. Les flux coulent continuellement du Soleil vers l'espace, respectivement vers la Terre. Le vent solaire constitue une menace mortelle pour toute vie sur notre planète. Peut avoir des effets dramatiques sur Terre, depuis les surtensions des lignes électriques, les interférences radio jusqu'aux magnifiques aurores boréales. S'il n'y avait rien de tel sur notre planète champ magnétique, alors la vie se terminerait dans quelques secondes. Le champ magnétique crée une barrière infranchissable pour les particules du vent solaire chargées rapidement. Dans les domaines pôle Nord Le champ magnétique est dirigé vers l’intérieur de la Terre, ce qui fait que les particules accélérées du vent solaire pénètrent beaucoup plus près de la surface de notre planète. Ainsi, au pôle Nord, nous observons des vents polaires. Le vent solaire peut également être dangereux en interagissant avec la magnétosphère terrestre. Ce phénomène est appelé avoir un fort impact sur la santé des personnes. Ces réactions sont particulièrement visibles chez les personnes âgées.
Le vent solaire n’est pas la seule chose avec laquelle le Soleil peut nous nuire. Les événements qui se produisent souvent à la surface du luminaire sont très dangereux. Les éruptions émettent d’énormes quantités de rayons ultraviolets et de rayons X dirigés vers la Terre. Ces rayonnements sont tout à fait capables d'absorber l'atmosphère terrestre, mais ils représentent un grand danger pour tous les objets dans l'espace. Les rayonnements peuvent endommager les satellites artificiels, les stations et autres technologies spatiales. Les rayonnements nuisent également à la santé des astronautes travaillant dans l’espace.
Depuis sa création, le Soleil a déjà utilisé environ la moitié de l’hydrogène contenu dans son noyau et continuera à en émettre pendant encore 5 milliards d’années, augmentant progressivement sa taille. Après cette période, l’hydrogène restant dans le noyau de l’étoile sera complètement épuisé. À ce moment-là, le Soleil atteindra sa taille maximale et son diamètre augmentera d'environ 3 fois (par rapport à sa taille actuelle). Elle ressemblera à une géante rouge et une partie des planètes proches du Soleil brûlera dans son atmosphère. Ceux-ci incluront la Terre. D’ici là, l’humanité devra trouver une nouvelle planète à habiter. Après quoi, la température du Soleil commencera à baisser et, une fois refroidi, il finira par se transformer en. Cependant, tout cela est une question d'un avenir très lointain...
Température - très caractéristique importanteétat de la matière sur lequel repose sa base propriétés physiques. Sa détermination constitue l’un des problèmes astrophysiques les plus difficiles. Cela est dû à la fois à la complexité des méthodes existantes de détermination de la température et à l'imprécision fondamentale de certaines d'entre elles. À de rares exceptions près, les astronomes sont incapables de mesurer la température à l’aide d’un instrument monté sur le corps lui-même. Cependant, même si cela était possible, dans de nombreux cas, les instruments de mesure de la chaleur seraient inutiles, car leurs lectures différaient considérablement de la valeur réelle de la température. Un thermomètre donne des lectures correctes uniquement lorsqu'il est en équilibre thermique avec le corps dont la température est mesurée. Par conséquent, pour les corps qui ne sont pas en équilibre thermique, il est fondamentalement impossible d'utiliser un thermomètre et des méthodes spéciales doivent être utilisées pour déterminer leur température. Considérons les principales méthodes de détermination des températures et indiquons les cas les plus importants de leur application.
Détermination de la température par la largeur des raies spectrales. Cette méthode est basée sur l'utilisation de la formule (7.43), lorsque la largeur Doppler des raies spectrales d'émission ou d'absorption est connue à partir des observations. Si la couche de gaz est optiquement mince (il n'y a pas d'auto-absorption) et que ses atomes n'ont que des mouvements thermiques, alors la valeur de la température cinétique est directement obtenue de cette manière. Cependant, très souvent, ces conditions ne sont pas remplies, ce qui est principalement mis en évidence par l'écart des profils observés par rapport à la courbe de Gauss représentée sur la figure. 90. De toute évidence, dans ces cas, la tâche consistant à déterminer la température sur la base des profils de raies spectrales devient beaucoup plus compliquée.
Détermination de la température basée sur l'étude des processus atomiques élémentaires conduisant à l'apparition de rayonnements observables. Cette méthode de détermination de la température est basée sur des calculs théoriques du spectre et une comparaison de leurs résultats avec des observations. Illustrons cette méthode en prenant l'exemple de la couronne solaire. Son spectre contient des raies d'émission appartenant à des éléments multi-ionisés dont les atomes sont privés de plus d'une douzaine d'électrons externes, ce qui nécessite des énergies d'au moins plusieurs centaines d'électrons-volts. La puissance du rayonnement solaire est trop faible pour provoquer une telle ionisation du gaz. Cela ne peut s’expliquer que par des collisions avec des particules énergétiques rapides, principalement des électrons libres. Par conséquent, l’énergie thermique d’une fraction importante des particules de la couronne solaire devrait être égale à plusieurs centaines d’électrons-volts. En désignant l'énergie exprimée en électron-volts par e et en tenant compte de (7.13), on a T = 11 600 V.
La plupart des particules de gaz ont alors une énergie de 100 eV à une température supérieure à un million de degrés.
Détermination de la température basée sur l'application des lois sur le rayonnement du corps noir. Un certain nombre des méthodes les plus courantes pour déterminer la température reposent sur l'application des lois du rayonnement du corps noir (à proprement parler, valables uniquement pour l'équilibre thermodynamique) au rayonnement observé. Cependant, pour les raisons évoquées au début de ce paragraphe, toutes ces méthodes sont fondamentalement inexactes et conduisent à des résultats contenant des erreurs plus ou moins grandes. Par conséquent, ils sont utilisés soit pour des estimations approximatives de température, soit dans les cas où il peut être prouvé que ces erreurs sont négligeables. Commençons par ces cas.
Conformément à la loi de Kirchhoff, une couche de gaz optiquement épaisse et opaque produit un fort rayonnement dans un spectre continu. Un exemple typique est celui des couches les plus profondes de l’atmosphère d’une étoile. Plus ces couches sont profondes, mieux elles sont isolées de l’espace environnant et plus leur rayonnement est donc proche de l’équilibre. Donc pour couches internesétoiles dont le rayonnement ne nous atteint pas du tout, les lois du rayonnement thermique sont remplies avec haut degré précision.
La situation est complètement différente avec les couches externes de l’étoile. Ils occupent une position intermédiaire entre les couches internes complètement isolées et les couches externes complètement transparentes (c'est-à-dire le rayonnement visible). En fait, on voit les couches dont la profondeur optique ne diffère pas trop de 1. En effet, les couches plus profondes sont moins visibles en raison de l'augmentation rapide de l'opacité avec la profondeur, et les couches les plus externes émettent faiblement (rappelons que l'émission d'une couche optiquement fine la couche est proportionnelle à son épaisseur optique). Par conséquent, le rayonnement qui dépasse les limites d’un corps donné se produit principalement en couches. En d'autres termes, les couches que nous voyons sont situées à une profondeur à partir de laquelle le gaz devient opaque et pour elles, les lois du rayonnement thermique ne sont satisfaites qu'approximativement. Ainsi, par exemple, pour les étoiles, en règle générale, il est possible de sélectionner une courbe de Planck qui, bien que très grossièrement, ressemble toujours à la répartition de l'énergie dans son spectre. Cela permet, avec de grandes réserves, d'appliquer les lois de Planck, Stefan-Boltzmann et Wien au rayonnement des étoiles.
Considérons l'application de ces lois au rayonnement solaire. La figure 91 montre la distribution d'énergie observée dans le spectre du centre du disque solaire, ainsi que plusieurs courbes de Planck pour différentes températures. D’après cette figure, il est clair qu’aucun d’entre eux ne correspond exactement à la courbe du Soleil. Dans ce dernier cas, le maximum de rayonnement n'est pas aussi prononcé. Si nous supposons que cela se produit dans la longueur d'onde 
max = 4300 Å, alors la température déterminée par la loi de déplacement de Wien sera égale à T ( 
vérifier) = 6750°.
L'énergie totale émise par 1 cm 2 de la surface du Soleil est égale à
e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × sec.
En substituant cette valeur dans la formule (7.33) de la loi de Stefan-Boltzmann, nous obtenons la température dite effective
Ainsi, la température effective d'un corps est la température d'un tel corps absolument noir, dont chaque centimètre carré dans tout le spectre émet le même flux d'énergie que 1 cm 2 de ce corps.
Les notions de luminosité et de température de couleur sont introduites de manière similaire. La température de luminosité est la température d'un tel corps absolument noir, dont chaque centimètre carré, à une certaine longueur d'onde, émet le même flux d'énergie que le corps donné à la même longueur d'onde. Pour déterminer la température de luminosité, il faut appliquer la formule de Planck à la luminosité monochromatique observée de la surface émettrice. Il est évident que dans différentes parties du spectre vrai corps peut avoir des températures de luminosité différentes. Ainsi, par exemple, à partir de la Fig. 91, il est clair que la courbe du Soleil croise diverses courbes de Planck, dont les températures correspondantes montrent le changement de la température de luminosité du Soleil dans différentes parties du spectre visible.
La détermination de la température de luminosité nécessite des mesures très complexes de l’intensité radiante en unités absolues. Il est beaucoup plus facile de déterminer le changement d'intensité du rayonnement dans une certaine région du spectre (distribution relative de l'énergie).
La température d'un corps absolument noir, dont la répartition relative de l'énergie dans une partie du spectre est la même que celle d'un corps donné, est appelée température de couleur du corps. Revenant à nouveau à la distribution de l'énergie dans le spectre du Soleil, nous voyons que dans la région de longueur d'onde de 5 000 à 6 000 Å, la pente de la courbe du Soleil sur la Fig. 91 est la même que la courbe de Planck pour une température de 7000° dans la même région spectrale.
Les notions d'efficacité, de luminosité et de température de couleur introduites ci-dessus ne sont donc que des paramètres caractérisant les propriétés du rayonnement observé. Pour savoir avec quelle précision et à quelle profondeur ils donnent une idée de la température corporelle réelle, des recherches supplémentaires sont nécessaires.
Analysons les résultats. La température effective du Soleil, déterminée par le flux total de rayonnement, s'est avérée être égale à 5760°, tandis que la position du rayonnement maximum dans le spectre du Soleil correspond à la température déterminée par la loi de Wien, soit environ 6750°. Distribution relative de l'énergie dans divers domaines Le spectre permet de trouver des températures de couleur dont la valeur varie considérablement même au sein du seul domaine visible. Par exemple, dans la plage de longueurs d'onde 4 700-5 400 Å, la température de couleur est de 6 500°, et à proximité, dans la plage de longueurs d'onde 4 300-4 700 Å, elle est d'environ 8 000°. La température de luminosité varie sur un spectre encore plus large, qui dans la région spectrale de 1 000 à 2 500 Å augmente de 4 500° à 5 000°, dans les rayons verts (5 500 Å) est proche de 6 400° et dans la gamme radio des ondes métriques atteint un million de degrés ! Pour plus de clarté, tous les résultats répertoriés sont résumés dans le tableau. 4.
La différence entre les données indiquées dans le tableau. 4 est d’une importance fondamentale et conduit aux conclusions importantes suivantes :
1. Le rayonnement du Soleil diffère du rayonnement d’un corps complètement noir. Sinon, toutes les valeurs de température indiquées dans le tableau. 4 serait pareil.
2. La température de la matière solaire change avec la profondeur. En effet, l’opacité des gaz fortement chauffés n’est pas la même selon les longueurs d’onde. DANS rayons ultraviolets l'absorption est plus grande que dans les visibles. Dans le même temps, ces gaz absorbent le plus fortement les ondes radio. Par conséquent, les rayonnements radio, ultraviolets et visibles font respectivement référence à des couches de plus en plus profondes du Soleil. En tenant compte de la dépendance observée de la température de luminosité sur la longueur d'onde, nous constatons qu'il existe quelque part près de la surface visible du Soleil une couche avec une température minimale (environ 4 500°), qui peut être observée dans les rayons ultraviolets lointains. Au-dessus et au-dessous de cette couche, la température augmente rapidement.
3. Du précédent, il résulte que la plupart de la matière solaire doit être très fortement ionisée. Déjà à une température de 5 à 6 000 degrés, les atomes de nombreux métaux sont ionisés et à des températures supérieures à 10 à 15 000 degrés, l'élément le plus abondant dans le Soleil - l'hydrogène - est ionisé. Par conséquent, la matière solaire est du plasma, c'est-à-dire gaz dans lequel la plupart des atomes sont ionisés. Ce n'est que dans une fine couche près du bord visible que l'ionisation est faible et que l'hydrogène neutre prédomine
De la table 5 montre que dans les profondeurs du Soleil, la température dépasse les 10 millions de degrés et la pression dépasse les centaines de milliards d'atmosphères (1 atm = 103 dynes/cm2). Dans ces conditions, les atomes individuels se déplacent à des vitesses énormes, atteignant par exemple des centaines de kilomètres par seconde pour l'hydrogène. La densité de la substance étant très élevée, les collisions atomiques se produisent très souvent. Certaines de ces collisions conduisent à la proximité des noyaux atomiques nécessaires au déroulement des réactions nucléaires.
Deux réactions nucléaires jouent un rôle important à l’intérieur du Soleil. Grâce à l’un d’eux, représenté schématiquement sur la Fig. 130, à partir de quatre atomes d’hydrogène, un atome d’hélium est formé. Aux étapes intermédiaires de la réaction, des noyaux d'hydrogène lourd (deutérium) et des noyaux de l'isotope He 3 se forment. Cette réaction est appelée proton-proton.
Une autre réaction dans des conditions solaires joue un rôle beaucoup moins important. A terme, cela conduit également à la formation d’un noyau d’hélium de quatre protons. Le processus est plus compliqué et ne peut se produire qu'en présence de carbone dont les noyaux entrent dans la réaction dans les premières étapes et sont libérés dans la dernière. Ainsi, le carbone est un catalyseur, c’est pourquoi l’ensemble de la réaction est appelé cycle du carbone.
Un fait extrêmement important est que la masse du noyau d’hélium est inférieure de près de 1 % à la masse de quatre protons. Cette perte apparente de masse est appelée défaut de masse et est responsable de la libération de grandes quantités d’énergie suite aux réactions nucléaires.
Les réactions nucléaires décrites sont une source d'énergie émise par le Soleil dans l'espace.
Étant donné que les températures et les pressions les plus élevées sont créées dans les couches les plus profondes du Soleil, les réactions nucléaires et la libération d'énergie qui les accompagne se produisent le plus intensément au centre même du Soleil. Seulement ici, avec la réaction proton-proton, le cycle du carbone joue un rôle important. À mesure que vous vous éloignez du centre du Soleil, la température et la pression diminuent, la libération d'énergie due au cycle du carbone s'arrête rapidement et jusqu'à une distance d'environ 0,2 à 0,3 rayon du centre, seul le proton-proton la réaction reste significative. À une distance du centre de plus de 0,3 rayon, la température devient inférieure à 5 millions de degrés et la pression en dessous de 10 milliards d'atmosphères. Dans ces conditions, les réactions nucléaires ne peuvent pas du tout se produire. Ces couches transmettent uniquement le rayonnement émis à une plus grande profondeur sous forme de rayons gamma, qui sont absorbés et réémis par les atomes individuels. Il est important qu'au lieu de chaque quantum de haute énergie absorbé, les atomes émettent généralement plusieurs quanta d'énergies inférieures. Cela se produit par prochaine raison. En absorbant, l’atome devient ionisé ou fortement excité et acquiert la capacité d’émettre. Cependant, l’électron ne revient pas immédiatement à son niveau d’énergie d’origine, mais à travers des états intermédiaires, lors de transitions entre lesquelles sont libérés des quanta d’énergies inférieures. Il en résulte une sorte de « fragmentation » des quanta durs en quanta moins énergétiques. Par conséquent, au lieu de rayons gamma, des rayons X sont émis, et au lieu de rayons X, des rayons ultraviolets sont émis, qui à leur tour, déjà dans les couches externes, sont broyés en quanta de rayons visibles et thermiques, finalement émis par le Soleil. .
La partie du Soleil dans laquelle la libération d'énergie due aux réactions nucléaires est insignifiante et où le processus de transfert d'énergie se produit par absorption de rayonnement et réémission ultérieure est appelée zone d'équilibre radiatif. Il occupe une superficie d'environ 0,3 à 0,7 r¤ du centre du Soleil. Au-dessus de ce niveau, la matière elle-même commence à participer au transfert d'énergie, et directement sous les couches externes observables du Soleil, sur environ 0,3 de son rayon, une zone convective se forme dans laquelle l'énergie est transférée par convection.
Le Soleil est une étoile qui produit de la chaleur à la suite de réactions thermonucléaires qui s'y produisent pour convertir les molécules d'hydrogène en un gaz inerte - l'hélium. La température est mesurée en degrés et varie selon les couches. La Terre étant très éloignée de l’étoile, nous sommes protégés de ses effets incinérants. Pour se sentir en sécurité, l’humanité a besoin de percer tous ses secrets.
En contact avec
La structure de l'étoile
À quoi ressemble le Soleil et de quoi il est fait. Il s'agit essentiellement d'une sphère de plasma-gaz multicouche dont le volume interne peut être divisé en plusieurs zones avec composition différente, propriétés, comportement et caractéristiques d'une substance.
Structure du Soleil peut être représenté comme suit :
- le noyau est un « four » à fusion géant qui génère de la chaleur et de l’énergie sous forme de photons. Ce sont eux qui apportent la lumière sur Terre. Le rayon du noyau ne dépasse pas le quart du rayon total de l'astre ; la température au centre du soleil atteint 14 millions de Kelvin ;
- zone de rayonnement (émetteur), a une épaisseur d'environ trois cent mille kilomètres et se caractérise par haute densité. Ici l'énergie est lente se déplace à la surface. Il s’agit essentiellement du domaine de la fusion thermonucléaire ;
- la zone convective, où l'énergie se déplace beaucoup plus rapidement vers la surface ou dans la photosphère ;
- La zone de gaz vortex de l'atmosphère solaire commence au-dessus de la surface.
Sphères et leurs caractéristiques
La photosphère est la couche la plus fine et la plus profonde située au-dessus de la surface du Soleil ; elle peut être observée dans le spectre continu de la lumière visible. La hauteur de la photosphère est d'environ 300 km. Plus la couche de photosphère est profonde, plus elle devient chaude.
Chromosphère - coque extérieure, entourant la photosphère. Son épaisseur est d'environ 10 000 km et sa structure est hétérogène. La couronne est la partie extérieure et donc inhabituellement raréfiée de l'atmosphère qui peut être observée pendant éclipse totale. Sa température dépasse un million de degrés.
L'atmosphère est soumise à des oscillations résonantes constantes environ toutes les 5 minutes. Se propager dans couches supérieures atmosphère, les ondes leur transfèrent une partie de l'énergie, les gaz des autres couches (chromosphère et couronne) s'échauffent. C'est pourquoi la partie supérieure La photosphère du Soleil s'avère être la « plus froide ».
Attention! La densité, la température et la pression à l’intérieur d’un réacteur à fusion géant diminuent à mesure que l’on s’éloigne du cœur.
La température du Soleil en degrés est différente dans chacune de ses sphères, donc la température du Soleil à la surface est de 5 800 degrés Celsius, couronne solaire – 1 500 000, la température du noyau du soleil est de 13 500 000.
Force de rayonnement
La puissance de rayonnement est très importante : environ 385 milliards de mégawatts. Presque instantanément, 700 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en 695 millions de tonnes d'hélium et 5 millions de tonnes de rayons gamma. À cause de haute température la fusion d'étoiles transformant l'hydrogène en hélium se produit avec la formation d'énergie solaire et l'émission d'un flux de photons. Un tel flux communément appelé le vent solaire, qui se déplace à des vitesses supérieures à 450 km/s.
Grâce aux radiations, il est soutenu processus de la vie sur Terre, son climat est déterminé. Formellement, la lueur a presque couleur blanche, cependant, en s'approchant de la surface de la Terre, il devient teinte jaune- C'est le résultat de la diffusion de la lumière et de l'absorption de la partie des ondes courtes du spectre.
Le vent solaire a une autre définition : les éjections de masse coronale (CME), qui sont un front colossal de particules radioactives. particules chargées ionisées, dirigé vers les abysses cosmiques et incinérant tout sur son passage.
Lorsque les photons atteignent les couches superficielles, ils provoquent la rotation des couches externes de l’étoile, entraînant de puissantes oppositions magnétiques et des ondes de choc.
Ayant accéléré à des vitesses incroyables, les gaz génèrent également de puissants champs magnétiques qui, lorsque l'étoile tourne, entrent en collision et s'échappent de la surface.
Des champs magnétiques éclatent dans l’espace d'énormes boucles. Certaines de ces formations sont si grandes que la Terre pourrait les traverser avec une marge énorme.
Un caillot de plasma ionisé hautement radioactif s'en détache et est emporté à une vitesse énorme. C'est le MCU. Cela peut endommager les vaisseaux spatiaux et même menacer la vie des astronautes. Un tel front meurtrier atteint parfois la Terre dans 16 heures. A titre de comparaison : sur un vaisseau spatial rapide, un vol prendrait des années, mais le vent solaire n'a besoin que de quelques heures pour parcourir ce trajet.
Important! Le vent solaire constitue une menace mortelle pour l’existence de toute vie sur notre planète. Si la Terre n’avait pas de champ magnétique créant une barrière infranchissable pour les particules, la vie serait interrompue en quelques secondes.
Émergence
Il existe différentes théories sur l'origine du soleil. Voici l'un d'entre eux. Dans l'espace illimité, la poussière et les gaz accumulés pendant des millions d'années, sous l'influence de la gravité et de la pression, ont augmenté la chaleur, ce qui a conduit à la fusion nucléaire et à l'explosion. D'abord à partir d'une énorme accumulation de matière une étoile s'est formée, puis les planètes proches.
Beaucoup de gens se demandent quel âge a notre Soleil et comment il s’est formé. Bien entendu, l’âge exact de la star est impossible à connaître. On pense que la seule étoile du système est apparue il y a 4,57 milliards d’années.
Il existe une hypothèse selon laquelle la durée de vie d'une étoile sur la séquence principale ne dépasse pas 10 milliards d'années. Cela signifie que maintenant il est presque au milieu de son période de vie et après l'expiration de son existence, sa lueur deviendra beaucoup plus brillante, la température chutera rapidement et l'étoile atteindra le stade de géante rouge. Ensuite, sa coque extérieure commencera à se dilater puis à perdre de la masse. Cela pourrait amener les couches superficielles à atteindre l’orbite terrestre.
Diamètre du disque
Puisqu’une étoile est une boule de gaz qui tourne, sa forme est légèrement aplatie aux pôles. Selon recherche scientifique, il n'y a aucune zone solide à la surface du soleil, le terme « diamètre » caractérise donc la taille de l'une des couches de l'atmosphère.
Basé sur des observations astronomiques utilisant l'effet optique des perles de Bailey, ce paramètre est défini comme le diamètre de la photosphère - zone transfert d'énergie rayonnante.
Le rayon moyen du Soleil obtenu par cette méthode est de 695 990 km. Par conséquent, le diamètre du soleil en kilomètres est de 1 million 392 mille.
Il existe une autre façon de calculer la taille du Soleil : en utilisant des méthodes d'héliosismologie avec l'étude des ondes F gravitationnelles de surface formées par le Soleil.
Les données obtenues par la méthode « sismique » montrent le contraire valeur du rayon - 695 700 km, et le diamètre du soleil en kilomètres est de 1 391 400. Cette valeur est environ 300 km inférieure au rayon de la photosphère.
Important! Bien que les différences entre les deux valeurs soient faibles (environ 0,04 %), la modification de la valeur précédemment définie peut conduire à une surestimation d'autres paramètres, à l'exception de la densité et de la température. .
Vitesse rotationnelle
Un corps non rigide tourne complètement différemment des planètes. Les différentes couches de l’étoile ont leur propre vitesse de rotation. Le plus grand se trouve près de l’équateur ; une révolution prend environ 25 jours. Plus la couche est éloignée de l’équateur, plus sa vitesse de rotation est faible. Alors les pôles font une révolution dans environ 36 jours. C'est pourquoi le luminaire a des millions pôles magnétiques, et non deux, comme notre planète.
Attention! Le lever et le coucher du soleil dans les pays tropicaux voisins se produisent comme s'ils étaient prévus - à la même heure, tous les jours, tout au long de l'année. Par conséquent, la journée sous les tropiques est divisée à parts égales : la durée du jour et de la nuit est de 12 heures.
Coque extérieure et sa structure
La surface est généralement appelée couches externes, qui sont secouées par des explosions, des émissions et des éruptions monstrueuses. La température du soleil en degrés ici est de 6000 C⁰.
Il existe de nombreuses formations inhabituelles à la surface du Soleil. des tailles différentes, dont les plus célèbres sont les spots - zones de couleur sombre, indiquant les endroits où de puissants champs magnétiques pénètrent dans l'atmosphère solaire. Toute la surface du Soleil est recouverte de cellules dites convectives.
Attention! Des éruptions fréquentes se produisent à la surface du Soleil, accompagnées d'émissions de plasma et de gaz à haute température.
Une telle activité solaire peut avoir Conséquences négatives pour notre planète. De plus, un tel processus est soudain et imprévisible et peut durer de plusieurs heures à plusieurs jours. Ce à quoi beaucoup de gens sont habitués appelons-les des orages magnétiques, affectant négativement la condition humaine.
Il est important pour les scientifiques de connaître non seulement la température du Soleil en degrés Celsius et son diamètre en kilomètres, mais également d'autres caractéristiques afin de suivre l'activité de l'étoile céleste.
La température à la surface du Soleil en degrés Celsius est en moyenne de 5 726 degrés, la couronne de 1 500 000 degrés et celle du noyau de 13,5 millions de degrés.
Aujourd'hui, vous pouvez observer la météo spatiale en mode en ligne, découvrez quelle est la température du Soleil en degrés. L’état de l’étoile a un impact significatif sur la météo spatiale de notre système. Elle est déterminée par plusieurs paramètres :
- flux de plasma ionisé,
- rayonnements durs et éruptions cutanées,
- la force du vent solaire.
Température des différentes couches du soleil
La structure du soleil et autres faits intéressants
Conclusion
Le développement de l'astronomie a permis de déterminer le futur lointain corps célestes et a facilité la collecte informations pour les services météorologiques. Aujourd'hui, il est possible d'explorer de nouvelles planètes, le niveau de sécurité de la Terre augmente et des méthodes de protection contre d'éventuelles collisions avec des astéroïdes et d'autres corps célestes sont en cours de développement.
Le soleil surchauffe et bientôt l’explosion engloutira non seulement la Terre, mais aussi le reste du système solaire.
Le soleil surchauffe et bientôt l’explosion engloutira non seulement la Terre, mais aussi le reste du système solaire.
Les scientifiques ont tiré la sonnette d'alarme après qu'un satellite international a enregistré une grande éruption à la surface du Soleil. Le diamètre de la proéminence géante dépassait 30 diamètres de la Terre et sa longueur était de 350 000 km. Certes, la libération d'énergie solaire ne s'est pas produite en direction de notre planète, sinon les conséquences auraient été plus visibles - des pannes dangereuses des équipements électroniques et de communication. L'éruption s'est produite le 1er juillet et a été observée par les astronomes de la NASA et de l'Agence spatiale européenne à l'aide de l'observatoire héliosphérique solaire en orbite SOHO.
L'astrophysicien néerlandais Piers Van der Meer, expert à l'Agence spatiale européenne (ESA), est enclin à considérer cette proéminence colossale comme un signe certain que le Soleil est prêt à exploser dans un avenir très proche. Bien sûr, la Terre sera brûlée avec toute la vie qui s’y trouve, et il sera absolument impossible d’y échapper. « Comme si on apportait une guimauve au feu, elle noircit et fond », déclare le spécialiste du Weekly World News.
L'horreur, c'est que le Soleil se réchauffe progressivement. La température interne du Soleil était généralement de 27 millions de degrés Fahrenheit (15 millions Celsius). Mais aujourd’hui, ce chiffre s’élève à 49 millions (27 millions C). Au cours des 11 dernières années, le Soleil a suivi une trajectoire qui rappelle de manière inquiétante l'étoile de Kepler, une nova qui a explosé en 1604, explique le Dr Van der Meer.
Il est possible que le réchauffement climatique sur Terre, qui fait fondre la glace de l'Antarctique, ne soit pas du tout associé à la pollution anthropique, comme on le pensait auparavant, mais à des processus se produisant au Soleil.
La NASA a refusé de confirmer les prédictions des scientifiques européens, et une source proche de la Maison Blanche a déclaré : "Nous ne voulons pas que la panique se propage pour le moment".
Commentaire : La grande notoriété du 1er juillet a réellement eu lieu. Mais il n’a alors provoqué d’inquiétude particulière chez personne. Les éruptions solaires ne sont pas rares, celle-ci est l’une des plus puissantes de l’histoire. Dernièrement, mais pas du tout le plus puissant. Disons qu'un certain astrophysicien néerlandais, impressionné par un cataclysme cosmique, a réellement prédit la fin du monde. Il est dit que température interne Le soleil, c’est-à-dire la température de son noyau, augmente. Mais c’est quelque chose qui ne peut pas être mesuré directement. La température au centre du Soleil est « déterminée » uniquement par modèles théoriques son structure interne. Différents modèles donne un peu différentes significations, mais les chiffres les plus généralement acceptés sont de 15 ou 16 millions de Kelvin (ce qui correspond à peu près à la même valeur en Celsius). Cette température est obtenue par la synthèse de noyaux d'hélium à partir de noyaux d'hydrogène. Le Soleil est considéré comme une étoile stationnaire, dont la luminosité n’a pratiquement pas changé depuis plusieurs milliards d’années.
L’analogie avec l’explosion de la supernova de 1604 est pour le moins étrange. Il est peu probable que quiconque ait pu étudier l’état interne de l’étoile avant l’éruption.
Si nous parlons de changements catastrophiques enregistrés sur le Soleil, il est alors plus logique d'indiquer des changements dans la température de sa surface ou sa luminosité. Le flux de rayonnement solaire est une valeur très constante, c’est ce qu’on appelle la constante solaire. Ses variations ne dépassent pas les dixièmes de pour cent, même au cours du cycle habituel de 11 ans d'activité solaire, et déjà 0,1% peuvent provoquer un changement climatique sur notre planète.
Bien sûr, si cela se produisait, ce ne serait pas seulement un astrophysicien néerlandais, mais les employés de centaines de laboratoires partout sur la Terre qui seraient en émoi. Parler d’une multiplication par deux des paramètres, ce que personne n’a remarqué, est donc un non-sens. Ou s’agit-il d’une conspiration mondiale du silence parmi les astrophysiciens.
La façon dont de telles sensations pénètrent dans les publications en ligne russes les plus réputées est amusante. Par exemple, Cnews.ru rapporte cette nouvelle sous le titre "Un astrophysicien néerlandais estime qu'il reste six ans avant l'explosion du Soleil".
Chargement...