Soleil

Le Soleil, étoile qui, par les effets gravitationnels de son imposante masse, domine le Système solaire, système planétaire dont fait partie la Terre.


La quantité totale d'énergie émise par le Soleil sous forme de rayonnement est remarquablement constante : elle ne varie que de quelques millièmes sur une période de plusieurs jours. Cette émission d'énergie vient des profondeurs du Soleil.

Comme la plupart des autres étoiles, le Soleil est principalement constitué d'hydrogène (71%), d'hélium (27%), et d'autres éléments, plus lourds (2%).

Au centre du Soleil, la température atteint environ 16 millions C°, la densité étant alors égale à 150 fois celle de l'eau. Ces conditions favorisent l'interaction des noyaux des différents atomes d'hydrogène, qui subissent une fusion nucléaire. Le résultat de ce processus, lorsqu'il se répète, est la fusion de quatre noyaux d'hydrogène en un noyau d'hélium, avec émission d'énergie sous forme de rayonnement gamma. Chaque seconde, l'énergie générée par la réaction en chaîne, qui provoque la fusion d'une énorme quantité de noyaux, équivaut à celle libérée par l'explosion de 100 milliards de bombes à hydrogène d'une mégatonne.

La combustion nucléaire de l'hydrogène au cœur du noyau solaire se produit jusqu'à une distance d'environ un quart du rayon du Soleil. L'énergie libérée par la réaction nucléaire s'évacue en rayonnant jusqu'à la surface du Soleil. Cependant, à proximité de la surface, dans la zone de convection, dont la profondeur est de l'ordre d'un tiers du rayon solaire, l'énergie est transmise par l'intermédiaire de fortes turbulences gazeuses. La zone de convection est limitée par la photosphère (épaisse d'environ 200 km seulement, et ainsi appelée parce que c'est d'elle que provient la quasi-totalité du rayonnement visible) : on peut, en observant directement la photosphère et la portion d'atmosphère située au-dessus d'elle, se rendre compte de la turbulence qui caractérise la zone de convection.

La photosphère a une apparence irrégulière et tachetée : c'est la granulation solaire, provoquée par la turbulence de la partie supérieure de la zone de convection, située juste en dessous de la photosphère. Chaque granule a une largeur d'environ 2 000 km. Bien que la granulation soit permanente, certaines granules ont une durée de vie limitée à 10 min. Il existe également des formations de convection de plus grande envergure, causées par la turbulence dans les profondeurs de la zone de convection : ce sont les supergranules, dont la largeur est de 30 000 km en moyenne, leur durée de vie pouvant atteindre quelques dizaines d'heures.

L'histoire passée et future du Soleil est bâtie sur des modèles théoriques de la structure stellaire. Pendant les cinquante premiers millions d'années de son existence, le Soleil s'est contracté jusqu'à atteindre approximativement sa taille actuelle. L'énergie gravitationnelle libérée par ce mouvement d'effondrement sur lui-même a chauffé l'intérieur de l'astre et, lorsque le noyau s'est révélé suffisamment chaud, la contraction a cessé pour laisser place à la fusion nucléaire d'hydrogène en hélium, qui se déroule au cœur du Soleil.

Le Soleil est aujourd'hui vieux d'environ 4,6 milliards d'années. Il recèle assez d'hydrogène dans son noyau pour que la réaction nucléaire dure encore 4,6 milliards d'années. Lorsque le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène, il changera de structure. Sa surface externe s'étendra au-delà de l'orbite actuelle de la Terre ou d'avantage : il se transformera en une géante rouge, légèrement plus froide en surface qu'actuellement, mais 10 000 fois plus brillante en raison de sa taille gigantesque. Le Soleil demeurera une géante rouge, brûlant l'hélium dans son noyau, pendant un demi-milliard d'années seulement : sa masse n'est pas suffisante pour qu'il puisse traverser les cycles successifs d'une combustion nucléaire ou d'une explosion cataclismique, comme cela se produit pour certaines étoiles. Après le stade de géante rouge, le noyau résiduel du Soleil s'effondrera pour former une naine blanche, petite étoile de la taille de la Terre environ : il se refroidira alors lentement pendant plusieurs milliards d'années.

 
 
~liloo~ Publié le : 25/06/2007

J'ai relevé une petite erreur : "la contraction a cessé pour laisser place à la fusion nucléaire d'hydrogène en hélium, qui se déroule au cœur du Soleil."

En réalité, la contraction n'a pas cessé. Si le Soleil a une taille relativement constante (comme toutes les étoiles de la séquence principale) malgré le fait qu'il "explose" continuellement, c'est parce qu'il existe un équilibre entre la force gravitationnelle, dirigée vers le centre du Soleil, et la force radiative des réactions nucléaires, dirigée vers l'extérieur.

Sans cette contraction dûe à l'énorme masse du Soleil, la fusion nucléaire n'aurait plus lieu, et la force radiative provoquerait alors une expansion phénoménale.
Comme tu l'as dis, le soleil passera alors au stade de géante rouge.

~RoN~

Merci pour cette précision RoN !!
D'où proviennent tes sources ??

Car moi je me suis beaucoup renseigné avant d'écrire l'article, et je n'ai lu nulle part ce que tu m'affirmes là !! :s Sans mettre en doute ta parole bien sûr !!
Tes sources sont peut-être plus neuves que les miennes !! ^^ (Ou plus vieilles... A voir ! :p)

~liloo~

Etudiant en physique, je confirme l'explication de RoN. ;)

~Telimektar~

Ce que RoN veut dire, je pense, c'est que le Soleil s'effondre toujours sur lui-même, et que donc la contraction continue en permanence, elle n'a donc pas "cessée" quand les réactions nucléaires on commencé, c'est même l'équilibre de ces deux forces qui permet au Soleil d'avoir un diamètre stable.

EDIT Admin Le commentaire est de nouveau en ligne. Pensez à utiliser la fonction 'Editer' quand vous faites une fausse manip'. La prochaine fois nous supprimerons définitivement les doubles commentaires !

~Thoris~

Pour info, mes sources sont mes cours de géologie de cette année.

~RoN~