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Comprendre la physique du Soleil

jeudi 26 avril 2018, par Robert Paris

Comprendre la physique du Soleil

Le Soleil est une immense masse gazeuse (d’environ 700 millions de kilomètres de rayon), très massive (trois cents mille fois la masse terrestre), sans aucune partie solide et qui est en rotation sur elle-même (période de rotation de 26,9 jours à l’équateur). Ce n’est pas un gaz dans l’état tel que nous le connaissons sur Terre car la pression est bien plus grande que celles terrestres. La surface solaire est à deux à trois millions de degrés (température qui est indiquée par la couleur de l’étoile). Le cœur du Soleil atteint plus de quinze millions de degrés. Cette étoile est âgée de 4,5 millions d’années et est née en même temps que le système planétaire qui l’entoure et dont la Terre fait partie. L’âge du Soleil est déterminé par la proportion entre noyaux atomiques d’Hydrogène et d’Hélium. Actuellement, le Soleil est formé de 73% d’Hydrogène, de 25% d’Hélium.

L’énergie du Soleil est fondée sur le fait que les noyaux atomiques en fusionnant, émettent de l’énergie nucléaire par interaction matière-antimatière.

C’est le centre du système autour duquel gravite la Terre et c’est aussi la source de l’essentiel de l’énergie sans laquelle la vie y serait impossible. Le fait que l’on voie le soleil ne signifie pas que l’on voit tout ce qui s’y passe. La surface rend opaque tout l’intérieur du soleil et les informations dont nous disposons sur ce qui se passe à l’intérieur ne peuvent qu’être indirectes. La lumière elle-même ne vient jamais directement du centre du Soleil. Il faut un grand nombre d’années pour que de la lumière partant du centre atteigne la surface solaire.

La première étude du soleil est permise par l’équilibre hydrostatique, entre contraction (due à la gravitation) et expansion (due à la pression des radiations). Cet équilibre qui caractérise une étoile permet de calculer une évaluation grossière de la température moyenne interne et la pression dans le soleil. La température moyenne est de l’ordre de 15 millions de degrés et la pression interne plus de deux cent milliards de fois la pression atmosphérique terrestre. Avec de telles pressions, la structure matérielle est décomposée : les molécules sont cassées et les noyaux ont perdu leurs électrons périphériques.

Dans le soleil, dans ces conditions de température et de pression, un photon ne parcourt en moyenne qu’un demi-centimètre avant d’entrer en collision avec une particule. Le photon est absorbé et réémis, dans une direction différente. C’est pourquoi il faut environ un millions d’années à un photon émis au centre du Soleil pour en atteindre la périphérie. C’est également la température centrale du soleil qui permet aux noyaux d’hydrogène de vaincre les forces de répulsion nucléaire et de fusionner pour donner des noyaux d’hélium, fournissant ainsi l’énergie nucléaire du soleil. C’est cette nucléosynthèse qui permet de former non seulement l’hélium mais tous les autres éléments, les autres noyaux d’atomes par ce que l’on appelle des nucléosynthèses.

Contractions et fusions nucléaires sont les deux forces contradictoires qui fondent la dynamique et la stabilité globale du soleil, comme de toutes les étoiles. Le taux de production d’énergie nucléaire contrebalance exactement la perte d’énergie due aux photons qui vont du centre vers la surface et quittent celle-ci dans l’espace.

Dans le soleil, un cycle nucléaire est fondamental : le cycle proton-proton. Il faut atteindre plus de 1,2 fois la masse solaire pour qu’intervienne en plus, toujours au centre, le cycle CNO (celui qui permet la formation du noyau atomique de Carbone).

Le cycle proton-proton est fondé sur dix réactions successives plus ou moins emboitées qui permettent, à partir des protons de Hydrogène, de former le deutérium, l’hélium, le Béryllium, le Lithium, ainsi qu’une grande quantité de rayonnement gamma, de neutrinos électroniques et d’énergie. L’énergie émise est formée par la destruction entre matière et antimatière (électron et positrons). L’énergie perdue est transportée par les neutrinos électroniques.

L’essentiel de l’énergie solaire est fondée sur des réactions entre un noyau de Deutérium (formé par l’accouplement de deux noyaux d’Hydrogène) et un noyau d’Hydrogène et des réactions entre deux noyaux d’Hélium (formé par l’accouplement d’un noyau d’Hydrogène et d’un noyau de Deutérium).

Le Soleil est organisé en couches en oignon, du centre vers la périphérie : cœur, zone radiative, zone convective, couronne, chromosphère et photosphère.

La photosphère, zone externe du Soleil qui n’est que de 500 kilomètres, n’est pas uniforme en température : l’essentiel est à 5700 degrés alors que les tâches solaires sont à 3500 degrés. Les tâches solaires sont liées au champ magnétique.

La chromosphère atteint quinze mille degrés.

La couronne est entre deux et trois millions de degrés mais d’une densité très faible (un milliardième de la densité terrestre) et du type du meilleur vide produit sur Terre.

Qu’est-ce qu’un soleil ?

D’où vient l’énergie du soleil

Comment naissent les soleils

L’origine du cycle solaire de 11 ans

Le mécanisme du champ magnétique solaire, à l’origine des éruptions solaires

Les tresses de la couronne solaire

Le soleil est-il le seul à réchauffer la terre

D’où viennent les tâches solaires

Réactions nucléaires dans le Soleil

Que nous apprennent les neutrinos solaires

Que sont les neutrinos

Quand le Soleil s’éteindra

Boucle coronale

Couronne solaire

Chromosphère

Chaîne proton-proton

Qu’est-ce que le vent solaire

Comment fonctionne le Soleil

Lire encore sur le Soleil

Ce que l’on croyait sur le Soleil en 1869

Puis en1870

Et en 1875

Films :

Flammes de soleil

Les enfants du soleil, conférence d’André Brahic

Les étoiles et le soleil

Observations solaires

Autour du Soleil

Soleil et système solaire

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