objectifs D’apprentissage
à la fin de cette section, vous pourrez:
- expliquer comment la composition du Soleil diffère de celle de la Terre
- décrire les différentes couches du Soleil et leurs fonctions
- expliquer ce qui se passe dans les différentes parties de l’atmosphère du Soleil
Le soleil, comme toutes les étoiles, est une énorme boule de gaz extrêmement chaud, largement ionisé, qui brille sous sa propre puissance. Et nous voulons dire énorme., Le soleil pourrait contenir 109 Terres côte à côte sur son diamètre, et il a suffisamment de volume (prend suffisamment de place) pour contenir environ 1,3 million de terres.
Le Soleil n’a pas de surface solide ou de continents comme la terre, ni de noyau solide (Figure 1). Cependant, il a beaucoup de structure et peut être abordée comme une série de couches, comme un oignon. Dans cette section, nous décrivons les énormes changements qui se produisent dans l’intérieur et l’atmosphère étendues du soleil, ainsi que les éruptions dynamiques et violentes qui se produisent quotidiennement dans ses couches externes.,
la Figure 1. La terre et le soleil: ici, la Terre est montrée à l’échelle avec une partie du Soleil et une boucle géante de gaz chaud jaillissant de sa surface. L’encart montre tout le soleil, plus petit. (crédit: modification des travaux par SOHO / EIT/ESA)
certaines des caractéristiques de base du soleil sont énumérées dans le tableau 1. Bien que certains des termes de ce tableau ne vous soient peut-être pas familiers pour le moment, vous les connaîtrez au fur et à mesure de votre lecture.
| le Tableau 1., Caractéristiques du Soleil | ||
|---|---|---|
| Caractéristique | Comment Trouvé | Valeur |
| Moyenne de la distance | Radar de réflexion de planètes | 1 UA (149,597,892 km) |
| Maximum de la distance de la Terre | 1.521 × 108 km | |
| distance Minimale de la Terre | 1.471 × 108 km | |
| Masse | Orbite de la Terre | 333,400 Terre des masses (de 1,99 × 1030 kg) |
| Signifie diamètre angulaire | mesure Directe | 3159.,3 |
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) |
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 |
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 |
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8 × 1026 W |
| classe Spectrale | Spectre | G2V |
| température Effective | Dérivé de luminosité et d’un rayon de Soleil | 5800 K |
| période de Rotation à l’équateur | les Taches solaires et le décalage Doppler dans les spectres pris au bord du Soleil | 24 jours 16 heures |
| Inclinaison de l’équateur à l’écliptique | Motions de taches solaires | 7°10.,5 |
la Composition de l’Atmosphère du Soleil
commençons par nous demander ce que l’atmosphère solaire est faite. Comme expliqué dans rayonnement et Spectres, nous pouvons utiliser le spectre de la raie d’absorption d’une étoile pour déterminer quels éléments sont présents. Il s’avère que le Soleil contient les mêmes éléments que la Terre, mais pas dans les mêmes proportions. Environ 73% de la masse du Soleil est de l’hydrogène et 25% est de l’hélium., Tous les autres éléments chimiques (y compris ceux que nous connaissons et aimons dans nos propres corps, tels que le carbone, l’oxygène et l’azote) ne représentent que 2% de notre étoile. Les 10 gaz les plus abondants dans la couche de surface visible du soleil sont énumérés dans le tableau 1. Examinez ce tableau et remarquez que la composition de la couche externe du Soleil est très différente de la croûte terrestre, où nous vivons. (Dans la croûte de notre planète, les trois éléments les plus abondants sont l’oxygène, le silicium et l’aluminium.) Mais pas comme notre planète, la composition du Soleil est tout à fait typique des étoiles en général.,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Pourtant, étant une femme, elle n’a pas reçu de nomination officielle à Harvard, où elle a travaillé, avant 1938 et n’a été nommée professeur qu’en 1956. (crédit: Smithsonian Institution)
Le fait que notre Soleil et les étoiles ont tous des compositions similaires et sont composés principalement d’hydrogène et d’hélium a été montré pour la première fois dans une brillante Thèse en 1925 par Cecilia Payne-Gaposchkin, la première femme à obtenir un doctorat en astronomie aux États-Unis (Figure 2)., Cependant, l’idée que les gaz légers les plus simples—hydrogène et hélium—étaient les éléments les plus abondants dans les étoiles était si inattendue et si choquante qu’elle a supposé que son analyse des données devait être fausse. À l’époque, elle a écrit: « L’énorme abondance dérivée de ces éléments dans l’atmosphère stellaire n’est presque certainement pas réelle. »Même les scientifiques ont parfois du mal à accepter de nouvelles idées qui ne sont pas d’accord avec ce que tout le monde « sait” avoir raison.
avant le travail de Payne-Gaposchkin, tout le monde supposait que la composition du Soleil et des étoiles ressemblerait beaucoup à celle de la Terre., C’est 3 ans après sa thèse que d’autres études ont prouvé hors de tout doute que l’énorme abondance d’hydrogène et d’hélium dans le Soleil est bien réelle. (Et, comme nous le verrons, la composition du Soleil et des étoiles est beaucoup plus typique de la composition de l’univers que la concentration étrange d’éléments plus lourds qui caractérise notre planète.)
la plupart des éléments présents dans le soleil sont sous forme d’atomes, avec un petit nombre de molécules, tous sous forme de gaz: le Soleil est si chaud que n’importe quelle matière peut survivre sous forme liquide ou solide., En fait, le Soleil est si chaud que de nombreux atomes sont ionisés, c’est-à-dire dépouillés d’un ou plusieurs de leurs électrons. Cette élimination des électrons de leurs atomes signifie qu’il y a une grande quantité d’électrons libres et d’ions chargés positivement dans le soleil, ce qui en fait un environnement chargé électriquement—très différent de celui neutre dans lequel vous lisez ce texte. (Les scientifiques appellent un tel gaz ionisé chaud un plasma.)
au XIXe siècle, les scientifiques ont observé une raie spectrale à 530.,3 nanomètres dans l’atmosphère extérieure du Soleil, appelée la couronne (une couche dont nous discuterons dans une minute.) Cette ligne n’avait jamais été vue auparavant, et on a donc supposé que cette ligne était le résultat d’un nouvel élément trouvé dans la couronne, rapidement nommé coronium. Ce n’est que 60 ans plus tard que les astronomes ont découvert que cette émission était en fait due au fer fortement ionisé—le fer avec 13 de ses électrons dépouillés. C’est ainsi que nous avons découvert que l’atmosphère du soleil avait une température de plus d’un million de degrés.,
Les Couches du Soleil sous la Surface Visible
la Figure 3. Parties du soleil: cette illustration montre les différentes parties du Soleil, du noyau chaud où l’énergie est générée à travers les régions où l’énergie est transportée vers l’extérieur, d’abord par rayonnement, puis par convection, puis à travers l’atmosphère solaire. Les parties de l’atmosphère sont également étiquetées photosphère, chromosphère et couronne. Certaines caractéristiques typiques de l’atmosphère sont montrées, telles que les trous coronaux et les proéminences., (crédit: modification du travail par NASA / Goddard)
La Figure 3 montre à quoi ressemblerait le soleil si nous pouvions en voir toutes les parties du centre à son atmosphère extérieure; les termes de la figure vous seront familiers au fur et à mesure de votre lecture.
Les couches du soleil sont différentes les unes des autres, et chacune joue un rôle dans la production de l’énergie que le Soleil émet en fin de compte. Nous allons commencer par le noyau et nous frayer un chemin à travers les couches. Cœur du Soleil est extrêmement dense, et est la source de toute son énergie., À l’intérieur du noyau, l’énergie nucléaire est libérée (d’une manière dont nous discuterons dans The Sun: a Nuclear Powerhouse). Le noyau est d’environ 20% de la taille de l’intérieur solaire et aurait une température d’environ 15 millions de K, ce qui en fait la partie la plus chaude du Soleil.
Au—dessus du noyau se trouve une région connue sous le nom de zone radiative-du nom du principal mode de transport de l’énergie à travers celui-ci. Cette région commence à environ 25% de la distance de la surface solaire et s’étend jusqu’à environ 70% de la surface., La lumière générée dans le noyau est transportée à travers la zone radiative très lentement, car la densité élevée de matière dans cette région signifie qu’un photon ne peut pas voyager trop loin sans rencontrer une particule, ce qui lui fait changer de direction et perdre de l’énergie.
La zone de convection est la couche la plus externe de l’intérieur solaire. C’est une couche épaisse d’environ 200 000 kilomètres de profondeur qui transporte l’énergie du bord de la zone radiative à la surface à travers des cellules de convection géantes, semblable à une casserole de farine d’avoine bouillante., Le plasma au fond de la zone convective est extrêmement chaud et il fait des bulles à la surface où il perd sa chaleur dans l’espace. Une fois que le plasma refroidit, il redescend au fond de la zone convective.
maintenant que nous avons donné un aperçu rapide de la structure de L’ensemble du soleil, dans cette section, nous allons nous lancer dans un voyage à travers les couches visibles du Soleil, en commençant par la photosphère—la surface visible.
La Photosphère Solaire
la Figure 4., Photosphère solaire et taches solaires: cette photographie montre la photosphère – la surface visible du Soleil. On voit également une image agrandie d’un groupe de taches solaires; la taille de la Terre est montrée à titre de comparaison. Les taches solaires semblent plus sombres parce qu’elles sont plus fraîches que leur environnement. La température typique au centre d’une grande tache solaire est d’environ 3800 K, alors que la photosphère a une température d’environ 5800 K. (crédit: modification des travaux de la NASA/SDO)
l’air terrestre est généralement transparent., Mais un jour de smoggy dans de nombreuses villes, il peut devenir opaque, ce qui nous empêche de le voir au-delà d’un certain point. Quelque chose de similaire se produit au soleil. Son atmosphère extérieure est transparente, ce qui nous permet de regarder à une courte distance à travers elle. Mais lorsque nous essayons de regarder à travers l’atmosphère plus profondément dans le soleil, Notre vue est bloquée. La photosphère est la couche où le soleil devient opaque et marque la limite au-delà de laquelle nous ne pouvons pas voir (Figure 4).,
Comme nous l’avons vu, l’énergie qui émerge de la photosphère a été générée à l’origine au plus profond du soleil (plus à ce sujet dans The Sun: a Nuclear Powerhouse). Cette énergie est sous la forme de photons, qui se dirigent lentement vers la surface solaire. En dehors du soleil, nous ne pouvons observer que les photons qui sont émis dans la photosphère solaire, où la densité des atomes est suffisamment faible et les photons peuvent finalement s’échapper du soleil sans entrer en collision avec un autre atome ou ion.,
par analogie, imaginez que vous assistez à un grand rassemblement sur le campus et que vous avez trouvé un endroit de choix près du centre de l’action. Votre ami arrive trop tard et vous appelle sur votre téléphone cellulaire pour vous demander de la rejoindre au bord de la foule. Vous décidez que l’amitié vaut plus qu’une place de choix, et si vous travaillez votre chemin à travers la foule dense de la rencontrer. Vous ne pouvez vous déplacer que sur une courte distance avant de heurter quelqu’un, de changer de direction et d’essayer à nouveau, en vous dirigeant lentement vers le bord extérieur de la foule., Pendant tout ce temps, vos efforts ne sont pas visibles pour votre ami en attente au bord. Votre ami ne peut pas vous voir tant que vous n’êtes pas très près du bord à cause de tous les corps sur le chemin. De même, les photons qui traversent le soleil se heurtent constamment aux atomes, changent de direction, se dirigent lentement vers l’extérieur et ne deviennent visibles que lorsqu’ils atteignent l’atmosphère du Soleil où la densité des atomes est trop faible pour bloquer leur progression vers l’extérieur.,
Les astronomes ont constaté que l’atmosphère solaire passe de presque parfaitement transparente à presque complètement opaque sur une distance d’un peu plus de 400 kilomètres; c’est cette région mince que nous appelons la photosphère, un mot qui vient du grec pour « sphère de lumière.” Quand les astronomes parlent de « diamètre” du Soleil, ils signifient la taille de la région entourée par la photosphère.
la photosphère ne semble nette que de loin. Si vous tombiez dans le soleil, vous ne sentiriez aucune surface, mais sentiriez simplement une augmentation progressive de la densité du gaz qui vous entoure., C’est à peu près la même chose que de tomber à travers un nuage en parachutisme. De loin, le nuage semble avoir une surface nette, mais vous ne sentez pas de surface lorsque vous y tombez. (Une grande différence entre ces deux scénarios, cependant, est la température. Le Soleil est si chaud que vous seriez vaporisé bien avant d’atteindre la photosphère. Le parachutisme dans l’atmosphère terrestre est beaucoup plus sûr.)
la Figure 5., Motif de Granulation: les marques de surface des cellules de convection créent un motif de granulation sur cette image spectaculaire (à gauche) prise à partir de la sonde Japonaise Hinode. Vous pouvez voir le même schéma lorsque vous chauffez la soupe miso. L’image de droite montre une tache solaire de forme irrégulière et des granules à la surface du Soleil, vus avec le télescope solaire suédois le 22 août 2003., (crédit à gauche: modification du travail de Hinode JAXA/NASA/PPARC; crédit à droite: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
on peut noter que l’atmosphère du Soleil n’est pas une couche très dense par rapport à l’air dans la pièce où vous lisez ce texte. À un point typique de la photosphère, la pression est inférieure à 10% de la pression terrestre au niveau de la mer et la densité est d’environ un dix millième de la densité atmosphérique terrestre au niveau de la mer.,
des Observations avec des télescopes montrent que la photosphère a un aspect marbré, ressemblant à des grains de riz renversés sur une nappe sombre ou une casserole de farine d’avoine bouillante. Cette structure de la photosphère est appelée granulation (voir Figure 5) Les Granules, qui ont généralement un diamètre de 700 à 1000 kilomètres (environ la largeur du Texas), apparaissent comme des zones lumineuses entourées de régions étroites et plus sombres (plus froides). La durée de vie d’un granule individuel n’est que de 5 à 10 minutes., Encore plus grands sont les supergranules, qui mesurent environ 35 000 kilomètres (environ la taille de deux terres) et durent environ 24 heures.
Les mouvements des granules peuvent être étudiés en examinant les déplacements Doppler dans les spectres des gaz juste au-dessus d’eux (voir L’effet Doppler). Les granules brillants sont des colonnes de gaz plus chauds s’élevant à des vitesses de 2 à 3 kilomètres par seconde sous la photosphère. Lorsque ce gaz en hausse atteint la photosphère, il se répand, se refroidit et redescend dans les régions plus sombres entre les granules., Les mesures montrent que les centres des granules sont plus chauds que les régions intergranulaires de 50 à 100 K.
La Chromosphère
la Figure 6., L’atmosphère du Soleil: Image Composite montrant les trois composantes de l’atmosphère solaire: la photosphère ou la surface du Soleil prise en lumière ordinaire; la chromosphère, imagée à la lumière de la forte raie spectrale rouge de l’hydrogène (H-alpha); et la couronne vue avec les rayons X. (crédit: modification des travaux de la NASA)
Les gaz extérieurs du Soleil s’étendent bien au-delà de la photosphère (Figure 6). Parce qu’elles sont transparentes à la plupart des rayonnements visibles et n’émettent qu’une petite quantité de lumière, ces couches externes sont difficiles à observer., La région de l’atmosphère du soleil qui se trouve immédiatement au-dessus de la photosphère s’appelle la chromosphère. Jusqu’à ce siècle, la chromosphère n’était visible que lorsque la photosphère était cachée par la Lune lors d’une éclipse solaire totale (voir le chapitre sur la Terre, la Lune et le ciel). Au XVIIe siècle, plusieurs observateurs ont décrit ce qui leur apparaissait comme une étroite « traînée” rouge ou une « frange” autour du bord de la Lune pendant un bref instant après que la photosphère du soleil ait été recouverte. Le nom chromosphere, du grec pour « sphère colorée”, a été donné à cette strie rouge.,
Les Observations faites pendant les éclipses montrent que la chromosphère a une épaisseur d’environ 2000 à 3000 kilomètres et que son spectre est constitué de raies d’émission brillantes, ce qui indique que cette couche est composée de gaz chauds émettant de la lumière à des longueurs d’onde discrètes. La couleur rougeâtre de la chromosphère provient de l’une des raies d’émission les plus fortes de la partie visible de son spectre—la ligne rouge vif causée par l’hydrogène, l’élément qui, comme nous l’avons déjà vu, domine la composition du Soleil.,
en 1868, des observations du spectre chromosphérique ont révélé une raie d’émission jaune qui ne correspondait à aucun élément connu auparavant sur Terre. Les scientifiques ont rapidement réalisé qu’ils avaient trouvé un nouvel élément et l’ont nommé hélium (d’après helios, le mot grec pour « Soleil”). Il a fallu attendre 1895 pour que l’hélium soit découvert sur notre planète. Aujourd’hui, les étudiants le connaissent probablement le mieux en tant que gaz léger utilisé pour gonfler les ballons, bien qu’il s’avère être le deuxième élément le plus abondant de l’univers.
La température de la chromosphère est d’environ 10 000 K., Cela signifie que la chromosphère est plus chaude que la photosphère, ce qui devrait sembler surprenant. Dans toutes les situations que nous connaissons, les températures chutent à mesure que l’on s’éloigne de la source de chaleur et que la chromosphère est plus éloignée du Centre du Soleil que la photosphère.
La Région de Transition
la Figure 7. Températures dans l’atmosphère solaire: sur ce graphique, la température augmente vers le haut et la hauteur au-dessus de la photosphère augmente vers la droite., Remarque l’augmentation très rapide de la température sur une très courte distance dans la région de transition entre la chromosphère et la couronne.
l’augmentation de La température ne s’arrête pas avec la chromosphère. Au-dessus se trouve une région de l’atmosphère solaire où la température passe de 10 000 K (typique de la chromosphère) à près d’un million de degrés. La partie la plus chaude de l’atmosphère solaire, qui a une température d’un million de degrés ou plus, s’appelle la couronne. De manière appropriée, la partie du Soleil où se produit l’élévation rapide de la température est appelée région de transition., Il est probablement seulement quelques dizaines de kilomètres d’épaisseur. La Figure 7 résume comment la température de l’atmosphère solaire change de la photosphère vers l’extérieur.
en 2013, la NASA a lancé L’interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) pour étudier la région de transition afin de mieux comprendre comment et pourquoi cette forte augmentation de température se produit. IRIS est la première mission spatiale capable d’obtenir des images à haute résolution spatiale des différentes caractéristiques produites sur cette large plage de température et de voir comment elles changent avec le temps et l’emplacement (Figure 8).,
la Figure 3 et le graphique rouge de la Figure 7 font que le soleil ressemble plutôt à un oignon, avec des coquilles sphériques lisses, chacune avec une température différente. Pendant longtemps, les astronomes ont en effet pensé au soleil de cette façon. Cependant, nous savons maintenant que si cette idée de couches-photosphère, chromosphère, région de transition, Couronne—décrit assez bien la grande image, l’atmosphère du Soleil est vraiment plus compliquée, avec des régions chaudes et fraîches mélangées., Par exemple, des nuages de monoxyde de carbone dont la température est plus froide que 4000 K ont maintenant été trouvés à la même hauteur au-dessus de la photosphère que le gaz beaucoup plus chaud de la chromosphère.
la Figure 8. Une image d’une partie de la région de transition de la couronne, montrant un filament ou une structure en forme de ruban composée de nombreux fils individuels
la Couronne
la partie la plus externe de l’atmosphère du Soleil est appelée la couronne. Comme la chromosphère, la couronne a été observée pour la première fois lors d’éclipses totales (Figure 9)., Contrairement à la chromosphère, la couronne est connue depuis de nombreux siècles: elle a été mentionnée par L’historien romain Plutarque et a été discutée en détail par Kepler.
la Figure 9. Coronographe: cette image du Soleil a été prise le 2 mars 2016. Le plus grand cercle sombre au centre est le disque qui bloque l’éblouissement du soleil, nous permettant de voir la couronne. Le plus petit cercle intérieur est l’endroit où le soleil serait s’il était visible sur cette image., (crédit: modification des travaux de la NASA / SOHO)
La Couronne s’étend à des millions de kilomètres au-dessus de la photosphère et émet environ la moitié de la lumière que la pleine lune. La raison pour laquelle nous ne voyons pas cette lumière jusqu’à ce qu’une éclipse se produise est la brillance écrasante de la photosphère. Tout comme les lumières lumineuses de la ville rendent difficile la vision d’une faible lumière des étoiles, la lumière intense de la photosphère cache la faible lumière de la couronne. Bien que le meilleur moment pour voir la couronne depuis la terre soit lors d’une éclipse solaire totale, elle peut être observée facilement depuis un vaisseau spatial en orbite., Ses parties les plus brillantes peuvent maintenant être photographiées avec un instrument spécial—un coronographe—qui supprime l’éblouissement du soleil de l’image avec un disque occultant (un morceau de matériau circulaire maintenu juste devant le soleil).
Les études de son spectre montrent que la couronne est très faible en densité. Au fond de la couronne, il n’y a qu’environ 109 atomes par centimètre cube, contre environ 1016 atomes par centimètre cube dans la photosphère supérieure et 1019 molécules par centimètre cube au niveau de la mer dans l’atmosphère terrestre., La couronne s’amincit très rapidement à de plus grandes hauteurs, où elle correspond à un vide poussé selon les normes du laboratoire terrestre. La couronne s’étend si loin dans l’espace—loin au—delà de la Terre-qu’ici, sur notre planète, nous vivons techniquement dans l’atmosphère du Soleil.
Le Vent Solaire
L’une des découvertes les plus remarquables sur l’atmosphère du Soleil est qu’elle produit un flux de particules chargées (principalement des protons et des électrons) que nous appelons le vent solaire., Ces particules s’écoulent du soleil vers le système solaire à une vitesse d’environ 400 kilomètres par seconde (près de 1 million de miles par heure)! Le vent solaire existe parce que les gaz dans la couronne sont si chauds et se déplacent si rapidement qu’ils ne peuvent pas être retenus par la gravité solaire. (Ce vent a en fait été découvert par ses effets sur les queues chargées des comètes; dans un sens, nous pouvons voir les queues de comète souffler dans la brise solaire comme les chaussettes de vent dans un aéroport ou les rideaux dans une fenêtre ouverte flotter sur Terre.)
bien que le matériau du vent solaire soit très, très raréfié (c’est-à-dire, extrêmement faible densité), le Soleil a une énorme surface. Les astronomes estiment que le soleil perd environ 10 millions de tonnes de matière chaque année à cause de ce vent. Bien que cette quantité de masse perdue semble importante par rapport aux normes terrestres, elle est complètement insignifiante pour le soleil.
la Figure 10. Trou Coronal: la zone sombre visible près du pôle Sud du soleil sur cette image de la sonde Solar Dynamics Observer est un trou coronal. (crédit: modification des travaux de la NASA / SDO)
d’où émerge le vent solaire?, Sur les photographies visibles, la couronne solaire apparaît assez uniforme et lisse. Les images aux rayons X et aux ultraviolets extrêmes montrent cependant que la couronne a des boucles, des panaches et des régions lumineuses et sombres. Les grandes régions sombres de la couronne relativement fraîches et silencieuses sont appelées trous coronaux (Figure 10). Dans ces régions, les lignes de champ magnétique s’étendent loin dans l’espace loin du soleil, plutôt que de revenir en boucle à la surface. Le vent solaire provient principalement de trous coronaux, où le gaz peut s’échapper du soleil dans l’espace sans être gêné par les champs magnétiques., Le gaz coronal chaud, en revanche, est présent principalement là où les champs magnétiques l’ont piégé et concentré.
à la surface de la Terre, nous sommes protégés dans une certaine mesure du vent solaire par notre atmosphère et le champ magnétique terrestre (voir la terre comme une planète). Cependant, les lignes de champ magnétique entrent dans la terre aux pôles magnétiques Nord et sud. Ici, les particules chargées accélérées par le vent solaire peuvent suivre le champ dans notre atmosphère., Lorsque les particules frappent les molécules de l’air, elles les font briller, produisant de beaux rideaux de lumière appelés les aurores, ou les lumières du Nord et du Sud (Figure 11)
Figure 11. Aurora: la lueur colorée dans le ciel résulte de particules chargées dans un vent solaire interagissant avec les champs magnétiques de la Terre. La superbe exposition capturée ici a eu lieu au-dessus du Lac Jokulsarlon en Islande en 2013., (crédit: Moyan Brenn)
Concepts clés et résumé
Le Soleil, notre étoile, a plusieurs couches sous la surface visible: le noyau, la zone radiative et la zone convective. Ceux-ci, à leur tour, sont entourés d’un certain nombre de couches qui composent l’atmosphère solaire., Par ordre de distance croissante du Centre du soleil, il s’agit de la photosphère, dont la température varie de 4500 K à environ 6800 K; de la chromosphère, dont la température typique est de 104 K; de la région de transition, une zone qui peut n’avoir que quelques kilomètres d’épaisseur, où la température augmente rapidement de 104 k à 106 k; et de la couronne, dont la température est de quelques millions de K. La surface du Soleil est tachetée de courants de convection ascendants considérés comme des granules chauds et brillants. Les particules de vent solaire s’écoulent dans le système solaire à travers des trous coronaux., Lorsque de telles particules atteignent le voisinage de la Terre, elles produisent des aurores, qui sont les plus fortes près des pôles magnétiques de la Terre. L’hydrogène et l’hélium, ensemble, représentent 98% de la masse du Soleil, dont la composition est beaucoup plus caractéristique de l’univers dans son ensemble, que la composition de la Terre.,on est produit par des courants ascendants de gaz légèrement plus chauds, et donc plus lumineux, que les régions environnantes, qui descendent dans le soleil
photosphère: la région de l’atmosphère solaire (ou stellaire) d’où le rayonnement continu s’échappe dans l’espace
plasma: un gaz ionisé chaud
vent solaire: un flux de particules chargées chaudes quittant le soleil
région de transition: la région de l’atmosphère du Soleil où la température augmente très rapidement à partir des températures relativement basses qui caractérisent la chromosphère aux températures élevées de la couronne
