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mardi 2 août 2011

LE SYSTEME SOLAIRE


Le Système solaire

Centré sur l´étoile Soleil, le Système solaire possède la structure d´un disque relativement plat. Toutes les planètes orbitent suivant des ellipses sur un plan proche du plan de révolution de la Terre : l´écliptique. Pour cette raison, vues depuis la Terre, toutes les planètes semblent se déplacer suivant une même zone de la voûte céleste : le zodiaque.




Dimensions relatives (approximatives) des planètes.
Les planètes se divisent en deux groupes :

les planètes telluriques : Mercure, Vénus, Terre et Mars. De dimensions modestes et de faibles masses, ces planètes ont une forte densité.

les planètes joviennes : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Ce sont des planètes géantes et massives essentiellement composées de gaz, elles ont une densité faible.
Les autres objets sont classés comme planètes naines : Cérès, Pluton, Éris, etc, et les petits corps du Système solaire : astéroïdes, comètes...








dimanche 31 juillet 2011

ERUPTION SOLAIRE


Le soleil a connu une éruption exceptionnelle et spectaculaire

Mardi 7 juin 2011, une impressionnante éruption s'est déclenchée sur notre étoile, le soleil. Elle a été saisie par le satellite Solar Dynamics Observatory SDO, de la NASA, auquel collaborent les astrophysiciens solaires de l'Observatoire de Paris. Pareil phénomène énergétique n'avait pas été observé depuis cinq ans.

La tempête a soulevé un immense flot de particules qui sont, ensuite, retombées en pluie sur le Soleil, affectant près de la moitié de sa surface.

Cette éruption a été classée "de taille moyenne" (M2) par rapport à la lumière qu'elle a émise, et "mineure" (S1) en ce qui concerne le rayonnement émis. Toutefois, l'éjection de masse coronale (CME) a été exceptionnelle(1) : la matière éjectée est retombée sur le soleil en recouvrant près de la moitié du disque solaire - soit près de 1500 fois la surface du globe terrestre. Cette éruption a été la plus énergétique produite depuis 2006 pour le nombre de protons émis.

Le satellite SDO a détecté une éruption massive de gaz plus froids que la température extérieure du soleil : moins de 80 000°C alors que la couronne solaire atteint des températures de quelques millions de degrés.

© Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO A) / NASA
Ainsi, une quantité importante de particules électromagnétiques s'est trouvée expulsée dans le système solaire à une vitesse estimée à 1400 km/s. Sur Terre, les conséquences de ce type d'événement sont les aurores polaires, observables quelques jours après l'éruption, et les perturbations des instruments situés en dehors de la protection du champ magnétique terrestre. Parmi ceux-ci, figurent les satellites de télécommunication et de localisation GPS. Dans le pire des cas, les lignes électriques peuvent être touchées comme en témoigne le blackout(2) du Québec en mars 1989.

Heureusement, la CME n'a finalement pas touché directement la Terre mais rappelons que le Soleil entre dans un nouveau cycle d'activité qui devrait connaître son apogée en mai 2013. Cette période, pourrait être l'occasion de tempêtes solaires jusqu'alors inconnues de nos sociétés modernes. Or, la plupart des technologies du XXIème siècle sont vulnérables aux tempêtes géomagnétiques.

Notes
Les éruptions solaires et les éjections de matière coronale (CME), associées à des bulles géantes de plasma dans l'espace, sont les explosions les plus massives du système solaire et dégagent autant d'énergie qu'une bombe atomique d’un milliard de mégatonnes. Elles sont causées par l'accumulation et la brusque libération de tensions magnétiques dans l'atmosphère solaire juste au-dessus des pôles magnétiques géants que l'on voit sous la forme de tâches solaires. Une importante CME peut contenir un milliard de tonnes de matière qui est éjectée à des millions de kilomètres par heure dans une spectaculaire explosion.
Coupure d'électricité générale sur un large territoire et/ou qui affecte de très nombreux foyers.

TEMPETE SOLAIRE


Comment se préparer pour la prochaine grosse tempête solaire ?



Les réseaux de transport d'électricité et les systèmes électroniques actuels sont vulnérables aux tempêtes solaires
© NASA
L'une des plus grosses tempêtes solaires jamais observées depuis des siècles a frappé la Terre en septembre 1859, à la veille d'un cycle solaire d'intensité inférieure à la moyenne(1). La destruction solaire associée est tellement atypique que les chercheurs ne savent toujours pas comme la classer. L'explosion aspergea la Terre d'un déluge de protons inédit depuis un demi-millénaire, accompagnée de courants électriques qui incendièrent les télégraphes et envahirent le ciel de Cuba et d'Hawaii d'aurores boréales.

En juin de cette année, des responsables réunis au National Press Club de Washington DC se sont posés la question : Que se passera-t-il si ça devait de nouveau arriver ?

"Un orage magnétique de cette ampleur pourrait nous mettre KO," affirme Lika Guhathakurta, spécialiste en physique solaire de la NASA. "La société moderne s'appuie sur des systèmes sophistiqués tels que les réseaux électriques intelligents, les GPS, et les communications par satellite, qui sont tous vulnérables aux tempêtes solaires." Lika était présente au cinquième forum annuel de l'espace dédié au climat, le Space Weather Enterprise Forum (SWEF) en compagnie d'une centaine de collègues. Le but de SWEF est de mettre en lumière les phénomènes climatiques de l'espace et leurs conséquences pour l'homme, pour interpeller les politiques et responsables de la prévention des catastrophes. Le forum a réuni des élus du Congrès américain, de la Federal Emergency Management Agency (FEMA), des opérateurs électriciens, des représentants des Nations Unies, de la NASA, du NOAA et de nombreuses personnalités de tous horizons.

Au cours de l'année 2011, les prévisionnistes estiment que le soleil va entamer un cycle plus court que la moyenne des cycles. En 1859 "l'événement de Carrington" (du nom de l'astronome Richard Carrington qui décrivit la destruction solaire) montre que les cycles faibles peuvent s'accompagner de fortes tempêtes magnétiques.

En 1859, tout ce que l'on pouvait craindre de pire était une mise hors service des télégraphes pendant un ou deux jours tandis que les observateurs des îles tropicales ont pu admirer des phénomènes inouïs dans le ciel.

Mais en 2011 il en irait bien autrement. Les pannes en cascade des lignes à haute tension et transformateurs électriques intercontinentaux priveraient la Terre d'électricité pendant des semaines, voire des mois avant que les ingénieurs puissent réparer les avaries. La navigation aérienne et par bateau serait privée de GPS, les réseaux bancaires et financiers s'arrêteraient de fonctionner, avec toutes les conséquences qu'on peut imaginer pour le commerce, bref : un scénario catastrophe à l'ère du tout informatique. Selon un rapport de 2008 de la National Academy of Sciences, un événement solaire exceptionnel comme il en est recensé tous les cent ans pourrait avoir un impact économique égal à l'ouragan "Katrina" puissance 20 !

Alors que les décideurs se réunissaient pour prendre conscience des risques, non loin de là, les chercheurs de la NASA tentent activement de les circonscrire : "Nous sommes désormais capables de suivre la trajectoire des tempêtes solaires et leur progression vers la Terre en 3D," rapporte Michael Hesse, intervenant au forum et directeur du GSFC Space Weather Lab. "C'est l'amorce d'un système opérationel d'alerte aux catastrophes climatiques provenant de l'espace en vue de la protection des réseaux électriques et des infrastructures de haute technologie en cas d'activité solaire intense."

Le modèle est réalisé à partir de données collectées par une flotte de satellites de la NASA en orbite autour du soleil. Les analystes du laboratoire alimentent une base de données stockée dans des super ordinateurs qui traitent les données. Quelques heures après une éruption majeure, les ordinateurs produisent un film en 3D montrant la trajectoire de la tempête, quels planètes et satellites seront touchés et quand. Ce type de "prévisions interplanétaires" est sans précédent dans la courte histoire de la climatologie spatiale.

"Nous vivons une époque privilégiée de la climatologie de l'espace," note Antti Pulkkinen, chercheur au laboratoire climatologique de l'Espace Space Weather Lab. "Le développement récent de modèles scientifiques basés sur la physique nous permet d'anticiper ces cataclysmes."

Certains de nos modèles informatiques sont tellement pointus qu'ils peuvent anticiper la pénétration dans le sol terrestre de courants électriques générés par une éruption solaire. L'enjeu est de taille pour les transformateurs électriques et le projet expérimental "Solar Shield" dirigé par le Dr Pulkkinen a pour mission d'identifier les transformateurs les plus menacés par chaque éruption solaire. "Il suffit de déconnecter pendant quelques heures tel ou tel transformateur à haut risque pour prévenir des pannes qui peuvent durer plusieurs semaines et plonger dans le noir un continent entier," souligne le Dr Pulkkinen.

Un autre intervenant au SWEF, le Dr John Allen du Directorat de la Mission opérations spatiales de la NASA, a mis en lumière les risques pris par les astronautes face aux intempéries de l'espace. "Si personne n'est à l'abri de ces risques, les astronautes sont en première ligne et sont exposés à des niveaux de radiation quatre fois plus élevés que les travailleurs du nucléaire sur Terre," a-t-il dit. "Il s'agit d'un risque professionnel très élevé."

La NASA consigne scrupuleusement les dosages accumulés par chaque astronaute au cours de sa carrière. Chaque décollage, chaque sortie dans l'espace, chaque destruction solaire sont enregistrés. Lorsqu'un astronaute atteint des niveaux proches de la limite... Il ou elle peut se voir interdire de quitter la station spatiale ! L'exactitude des alertes aux tempêtes de l'espace peut permettre de contrôler ces expositions, par exemple en reprogrammant les sorties dans l'espace lorsqu'il existe un risque d'éruption solaire.

Le Dr Allen s'est aussi prononcé pour un nouveau type de bulletin météo : "Les messages du type 'RAS'. Outre une information sur les périodes pendant lesquelles il faudrait s'abstenir de sortir, on aimerait connaître celles qui sont sans danger. Il s'agit de nouvelles perspectives pour les climatologues de l'espace : prévoir non seulement les périodes à haut risque d'éruption d'une tâche noire mais aussi les périodes sans risque."

Le SWEF a un rôle pédagogique clé dans la création des conditions d'une bonne anticipation des tempêtes solaires. C'est ce que soulignent le Dr Lika Guhathakurta et son collègue Dan Baker de l'Université du Colorado dans un édito du New York Times en date du 17 juin dernier : "Les alertes météo de l'espace c'est bien ... expliquer ce qu'elles veulent dire et comment y réagir c'est mieux"

Notes
Le cycle solaire de 1859 (le cycle solaire 10) était un cycle faible, typique des cycles solaires du 19ème siècle. Ces cycles étaient largement inférieurs à la moyenne des cycles solaires de l'ère spatiale, qui étaient des cycles intenses. Le cycle solaire 24, celui que nous traversons actuellement, présente un nombre de tâches noires en régression, proche de celui du cycle 10.

samedi 30 juillet 2011

Radiation Belt Storm Probes


Radiation Belt Storm Probes

Radiation Belt Storm Probes ou RBSP est une mission spatiale de la NASA faisant partie du programme Living With a Star et composée de deux satellites qui doivent être lancée en 2012. Le programme « Living With a Star » a pour objectif de développer les connaissances scientifiques concernant les interactions du Soleil avec la Terre qui affectent directement la vie et la société humaine. La mission RBSP doit accroitre les connaissances scientifiques sur le comportement des électrons relativistes et des ions dans l'espace lorsque le vent solaire et l'activité solaire évoluent.
La mission principale doit durer 2 ans et une durée de vie de 4 ans est attendue. Les deux satellites stabilisés par spin doivent être lancés par une fusée unique Atlas V 4011
Cinq instruments doivent être embarqués :
Energetic Particle, Composition, and Thermal Plasma (ECT) 2
Electric and Magnetic Field Instrument Suite and Integrated Science (EMFISIS).
Electric Field and Waves Instrument (EFW).
Radiation Belt Storm Probes Ion Composition Experiment (RBSPICE).
Relativistic Particle Spectrometer (RPS) fournit par le NRO

MISSION SDO


Solar Dynamics Observatory (SDO) est un observatoire solaire développé par l'agence spatiale américaine, la NASA, dont le lancement a eu lieu le 11 février 2010. Sa mission qui s'inscrit dans le programme Living With a Star (« Vivre avec une étoile »), consiste à développer notre connaissance du Soleil, en particulier ses caractéristiques qui affectent la Terre et l'espace proche de celle-ci, et les changements de son activité. À cet effet l'observatoire étudie de petites zones de l'atmosphère solaire en l'analysant sur un grand nombre de longueurs d'ondes.

Objectifs de la mission SDO

SDO doit permettre de comprendre comment et pourquoi le champ magnétique du Soleil change. Il doit contribuer à répondre aux questions suivantes :
Quel mécanisme est à l'origine du cycle solaire de 11 ans.
Comment le flux magnétique des régions actives apparait, se concentre puis se disperse à la surface du Soleil.
Comment les reconnexions du champ magnétique à petite échelle se traduisent par des modifications de la topologie du champ magnétique à grande échelle; dans quelle mesure contribuent-elles à réchauffer la couronne et à accélérer le vent solaire.
Où surviennent les variations d'irradiance dans l'ultraviolet lointain et dans quelle mesure celles-ci sont liées aux cycles de l'activité magnétique.
Quelles configurations du champ magnétique aboutissent aux éjections de masse coronale et éruptions solaires à l'origine des particules énergétiques et des radiations.
Est-ce que la structure et la dynamique du vent solaire près de la Terre découlent de la configuration du champ magnétique et de la structure de l'atmosphère à proximité de la surface du Soleil.
Dans quelles circonstances l'activité solaire s'accroit-elle et est-il possible d'effectuer des prévisions précises et fiables de la météorologie spatiale et du climat2.
Lancement

Le satellite a été lancé le 11 février 2010 par une fusée Atlas V depuis la base de Cape Canaveral en Floride. Le lanceur doit injecter l'observatoire solaire sur une orbite de transfert géosynchrone. Le satellite est pourvu d'un moteur-fusée utilisant des ergols hypergoliques qui permettra de circulariser l'orbite une fois l'apogée atteint. Ce propulseur est aussi utilisé pour corriger l'orbite au cours de la mission. Celle-ci doit durer 5 ans3.
Conception du satellite

SDO est un satellite de 4,5 mètres de haut sur 2 mètres de largeur et de profondeur pesant 3,1 tonnes dont 270 kg pour la charge utile. Le satellite est placé sur une orbite géosynchrone inclinée ce qui permet à la fois un transfert à haut débit pratiquement continu des données collectées vers une station terrestre unique et une observation du soleil presque continue, interrompue seulement par des éclipses périodiques durant 2 à 3 semaines lors du passage aux équinoxes. Le satellite est stabilisé sur 3 axes avec ses instruments pointés en permanence vers le Soleil3.

Instruments

Résolution comparée des différentes générations d'observatoires solaires
Les instruments scientifiques embarqués à bord du satellite permettent de :
mesurer à une fréquence élevée l'irradiance du spectre du Soleil dans l'ultraviolet lointain
mesurer l'effet Doppler dû aux variations de vitesse sur l'ensemble du disque visible
effectuer des mesures à haute résolution du champ magnétique sur l'ensemble du disque
réaliser des photos à fréquence élevée de la chromosphère et de la couronne interne à différentes températures
effectuer ces mesures durant une fraction significative du cycle solaire pour disposer de données sur les variations qui affectent le Soleil à différents moments de son cycle4.
Ces instruments sont :
Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)
HMI est un instrument aux capacités améliorées par rapport à celui embarqué sur SoHO/MIDI.
Atmospheric Imaging Assembly (AIA)
AIA permet de prendre des photos de l'atmosphère solaire sur 10 longueurs d'ondes toutes les 10 secondes. Ces mesures permettent d'établir la relation entre les modifications à la surface du Soleil et en profondeur.
Extreme Ultraviolet Variablity Experiment (EVE)
EVE mesure l'irradiance dans l'ultraviolet lointain avec une précision et à une fréquence inédites. Les données obtenues doivent permettre de comprendre les variations dans le temps de l'activité solaire4.
La résolution du capteur est grandement améliorée par rapport aux missions précédentes d'études du Soleil SOHO et STEREO. Le capteur utilisé par les instruments AIA et EVE permet de prendre des images d'une résolution native de 4096x40965.

UNE ENIGME SOLAIRE RESOLUE


Une énigme solaire résolue

Rayonnement ultraviolet du Soleil
Les scientifiques savaient depuis des dizaines d'années que la couronne du Soleil, une couche lointaine de son atmosphère, atteignait des températures plus de 200 fois plus élevées que sa surface visible, mais ils ne pouvaient vérifier leurs hypothèses pour expliquer le phénomène.

Explications

À la surface du Soleil, la température est d'environ 6000 degrés, alors qu'elle grimpe jusqu'à 2 ou 3 millions de degrés dans la couronne plus éloignée du noyau du Soleil où se produisent pourtant les réactions nucléaires.

Dans les années 1970, le physicien suédois Hannes Alfvén avait prédit l'existence d'ondes véhiculant cette énergie via les lignes du champ magnétique parcourant le plasma de la couronne. Toutefois, à ce jour, ces ondes n'avaient pas été détectées en quantité suffisante pour fournir l'énergie requise.

Des images à haute résolution dans l'ultraviolet, prises à une cadence rapide (toutes les 8 secondes) par l'observatoire orbital SDO de la NASA, ont permis au chercheur Scott McIntosh et à ses collègues du High Altitude Observatory of the National Center for Atmospheric Research de détecter ces ondes à profusion.

Selon leurs travaux publiés dans le magazine Nature, elles se propagent à très grande vitesse (de 200 à 250 km/s) au sein du plasma en mouvement.

Avec un flux d'énergie de l'ordre de 100 à 200 watts par mètre carré, ces ondes suffisent pour fournir l'énergie nécessaire pour propulser les rapides vents solaires et compenser les pertes de chaleur des régions calmes de la couronne solaire.

Ce n'est cependant pas assez d'énergie pour fournir les 2000 watts/m2 nécessaires pour alimenter les zones actives de la couronne, ajoutent les chercheurs. Selon eux, des instruments de plus grande résolution spatiale et temporelle permettront à l'avenir d'observer le spectre d'énergie rayonnée dans les zones actives.

De plus, d'autres travaux doivent maintenant permettre de comprendre comment et où ces ondes sont générées et dissipées dans l'atmosphère solaire.

La mission de cinq ans du SDO commencée en février 2010 permettra de mieux comprendre le fonctionnement interne du Soleil et de son champ magnétique en captant des milliers d'autres images et de nombreuses données.

SDO prend en quelque sorte la relève de la sonde SOHO, qui étudie le Soleil depuis 1995 et qui a permis de confirmer que les taches solaires se déplaçaient plus vite à l'équateur.

L'observatoire doit entre autres déterminer la durée du prochain cycle du Soleil (qui dure en moyenne 11 ans) et établir quand les vents solaires chargés de particules à haute énergie frapperont la Terre.

lundi 25 juillet 2011

Eclipse solaire 1999


Phases générales d'une éclipse solaire


Phases de l'éclipse 1999.
Détails des phases.


Éclipse du 11 août 1999 (Image produite par un télescope).
Le commencement de l'éclipse totale est l'instant où le cône de pénombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
Le commencement de l'éclipse totale ou annulaire est l'instant où le cône d'ombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
Le commencement de la centralité est l'instant où l'axe du cône d'ombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
Le maximum de l'éclipse est l'instant où la grandeur de l'éclipse est maximale (l'instant où la plus grande surface terrestre est dans l'ombre).
La fin de la centralité est l'instant où l'axe du cône d'ombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre.
La fin de l'éclipse totale ou annulaire est l'instant où le cône d'ombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre.
La fin de l'éclipse générale est l'instant où le cône de pénombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre.
Phases locales d'une éclipse solaire[modifier]
Article détaillé : Éclipse solaire.
On appelle « premier contact » ou « premier contact extérieur » le moment où le disque lunaire commence à empiéter sur le disque solaire.
On appelle « deuxième contact » ou « premier contact intérieur » le moment où le disque lunaire est complètement entouré par le disque solaire (éclipse annulaire) ou le moment où le disque solaire disparaît complètement (éclipse totale).
On appelle « troisième contact » ou « deuxième contact intérieur » le moment où le disque lunaire commence à se dégager du disque solaire (éclipse annulaire) ou le moment où le disque solaire commence à réapparaître (éclipse totale) avec « l'effet diamant ».
Enfin, on appelle « quatrième contact » ou « deuxième contact extérieur » le moment où le disque solaire se détache du disque lunaire .
En France métropolitaine, il faudra attendre 2081 pour observer la prochaine éclipse totale de Soleil1.




dimanche 17 juillet 2011

COMPOSITION ISOTOPIQUE


La composition isotopique du Soleil révélée
Les rapports isotopiques de l'azote et de l'oxygène du Soleil ont été mesurés pour la première fois dans les échantillons de vent solaire ramenés par la sonde Genesis.
Philippe Ribeau-Gésippe



Vue d’artiste de la sonde Genesis.

USAF 388th Range Sqd
La sonde Genesis après son atterrissage raté dans le désert de l’Utah.

Les corps du Système solaire se sont-ils tous formés à partir du même matériau ? La réponse à cette question se trouve en partie dans le Soleil. Il renferme en effet plus de 99 pour cent de la masse du Système solaire, mais surtout, il a conservé l'empreinte de la nébuleuse originelle de gaz et de poussières. La composition isotopique de l'azote et de l'oxygène solaires vient à cet égard d'être analysée pour la première fois par deux équipes, menées respectivement par Bernard Marty, du Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CRPG) du CNRS, à Nancy, et par Kevin McKeegan, de l'université de Californie à Los Angeles. Les rapports isotopiques se révèlent très différents de ceux observés sur les planètes telluriques et les astéroïdes.


La composition isotopique est le rapport entre la quantité des isotopes rares et celle de l'isotope le plus abondant d'un élément chimique. La composition isotopique des éléments est en général homogène dans l'ensemble du Système solaire, mais celle de certains éléments légers, notamment l'azote (15N/14N) et l'oxygène (17O/16O et 18O/16O), est très disparate. Pour expliquer ces variations, on cherche à déterminer la composition isotopique de la nébuleuse protosolaire, supposée être identique à celle du Soleil aujourd'hui.
La composition chimique du Soleil est connue grâce aux raies d'absorption visibles dans son spectre lumineux, mais celles-ci ne permettent pas de déterminer l'abondance des différents isotopes. Pour ce faire, la NASA a lancé en 2001 la mission Genesis : une sonde placée en orbite solaire à 1,5 million de kilomètres de la Terre a collecté durant près de trois ans des particules du vent solaire, le flux de particules émis en permanence par notre étoile. La sonde s'est malheureusement écrasée dans le désert de l'Utah à son retour sur Terre en 2004, compromettant ainsi l'analyse de son précieux chargement.
Des échantillons ont néanmoins pu être séparés du matériau terrestre qui les avait contaminés. Ils ont été analysés par deux équipes distinctes. B. Marty et ses collègues ont analysé les rapports isotopiques de l'azote des particules solaires. Les résultats indiquent que le Soleil est 40 pour cent plus pauvre en azote 15 relativement à l'azote 14 que la Terre, et même trois fois moins riche que les comètes. Par ailleurs, le rapport isotopique de l'azote solaire est similaire à celui de Jupiter.
L'équipe de Kevin McKeegan a pour sa part montré que l'oxygène solaire est aussi très pauvre en isotopes lourds (17O et 18O) par rapport à l'oxygène présent sur Terre, Mars, la Lune ou les astéroïdes.
Qu'en déduire ? Ces résultats renforcent l'idée selon laquelle l'atmosphère des planètes géantes s'est formée tôt, à partir du gaz de la nébuleuse primitive encore peu altéré. A contrario, les planètes telluriques, enrichies en isotopes rares de l'azote et de l'oxygène, ne se sont pas formées à partir du « matériau moyen » de la nébuleuse solaire. Quelle est l'origine de leur enrichissement ? Une piste plausible est qu'une irradiation intense de la nébuleuse protoplanétaire par le jeune Soleil aurait provoqué des réactions photochimiques privilégiant les isotopes lourds. Les composés résultants auraient alors été incorporés dans les petits corps et les planètes telluriques.

jeudi 30 juin 2011

Le Soleil


Le Soleil est une étoile naine jaune qui se compose de 74 % d’hydrogène, de 24 % d’hélium et d’une fraction d’éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2–V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud (5 770 kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrogène. Le suffixe « V » (ou « classe de luminosité ») indique qu’il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment, dans son noyau, l’hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d’équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles.
Il existe dans notre galaxie plus de 100 millions d’étoiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une étoile assez ordinaire, bien qu’il soit en fait plus brillant que 85 % des étoiles de la Galaxie, qui sont en majorité des naines rouges.
Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d’environ 25 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d’environ 220 millions d’années, et sa vitesse de 217 km⋅s-1, équivalente à une année-lumière tous les 1 400 ans (environ), et une unité astronomique tous les 8 jours.
Dans cette révolution galactique, le Soleil, comme les autres étoiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique : l’orbite galactique solaire présente des ondulations sinusoïdales perpendiculaires à son plan de révolution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30 millions d’années environ, d’un côté puis de l’autre — sens Nord-Sud galactique, puis inversement — et s’en éloignerait au maximum de 230 années-lumière environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les étoiles qui auraient un plan de révolution différent de celui du disque galactiquenote .

Actuellement, le système solaire se situerait à 48 années-lumière au dessus (au nord) du plan galactique et en phase ascendante à la vitesse de 7 km/s7.




Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n’étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l’équateur (25 jours) qu’aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre du système solaire, ce dernier se situant à un peu plus d’un rayon solaire du centre de l’étoile (hors de sa surface), en raison de la masse de Jupiter (environ un millième de la masse solaire).