SOLEIL
			Photos

Le soleil fait un tour autour de l’axe du disque de la galaxie en 200 millions d’années à la vitesse de 230 km/s.

C’est dans la vitesse du soleil que le magnétisme trouve sa source, c’est dans les inégalités de rotation du soleil que le magnétisme peut se former.

Le Soleil a deux pôles: un positif, l’autre négatif dont la polarité s’inverse tous les onze ans.

Le champ magnétique du Soleil est environ 20 fois plus intense que le champ ma

Constitution

La surface visible, ou photosphère, est portée à 5780 °K et apparaît recouverte de taches sombres (régions les plus actives), toujours situées par moins de 40° de latitude. Ces taches sont des zones plus froides (4000 °K environ), sièges de forts champs magnétiques, qui apparaissent noires par effet de contraste. Elles apparaissent entre plus et moins 40° de latitude (près de l’équateur). Certains groupes peuvent atteindre jusqu’à 300000 km de long. Leur importance varie suivant un cycle d’une durée moyenne de onze ans.

Au-dessus de la surface visible s’étend la chromosphère, dont l’épaisseur ne dépasse guère 10000 km mais dans laquelle se développent des protubérances, véritables flammes pouvant atteindre 800000 km d’altitude. C’est la basse atmosphère de l’astre.

Au-delà, jusqu’à des millions de kilomètres de la photosphère, s’étend la haute atmosphère, ou couronne. C’est de la couronne que s’échappe le vent solaire, courant de gaz à 2 millions de degrés, qui baigne pratiquement l’ensemble du système solaire. Ce gaz est un gaz raréfié: densité de quelques centaines d’atomes et de particules par cm³. C’est un flot discontinu d’électrons et de protons très énergétiques. Le vent solaire se propage à deux vitesses: vent solaire lent à 400 km/s et vent solaire rapide à 800 km/s.

Naissance, vie et mort d'une étoile

Une étoile naît de la contraction d’un nuage de matière interstéllaire que l’on appelle la nébuleuse primitive. Cette protoétoile commence à rayonner, car la contraction provoque une élévation de température, puis un effondrement bref se produit: une étoile est née. A sa naissance, le soleil brillait d’environ 30% de moins par rapport à l’époque actuelle. La température, de l’ordre de 10 millions de degrés, est alors suffisante dans les régions centrales pour que les réactions thermonucléaires s’amorcent: quatre noyaux d’hydrogène fusionnent pour donner un noyau d’hélium et une certaine quantité d’énergie. L’hydrogène étant le constituant principal de l’étoile, cette phase va durer très longtemps (grande stabilité du soleil pendant cette phase). Sa stabilité a été telle que pendant quatre milliards et demi d’années, son rayon n’a augmenté que de 10% et sa luminosité de 20%.

Plus une étoile est massive, plus son hydrogène sera brûlé rapidement, cette phase pouvant durer de 10 millions à 10 milliards d’années. La combustion d’hydrogène ne se produit pas dans les petites étoiles, car leur température n’est jamais assez élevée, et celles-ci deviennent des naines blanches.

Lorsque l’hydrogène s’épuise dans les régions centrales de l’étoile, le noyau se contracte, permettant ainsi à l’hydrogène de brûler sur des couches moins profondes pendant que l’enveloppe se dilate: c’est la phase des géantes rouges. Le Soleil atteindra ce stade dans cinq milliards d’années. Son diamètre va augmenter jusqu’à devenir une centaine de fois son diamètre actuel, sa puissance rayonnante va également augmenter jusqu’à devenir plusieurs centaines de fois le rayonnement actuel. Après la combustion de l’hélium en couches, de nouvelles réactions nucléaires se produisent en son centre; une phase explosive a lieu, qui peut donner naissance soit à un trou noir, soit à une étoile à neutrons ou à une naine blanche, selon que l’étoile est plus ou moins massive. Le Soleil deviendra une naine blanche ayant une puissance de rayonnement 1000 fois plus faible que la puissance actuelle et s’éteindra dans les milliards d’années qui suivront.

Gallerie de photos