La température à l'intérieur du soleil est à peu près égale. L'étoile la plus proche de nous

Les rumeurs sur la fin imminente se sont révélées quelque peu exagérées

En 2005, l’astrophysicien Piers van der Meer a fait une déclaration sensationnelle. Selon lui, au cours du siècle dernier, la température du Soleil n'a cessé d'augmenter. Ce processus est généralement observé avant la métamorphose d’une étoile ordinaire en supernova. Ainsi, le scientifique a prédit dans six ans l'inévitable explosion du Soleil et, par conséquent, la mort de toute vie sur Terre. Mais les protubérances enregistrées par la NASA n'indiquent aucun changement sérieux sur notre étoile, et le réchauffement climatique du siècle dernier est associé à l'effet de serre, un « sous-produit » de l'activité humaine. Ainsi, la nouvelle de « Doomsday » s’est avérée quelque peu prématurée.

Quelle est la température réelle du Soleil ?

Cette question hante les scientifiques depuis de nombreux siècles. Sans aucun doute, notre étoile est très chaude, car elle dégage de la chaleur, se trouvant à plusieurs milliers de kilomètres de la Terre. Mais ce n’est qu’au XXe siècle que les astrophysiciens ont réussi à calculer sa température plus ou moins précise. Il s'est avéré que cela varie en fonction de la proximité avec le noyau du corps céleste. À mi-chemin, la température atteint quinze millions et demi de degrés Celsius (ou 27 millions de degrés Fahrenheit). La couche supérieure de l'atmosphère hélium-hydrogène de l'étoile est chauffée à un million de degrés et à la surface, la température du Soleil en degrés Celsius est de 5 515 degrés.

Comment savons-nous cela ?

Naturellement, pas un seul cosmonaute ou navire contrôlé depuis la Terre n'a jamais volé vers notre étoile avec un thermomètre. Cependant, la température du Soleil en degrés peut être calculée en laboratoire à partir du rayonnement spectral. L'étoile nous apparaît jaune. S'il faisait plus chaud, nous appellerions notre soleil bleu... Même s'il n'y aurait pratiquement personne pour l'appeler, car l'émergence d'une vie protéique sur Terre à des températures aussi torrides serait impossible. Si le centre de notre système stellaire était plus froid, il apparaîtrait rougeâtre. En étudiant le rayonnement de l'étoile à travers le spectre des couleurs, les scientifiques ont découvert ce qui suit : la température est la plus basse à la surface de l'étoile et la chaleur est plus grande plus profondément vers le noyau.

Dans quelles unités la température du Soleil est-elle mesurée ?

Dans la vie de tous les jours, nous utilisons deux systèmes de mesure de la température : Celsius (dans les pays européens) et Fahrenheit (en Amérique). Mais les astrophysiciens utilisent un système métrique différent : Kelvin. Cette dernière échelle et le système Celsius sont faciles à comparer. Après tout, seul leur zéro ne correspond pas. Celsius a pris le point de congélation de l'eau comme point de référence et Kelvin a pris le zéro absolu. Il fait moins 273 degrés, c'est exactement le froid qui règne dans l'espace sans air de l'Espace. Ainsi, la température du Soleil, mesurée sur une échelle scientifique, est de 5 800 degrés Kelvin à la surface, et au cœur de 15 500 273 K. Ces indicateurs changeront-ils avec le temps ? Sans aucun doute ! Toutes les étoiles – et le Soleil ne fait pas exception – naissent à un moment donné, gagnent en masse et se transforment en géante rouge. Et puis commence le vieillissement : l'astre devient d'abord une naine blanche (représentant un noyau, sans couronne), puis une naine noire, jusqu'à ce qu'il explose en supernova. Mais notre étoile, selon les calculs de scientifiques sérieux, a encore environ cinq milliards d'années pour réchauffer l'humanité.

En tant qu’habitants de la belle planète Terre, nous aimons tous notre seul Soleil et en dépendons tous. La température du Soleil a toujours suscité un intérêt particulier. Il n'est pas surprenant que le moyen le plus simple de créer une sensation soit de signaler périodiquement un éventuel « refroidissement » du Soleil, ou une surchauffe et même l'explosion imminente de l'étoile.

Ainsi, en 2005, une information sensationnelle paraît dans la presse : le Soleil pourrait exploser dans six ans ! Le matériel suivant a été publié sur Internet :
« L'astrophysicien néerlandais Piers van der Meer, expert auprès de l'Agence spatiale européenne (ESA), estime que certains signes indiquent que le Soleil est sur le point d'exploser. La température du noyau du Soleil, habituellement de 27 millions de degrés Fahrenheit, selon le Dr Van der Meer, a atteint le niveau dangereux de 49 millions de degrés au cours des dernières années. Selon lui, le processus de réchauffement de notre étoile au cours des 11 dernières années est très similaire aux changements survenus dans les étoiles avant l'explosion des supernovae - par exemple, dans la célèbre supernova de 1604. Selon lui, le processus de réchauffement climatique que nous observons actuellement n'est pas associé à l'effet de serre, mais précisément au réchauffement du Soleil. Les processus inhabituels qui se produisent sur le Soleil sont également mis en évidence par des photographies de protubérances géantes obtenues par l'observatoire solaire et héliosphérique SOHO de la NASA, qui effectue des observations continues de l'étoile depuis l'espace. Les calculs effectués par les collaborateurs du Dr Meer montrent que si la température de l’intérieur du Soleil continue d’augmenter au même rythme, le processus deviendra bientôt irréversible, auquel cas le Soleil explosera d’ici six ans.

Dieu merci, des réfutations de l'information sont immédiatement apparues, admettant notamment qu'aucune éruption particulière sur le Soleil ni aucun échauffement particulier n'avaient été enregistrés. La sensation s’est avérée heureusement fausse.

Cependant, le site, en tant que portail d'information et d'éducation, ne peut s'empêcher de consacrer un petit matériel aux curieux de la température du Soleil.

Le rayonnement du Soleil est différent de celui d’un corps noir. La température effective du Soleil, déterminée par le flux total de rayonnement, est égale à 5760°C, tandis que la position du rayonnement maximum dans le spectre du Soleil correspond à une température déterminée par la loi de Wien, environ 6750°C. , lorsqu'on parle de la température mesurée à la surface du Soleil, le chiffre le plus souvent avancé est d'environ 6000 °C. La répartition relative de l'énergie dans différentes parties du spectre donne une idée des températures de couleur du Soleil, dont la valeur varie considérablement même au sein de la seule région visible. Par exemple, dans la plage de longueurs d'onde 4 700-5 400 A, la température de couleur est de 6 500°C, et à proximité, dans la plage de longueurs d'onde 4 300-4 700 A, elle est d'environ 8 000°C. La température de luminosité varie sur une plage encore plus large à travers le spectre, qui dans la région spectrale de 1 000 à 2 500 A augmente de 4 500° à 5 000°, dans les rayons verts (5 500 A) est proche de 6 400° et dans la plage radio de les ondes du mètre atteignent un million de degrés !
Il est important de noter que la température de la matière solaire change avec la profondeur. En effet, l’opacité des gaz fortement chauffés n’est pas la même selon les longueurs d’onde. Les rayons ultraviolets absorbent plus que les rayons visibles. Dans le même temps, ces gaz absorbent le plus fortement les ondes radio. Par conséquent, les rayonnements radio, ultraviolets et visibles font respectivement référence à des couches de plus en plus profondes du Soleil. Compte tenu de la dépendance observée de la température de luminosité sur la longueur d'onde, nous constatons qu'il existe quelque part près de la surface visible du Soleil une couche avec une température minimale (environ 4 500 ° C), qui peut être observée dans les rayons ultraviolets lointains. Au-dessus et au-dessous de cette couche, la température augmente rapidement.

De ce qui précède, il s’ensuit que la majeure partie de la matière solaire devrait être très fortement ionisée. Déjà à une température de 5 à 6 000 degrés, les atomes de nombreux métaux sont ionisés et à des températures supérieures à 10 à 15 000 degrés, l'élément le plus abondant dans le Soleil - l'hydrogène - est ionisé. Par conséquent, la matière solaire est du plasma, c'est-à-dire gaz dans lequel la plupart des atomes sont ionisés. Ce n'est que dans une fine couche proche du bord visible que l'ionisation est faible et que l'hydrogène neutre prédomine. La température à l'intérieur du Soleil atteint, selon diverses estimations, 15 à 20 millions de degrés.

La température est une caractéristique très importante de l’état d’une substance, dont dépendent ses propriétés physiques fondamentales. Sa détermination constitue l’un des problèmes astrophysiques les plus difficiles. Cela est dû à la fois à la complexité des méthodes existantes de détermination de la température et à l'imprécision fondamentale de certaines d'entre elles. À de rares exceptions près, les astronomes sont incapables de mesurer la température à l’aide d’un instrument monté sur le corps lui-même. Cependant, même si cela était possible, dans de nombreux cas, les instruments de mesure de la chaleur seraient inutiles, car leurs lectures différaient considérablement de la valeur réelle de la température. Un thermomètre donne des lectures correctes uniquement lorsqu'il est en équilibre thermique avec le corps dont la température est mesurée. Par conséquent, pour les corps qui ne sont pas en équilibre thermique, il est fondamentalement impossible d'utiliser un thermomètre et des méthodes spéciales doivent être utilisées pour déterminer leur température. Considérons les principales méthodes de détermination des températures et indiquons les cas les plus importants de leur application.

Détermination de la température par la largeur des raies spectrales. Cette méthode est basée sur l'utilisation de la formule (7.43), lorsque la largeur Doppler des raies spectrales d'émission ou d'absorption est connue à partir des observations. Si la couche de gaz est optiquement mince (il n'y a pas d'auto-absorption) et que ses atomes n'ont que des mouvements thermiques, alors la valeur de la température cinétique est directement obtenue de cette manière. Cependant, très souvent, ces conditions ne sont pas remplies, comme en témoigne principalement la déviation des profils observés par rapport à la courbe de Gauss présentée sur la figure. 90. De toute évidence, dans ces cas, la tâche consistant à déterminer la température sur la base des profils de raies spectrales devient beaucoup plus compliquée.

Détermination de la température basée sur l'étude des processus atomiques élémentaires conduisant à l'apparition de rayonnements observables. Cette méthode de détermination de la température est basée sur des calculs théoriques du spectre et une comparaison de leurs résultats avec des observations. Illustrons cette méthode en prenant l'exemple de la couronne solaire. Son spectre contient des raies d'émission appartenant à des éléments multi-ionisés dont les atomes sont privés de plus d'une douzaine d'électrons externes, ce qui nécessite des énergies d'au moins plusieurs centaines d'électrons-volts. La puissance du rayonnement solaire est trop faible pour provoquer une telle ionisation du gaz. Cela ne peut s’expliquer que par des collisions avec des particules énergétiques rapides, principalement des électrons libres. Par conséquent, l’énergie thermique d’une fraction importante des particules de la couronne solaire devrait être égale à plusieurs centaines d’électrons-volts. En désignant l'énergie exprimée en électron-volts par e et en tenant compte de (7.13), on a T = 11 600 V.

La plupart des particules de gaz ont alors une énergie de 100 eV à une température supérieure à un million de degrés.

Détermination de la température basée sur l'application des lois du rayonnement du corps noir. Un certain nombre des méthodes les plus courantes pour déterminer la température reposent sur l'application des lois du rayonnement du corps noir (à proprement parler, valables uniquement pour l'équilibre thermodynamique) au rayonnement observé. Cependant, pour les raisons évoquées au début de ce paragraphe, toutes ces méthodes sont fondamentalement inexactes et conduisent à des résultats contenant des erreurs plus ou moins grandes. Par conséquent, ils sont utilisés soit pour des estimations approximatives de température, soit dans les cas où il peut être prouvé que ces erreurs sont négligeables. Commençons par ces cas.

Conformément à la loi de Kirchhoff, une couche de gaz optiquement épaisse et opaque produit un fort rayonnement dans un spectre continu. Un exemple typique est celui des couches les plus profondes de l’atmosphère d’une étoile. Plus ces couches sont profondes, mieux elles sont isolées de l’espace environnant et plus leur rayonnement est donc proche de l’équilibre. Par conséquent, pour les couches internes de l'étoile, dont le rayonnement ne nous atteint pas du tout, les lois du rayonnement thermique sont satisfaites avec un haut degré de précision.

La situation est complètement différente avec les couches externes de l’étoile. Ils occupent une position intermédiaire entre les couches internes complètement isolées et les couches externes complètement transparentes (c'est-à-dire le rayonnement visible). En fait, on voit les couches dont la profondeur optique ne diffère pas trop de 1. En effet, les couches plus profondes sont moins visibles en raison de l'augmentation rapide de l'opacité avec la profondeur, et les couches les plus externes émettent faiblement (rappelons que l'émission d'une couche optiquement fine la couche est proportionnelle à son épaisseur optique). Par conséquent, le rayonnement qui dépasse les limites d’un corps donné se produit principalement en couches. En d’autres termes, les couches que nous voyons sont situées à une profondeur à partir de laquelle le gaz devient opaque. Pour elles, les lois du rayonnement thermique ne sont satisfaites qu’approximativement. Ainsi, par exemple, pour les étoiles, en règle générale, il est possible de sélectionner une courbe de Planck qui, bien que très grossièrement, ressemble toujours à la répartition de l'énergie dans son spectre. Cela permet, avec de grandes réserves, d'appliquer les lois de Planck, Stefan-Boltzmann et Wien au rayonnement des étoiles.

Considérons l'application de ces lois au rayonnement solaire. La figure 91 montre la distribution d'énergie observée dans le spectre du centre du disque solaire, ainsi que plusieurs courbes de Planck pour différentes températures. D’après cette figure, il est clair qu’aucun d’entre eux ne correspond exactement à la courbe du Soleil. Dans ce dernier cas, le maximum de rayonnement n'est pas aussi prononcé. Si l'on suppose que cela se produit dans la longueur d'onde max = 4300 Å, alors la température déterminée par la loi de déplacement de Wien sera égale à T ( vérifier) ​​= 6750°.

L'énergie totale émise par 1 cm 2 de la surface du Soleil est égale à

e ¤ = 6,28×10 10 erg/cm 2 × sec.

En substituant cette valeur dans la formule (7.33) de la loi de Stefan-Boltzmann, nous obtenons la température dite effective

Ainsi, la température effective d'un corps est la température d'un tel corps absolument noir, dont chaque centimètre carré dans tout le spectre émet le même flux d'énergie que 1 cm 2 de ce corps.

Les notions de luminosité et de température de couleur sont introduites de manière similaire. La température de luminosité est la température d'un tel corps absolument noir, dont chaque centimètre carré, à une certaine longueur d'onde, émet le même flux d'énergie que le corps donné à la même longueur d'onde. Pour déterminer la température de luminosité, il faut appliquer la formule de Planck à la luminosité monochromatique observée de la surface émettrice. Il est évident que dans différentes parties du spectre, un corps réel peut avoir différentes températures de luminosité. Ainsi, par exemple, à partir de la Fig. 91, il est clair que la courbe du Soleil croise diverses courbes de Planck, dont les températures correspondantes montrent le changement de la température de luminosité du Soleil dans différentes parties du spectre visible.

La détermination de la température de luminosité nécessite des mesures très complexes de l’intensité radiante en unités absolues. Il est beaucoup plus facile de déterminer le changement d'intensité du rayonnement dans une certaine région du spectre (distribution relative de l'énergie).

La température d'un corps absolument noir, dont la répartition relative de l'énergie dans une partie du spectre est la même que celle d'un corps donné, est appelée température de couleur du corps. Revenant à nouveau à la distribution de l'énergie dans le spectre du Soleil, nous voyons que dans la région de longueur d'onde de 5 000 à 6 000 Å, la pente de la courbe du Soleil sur la Fig. 91 est la même que la courbe de Planck pour une température de 7000° dans la même région spectrale.

Les notions d'efficacité, de luminosité et de température de couleur introduites ci-dessus ne sont donc que des paramètres caractérisant les propriétés du rayonnement observé. Pour savoir avec quelle précision et à quelle profondeur ils donnent une idée de la température corporelle réelle, des recherches supplémentaires sont nécessaires.

Analysons les résultats. La température effective du Soleil, déterminée par le flux total de rayonnement, s'est avérée être égale à 5760°, tandis que la position du rayonnement maximum dans le spectre du Soleil correspond à la température déterminée par la loi de Wien, environ 6750°. La répartition relative de l'énergie dans différentes parties du spectre permet de retrouver des températures de couleur dont la valeur varie considérablement même au sein du seul domaine visible. Par exemple, dans la plage de longueurs d'onde 4 700-5 400 Å, la température de couleur est de 6 500°, et à proximité, dans la plage de longueurs d'onde 4 300-4 700 Å, elle est d'environ 8 000°. La température de luminosité varie sur une plage encore plus large, qui dans la région spectrale de 1 000 à 2 500 Å augmente de 4 500° à 5 000°, dans les rayons verts (5 500 Å) est proche de 6 400° et dans la gamme radio des ondes métriques atteint un million de degrés ! Pour plus de clarté, tous les résultats répertoriés sont résumés dans le tableau. 4.

La différence entre les données indiquées dans le tableau. 4 est d’une importance fondamentale et conduit aux conclusions importantes suivantes :

1. Le rayonnement du Soleil diffère du rayonnement d’un corps complètement noir. Sinon, toutes les valeurs de température indiquées dans le tableau. 4 serait pareil.

2. La température de la matière solaire change avec la profondeur. En effet, l’opacité des gaz fortement chauffés n’est pas la même selon les longueurs d’onde. Les rayons ultraviolets absorbent plus que les rayons visibles. Dans le même temps, ces gaz absorbent le plus fortement les ondes radio. Par conséquent, les rayonnements radio, ultraviolets et visibles font respectivement référence à des couches de plus en plus profondes du Soleil. En tenant compte de la dépendance observée de la température de luminosité sur la longueur d'onde, nous constatons qu'il existe quelque part près de la surface visible du Soleil une couche avec une température minimale (environ 4 500°), qui peut être observée dans les rayons ultraviolets lointains. Au-dessus et au-dessous de cette couche, la température augmente rapidement.

3. De ce qui précède, il résulte que la majeure partie de la matière solaire devrait être très fortement ionisée. Déjà à une température de 5 à 6 000 degrés, les atomes de nombreux métaux sont ionisés et à des températures supérieures à 10 à 15 000 degrés, l'élément le plus abondant dans le Soleil - l'hydrogène - est ionisé. Par conséquent, la matière solaire est du plasma, c'est-à-dire gaz dans lequel la plupart des atomes sont ionisés. Ce n'est que dans une fine couche près du bord visible que l'ionisation est faible et que l'hydrogène neutre prédomine

Du tableau 5 montre que dans les profondeurs du Soleil, la température dépasse les 10 millions de degrés et la pression dépasse les centaines de milliards d'atmosphères (1 atm = 103 dynes/cm2). Dans ces conditions, les atomes individuels se déplacent à des vitesses énormes, atteignant par exemple des centaines de kilomètres par seconde pour l'hydrogène. La densité de la substance étant très élevée, les collisions atomiques se produisent très souvent. Certaines de ces collisions conduisent à la proximité des noyaux atomiques nécessaires au déroulement des réactions nucléaires.

Deux réactions nucléaires jouent un rôle important à l’intérieur du Soleil. Grâce à l’un d’eux, représenté schématiquement sur la Fig. 130, à partir de quatre atomes d’hydrogène, un atome d’hélium est formé. Aux étapes intermédiaires de la réaction, des noyaux d'hydrogène lourd (deutérium) et des noyaux de l'isotope He 3 se forment. Cette réaction est appelée proton-proton.

Une autre réaction dans des conditions solaires joue un rôle beaucoup moins important. A terme, cela conduit également à la formation d’un noyau d’hélium de quatre protons. Le processus est plus compliqué et ne peut se produire qu'en présence de carbone dont les noyaux entrent dans la réaction dans les premières étapes et sont libérés dans la dernière. Ainsi, le carbone est un catalyseur, c’est pourquoi l’ensemble de la réaction est appelé cycle du carbone.

Un fait extrêmement important est que la masse du noyau d’hélium est inférieure de près de 1 % à la masse de quatre protons. Cette perte apparente de masse est appelée défaut de masse et est responsable de la libération de grandes quantités d’énergie suite aux réactions nucléaires.

Les réactions nucléaires décrites sont une source d'énergie émise par le Soleil dans l'espace.

Étant donné que les températures et les pressions les plus élevées sont créées dans les couches les plus profondes du Soleil, les réactions nucléaires et la libération d'énergie qui les accompagne se produisent le plus intensément au centre même du Soleil. Seulement ici, avec la réaction proton-proton, le cycle du carbone joue un rôle important. À mesure que vous vous éloignez du centre du Soleil, la température et la pression diminuent, la libération d'énergie due au cycle du carbone s'arrête rapidement et jusqu'à une distance d'environ 0,2 à 0,3 rayon du centre, seul le proton-proton la réaction reste significative. À une distance du centre de plus de 0,3 rayon, la température devient inférieure à 5 millions de degrés et la pression en dessous de 10 milliards d'atmosphères. Dans ces conditions, les réactions nucléaires ne peuvent pas du tout se produire. Ces couches transmettent uniquement le rayonnement émis à une plus grande profondeur sous forme de rayons gamma, qui sont absorbés et réémis par les atomes individuels. Il est important qu'au lieu de chaque quantum de haute énergie absorbé, les atomes émettent généralement plusieurs quanta d'énergies inférieures. Cela se produit pour la raison suivante. En absorbant, l’atome devient ionisé ou fortement excité et acquiert la capacité d’émettre. Cependant, l’électron ne revient pas immédiatement à son niveau d’énergie d’origine, mais à travers des états intermédiaires, lors de transitions entre lesquelles sont libérés des quanta d’énergies inférieures. Il en résulte une sorte de « fragmentation » des quanta durs en quanta moins énergétiques. Par conséquent, au lieu de rayons gamma, des rayons X sont émis, et au lieu de rayons X, des rayons ultraviolets sont émis, qui à leur tour, déjà dans les couches externes, sont broyés en quanta de rayons visibles et thermiques, finalement émis par le Soleil. .

La partie du Soleil dans laquelle la libération d'énergie due aux réactions nucléaires est insignifiante et où le processus de transfert d'énergie se produit par absorption de rayonnement et réémission ultérieure est appelée zone d'équilibre radiatif. Il occupe une superficie d'environ 0,3 à 0,7 r¤ du centre du Soleil. Au-dessus de ce niveau, la matière elle-même commence à participer au transfert d'énergie, et directement sous les couches externes observables du Soleil, sur environ 0,3 de son rayon, une zone convective se forme dans laquelle l'énergie est transférée par convection.

La température de surface du Soleil est déterminée par l'analyse du spectre solaire. On sait qu'il est la source d'énergie de tous les processus naturels sur Terre ; c'est pourquoi les scientifiques ont déterminé la valeur quantitative de l'échauffement de différentes parties de notre étoile.

L'intensité du rayonnement dans certaines parties colorées du spectre correspond à une température de 6 000 degrés. C'est la température de la surface ou photosphère du Soleil.

Dans les couches externes de l’atmosphère solaire – dans la chromosphère et dans la couronne – des températures plus élevées sont observées. Dans la couronne, il fait environ un à deux millions de degrés. Dans les lieux de fortes épidémies, la température peut atteindre même cinquante millions pendant une courte période. En raison de l'échauffement élevé de la couronne au-dessus de l'éruption, l'intensité des émissions de rayons X et radio augmente considérablement.

Calculs du chauffage de notre étoile

Malgré le fait qu’aucun photon ne pénètre depuis l’intérieur du Soleil, nous pouvons calculer la température en tout point à l’intérieur de l’étoile. sont plus ou moins connus des scientifiques par les calculs. Les calculs montrent que plus on pénètre profondément dans les profondeurs, plus le plasma s'échauffe.

La température passe de 6 000 dans la photosphère à 13 millions de degrés au centre.

Nous savons que plus une substance est chauffée, plus ses particules se déplacent rapidement. Par exemple, dans la photosphère, les protons et les atomes d’hydrogène se déplacent à une vitesse d’environ 7 km/s, et les électrons légers se déplacent à une vitesse de 300 km/s. Dans la couronne et dans le centre solaire chaud, la vitesse des protons est d'environ 350 km/sec et celle des électrons est de 15 000 km/sec.

La température la plus basse sur le Soleil est observée dans la zone des taches solaires. Les grandes taches sont chauffées en dessous de 4 000 C. Le rayonnement de 1 m 2 de photosphère blanche entourant la tache à 6 000 degrés est environ 5 fois plus intense que le rayonnement de 1 m 2 de la tache elle-même. Pour cette raison, les taches nous apparaissent sombres, voire noires.

Tout corps tombant sur le Soleil se décomposera dans les plus brefs délais en atomes individuels, dont les électrons sont séparés. Sur une étoile, la matière peut exister exclusivement sous forme de plasma.

Conversion de l'hydrogène en hélium par réaction thermonucléaire

Le soleil se réchauffe et émet de la chaleur en raison de la réaction thermonucléaire qui se produit à l'intérieur.

Une réaction thermonucléaire se produit lorsque des éléments plus lourds se forment à partir d’éléments plus légers. Ça arrive uniquement à haute pression et chaleur. C'est pourquoi la réaction est appelée thermonucléaire.

Le processus le plus important se produisant sur le Soleil est la conversion de l'hydrogène en hélium. C'est ce processus qui est à l'origine de toute l'énergie du Soleil.
Le noyau solaire est très dense et très chaud. De violentes collisions d’électrons, de protons et d’autres noyaux se produisent souvent. Parfois, les collisions de protons sont si rapides qu'ils, après avoir surmonté la force de répulsion électrique, se rapprochent dans la distance correspondant à leur diamètre. À cette distance, la force nucléaire commence à agir, à la suite de laquelle les protons se combinent et libèrent de l'énergie.

Quatre protons se combinent progressivement pour former un noyau d'hélium, dont deux protons se transforment en neutrons, deux charges positives sont libérées sous forme de positrons et deux particules neutres imperceptibles - les neutrinos - apparaissent. Lorsqu’ils rencontrent des électrons, les deux positrons se transforment en photons gamma (annihilation).

L’énergie au repos d’un atome d’hélium est inférieure à l’énergie au repos de quatre atomes d’hydrogène.

La différence de masse se transforme en photons gamma et en neutrinos. L'énergie totale de tous les photons gamma générés et de deux neutrinos est de 28 MeV. Les scientifiques ont pu obtenir énergie thermonucléaire synthèse sur Terre créant un réacteur expérimental.
Un grand nombre de transformations similaires se produisent au centre de l'étoile. Dans ce cas, environ un demi-milliard de tonnes (plus précisément 567 millions de tonnes) d'hydrogène sont converties en hélium. Dans le même temps, seulement 562,8 millions de tonnes d’hélium ont été produites, soit 4,2 millions de tonnes de moins. C'est cette perte de masse qui se transforme en masse solaire en 1 seconde.
C'est la quantité d'énergie émise par le Soleil en une seconde. Cette valeur représente la puissance du rayonnement solaire.

Il existe de nombreuses petites et grandes étoiles dans l’espace. Et si nous parlons des habitants de la Terre, alors l'étoile la plus importante pour eux est le Soleil. Il est composé de 70 % d’hydrogène et de 28 % d’hélium, les métaux représentant moins de 2 %.

Sans le Soleil, il n’y aurait peut-être pas de vie sur Terre. Nos ancêtres savaient à quel point leur vie et leur vie dépendaient du corps céleste, ils l'adoraient et le divinisaient. Les Grecs appelaient le soleil Hélios et les Romains Sol.

Le soleil a un impact énorme sur nos vies. C'est une formidable incitation à étudier comment les changements se produisent au sein de cette « boule de feu » et comment ces changements peuvent nous affecter maintenant et à l'avenir. De nombreuses recherches scientifiques nous donnent l’occasion de nous pencher sur le passé lointain de la planète. Le soleil a environ 5 milliards d'années. Dans 4 milliards d’années, il brillera beaucoup plus qu’aujourd’hui. En plus d'augmenter en luminosité et en taille sur plusieurs milliards d'années, le Soleil change également sur des périodes de temps plus courtes.

Une telle période de changement est connue sous le nom de cycle solaire, aux moments de laquelle des minima et des maxima sont observés. Grâce à des observations sur plusieurs décennies, il a été établi que l'augmentation de l'activité lumineuse et de la taille du Soleil, qui a commencé en 2000, a été constatée. le passé lointain, existe encore aujourd'hui. Au cours des derniers cycles, l'activité lumineuse a augmenté d'environ 0,1 %. Ces changements, qu’ils soient rapides ou progressifs, ont certainement un impact énorme sur les Terriens. Cependant, les mécanismes de cette influence n’ont pas encore été entièrement étudiés.

La température du Soleil au centre de l’étoile est très élevée, environ 14 milliards de degrés. Les réactions thermonucléaires se produisent au cœur de la planète, c'est-à-dire réactions de fission de noyaux d'hydrogène sous pression, entraînant la libération d'un noyau d'hélium et d'une énorme quantité d'énergie. À mesure que vous pénétrez plus profondément à l’intérieur, la température du Soleil devrait augmenter rapidement. Cela ne peut être déterminé que théoriquement.

La température du Soleil en degrés est :

• température corona - 1 500 000 degrés ;
• température à cœur - 1 350 000 degrés;
• La température du Soleil en Celsius à la surface est de 5726 degrés.

Un grand nombre de scientifiques de différents pays mènent des recherches sur la structure du Soleil, essayant de recréer le processus de fusion thermonucléaire dans les laboratoires terrestres. Ceci dans le but de découvrir comment le plasma se comporte dans des conditions réelles afin de répéter ces conditions sur Terre. Le soleil est en effet un immense laboratoire naturel.

L'atmosphère du Soleil, d'une épaisseur d'environ 500 km, s'appelle la photosphère. Grâce aux processus de convection dans l'atmosphère de la planète, les flux de chaleur des couches inférieures se déplacent vers la photosphère. Le soleil tourne, mais pas de la même manière que la Terre, Mars... Le soleil est fondamentalement un corps instable.

Des effets similaires de la rotation du Soleil sont observés sur les planètes gazeuses. Contrairement à la Terre, les couches du Soleil ont des vitesses de rotation différentes. L'équateur tourne le plus rapidement ; une révolution est effectuée en 25 jours environ. À mesure que vous vous éloignez de l'équateur, la vitesse de rotation diminue et quelque part aux pôles du Soleil, la rotation prend environ 36 jours. L'énergie solaire est d'environ 386 milliards de mégawatts. Chaque fraction de seconde, environ 700 millions de tonnes d'hydrogène se transforment en 695 millions de tonnes d'hélium et 5 millions de tonnes d'énergie sous forme de rayons gamma. En raison du fait que la température du Soleil est si élevée, la réaction de transition de l’hydrogène en hélium se produit avec succès.

Le Soleil émet également un flux de particules chargées de faible densité (principalement des protons et des électrons). Ce flux s'appelle le vent solaire, qui se déplace dans tout le système solaire à une vitesse d'environ 450 km/s. Les flux coulent continuellement du Soleil vers l'espace, respectivement vers la Terre. Le vent solaire constitue une menace mortelle pour toute vie sur notre planète. Peut avoir des effets dramatiques sur Terre, depuis les surtensions des lignes électriques, les interférences radio jusqu'aux magnifiques aurores boréales. S’il n’y avait pas de champ magnétique sur notre planète, la vie cesserait en quelques secondes. Le champ magnétique crée une barrière infranchissable pour les particules du vent solaire chargées rapidement. Dans les zones du pôle Nord, le champ magnétique est dirigé vers la Terre, c'est pourquoi les particules accélérées du vent solaire pénètrent beaucoup plus près de la surface de notre planète. Ainsi, au pôle Nord, nous observons des vents polaires. Le vent solaire peut également être dangereux en interagissant avec la magnétosphère terrestre. Ce phénomène est appelé avoir un fort impact sur la santé des personnes. Ces réactions sont particulièrement visibles chez les personnes âgées.

Le vent solaire n’est pas la seule chose avec laquelle le Soleil peut nous nuire. Les événements qui se produisent souvent à la surface du luminaire sont très dangereux. Les éruptions émettent d’énormes quantités de rayons ultraviolets et de rayons X dirigés vers la Terre. Ces rayonnements sont tout à fait capables d'être absorbés par l'atmosphère terrestre, mais ils représentent un grand danger pour tous les objets dans l'espace. Les rayonnements peuvent endommager les satellites artificiels, les stations et autres technologies spatiales. Les rayonnements nuisent également à la santé des astronautes travaillant dans l’espace.

Depuis sa création, le Soleil a déjà utilisé environ la moitié de l’hydrogène contenu dans son noyau et continuera à en émettre pendant encore 5 milliards d’années, augmentant progressivement sa taille. Après cette période, l’hydrogène restant dans le noyau de l’étoile sera complètement épuisé. À ce moment-là, le Soleil atteindra sa taille maximale et son diamètre augmentera d'environ 3 fois (par rapport à sa taille actuelle). Elle ressemblera à une géante rouge. Une partie des planètes proches du Soleil brûlera dans son atmosphère. Ceux-ci incluront la Terre. D’ici là, l’humanité devra trouver une nouvelle planète à habiter. Après quoi, la température du Soleil commencera à baisser et, après s'être refroidi, il finira par se transformer en. Cependant, tout cela est une question d'un avenir très lointain...