En regardant l’étoile qui réchauffe et illumine notre planète depuis des milliards d’années, peu d’entre nous réalisent que nous avons un réacteur thermonucléaire naturel en état de fonctionnement. Une comparaison aussi formidable et effrayante est liée à la nature du Soleil, qui, de par son origine et sa composition, est une étoile typique de notre galaxie. Malgré le fait que les processus se produisant sur le Soleil ne peuvent être qualifiés de donneurs de vie, cette étoile nous apporte la vie.
Qu'est ce que le soleil?
Pourquoi le Soleil, une étoile ressemblant à des milliards d'autres personnes dans la galaxie de la Voie lactée, intéresse-t-il tant les astrophysiciens et les scientifiques du nucléaire? Le fait est que c’est l’étoile la plus proche de nous, grâce à laquelle nous pouvons comprendre l’essence des processus qui sévissent dans l’Univers dès sa naissance. Après avoir étudié le Soleil, nous comprendrons ce que sont les étoiles, comment elles vivent et comment se termine ce brillant spectacle. Les autres étoiles, en raison de leur distance significative par rapport à notre système solaire, ne peuvent pas nous montrer les particularités de leur apparence.
Notre étoile est l’objet central du système solaire, autour duquel huit planètes, astéroïdes et planètes naines, comètes et autres objets de l’espace tournent dans leurs orbites. Le soleil appartient aux étoiles de la classe G selon la classification de Harvard. Conformément au classement d’Angelo Secchi, le Soleil, tout comme Arcturus et Capella, est une naine jaune de la classe II. Contrairement aux autres étoiles, situées dans des dizaines, à des centaines d'années-lumière de notre planète, notre étoile est située presque à côté. La Terre est séparée du Soleil 150 millions de km - une distance négligeable par rapport aux énormes distances qui prévalent dans l'univers.
L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima Centauri, l'étoile naine rouge, est à 4 années-lumière. Nous sommes loin des nébuleuses et des amas d'étoiles, qui sont les zones les plus turbulentes de la galaxie. Un tel arrangement assure un mouvement silencieux du Soleil sur son orbite pendant 14 milliards d'années, depuis la formation de la galaxie de la Voie Lactée et de notre Univers dans son ensemble. La vitesse de l'étoile en orbite autour du centre galactique est de 200 km par seconde.
Selon les normes de la Terre, 150 millions de kilomètres est une longue distance. Cependant, même à une telle distance, nous ressentons pleinement la chaleur qui émane du soleil. La lumière de notre étoile nous parvient pendant 8 secondes et continue de chauffer et d’éclairer notre planète. Tout dépend de la taille de notre étoile. Bien que notre étoile appartienne à des étoiles normales de masse moyenne, sa masse dépasse 700 fois la masse de tous les corps célestes du système solaire. La taille du disque solaire est aujourd’hui définie et s’élève à 1 million 392 000 20 km. C'est 109 fois le diamètre de la Terre.
L'origine du soleil, sa vie et sa mort
Notre star est née avec d'autres stars il y a plus de 4 ou 5 milliards d'années. Le nuage de gaz, formé à la suite de cataclysmes cosmiques d’une ampleur énorme, est devenu la maison natale du Soleil. Selon une version, des nuages de gaz sont apparus à la suite du Big Bang, qui a secoué l'espace. En termes de composition, les nuages de gaz et de poussière étaient composés à 99% d'atomes d'hydrogène. Seulement 1% provenaient d'atomes d'hélium et d'autres éléments. L'ensemble des éléments soumis à l'action des forces gravitationnelles a reçu l'impulsion nécessaire et a commencé à se compresser étroitement en une substance.
Plus la masse croissait rapidement, plus la vitesse de rotation devenait rapide. Les atomes ont été combinés pour former de gros composés, formant de l'hydrogène moléculaire et de l'hélium. À la suite de processus physiques et de la rotation rapide, une formation sphérique s'est formée au centre du nuage. Un protostar est apparu - la forme la plus ancienne, qui précède la formation ultérieure d'une étoile à part entière. La quantité initiale de gaz cosmique a dépassé la taille actuelle de notre système solaire. À l'avenir, sous l'influence des forces gravitationnelles, la matière stellaire a commencé à se contracter étroitement, augmentant la masse de la future étoile.
La pression à l'intérieur de la substance stellaire a augmenté parallèlement à la diminution de la taille de la protostar. Cela a conduit à une augmentation rapide de la température à l'intérieur de la formation de gaz. Haute densité et température de 100 millions.Kelvin a lancé le processus de fusion thermonucléaire de l'hydrogène.
La réaction thermonucléaire génère une énorme quantité de chaleur et d’énergie lumineuse, qui se propage des régions intérieures du Soleil à sa surface. Chaque seconde de sa surface, plus de 4 millions de tonnes s’évaporent dans un espace ouvert. Étant donné que notre étoile existe depuis plus d'un milliard d'années et continue de briller sans changements visibles et significatifs, nous pouvons en conclure que les réserves d'hydrogène de notre Soleil sont énormes. Lorsque cette réserve est épuisée, il ne reste plus qu'à deviner, en faisant des calculs mathématiques. À en juger par les calculs des scientifiques, le soleil se réchauffera et brillera encore une douzaine de milliards d’années, jusqu’à épuisement des stocks de combustible thermonucléaire.
À mesure que disparaissent les processus thermonucléaires, la phase finale de la vie de l’étoile commence. La densité de l'étoile diminuera, mais sa taille augmentera considérablement. Au lieu d'un nain jaune, le soleil deviendra un géant rouge. Ayant atteint ce stade, notre étoile quittera la séquence principale et attendra calmement sa mort. L’humanité ne peut pas attendre la finale de ce drame, car le gigantesque Soleil Rouge va détruire avec son feu pratiquement toute la vie sur notre planète. La surface d'un énorme disque rouge peut être chauffée jusqu'à une température de 5800 K. Le rayon du soleil sera 250 fois plus grand que les valeurs actuelles.
Progressivement, la température de surface diminuera et la taille de l'étoile augmentera. Sa luminosité augmentera également de 2 700 fois par rapport à la luminosité actuelle. Le premier à disparaître Mercure et Vénus. La planète Terre va inévitablement disparaître dans des dizaines de milliards d'années. L'atmosphère de la planète disparaîtra sous l'influence du vent solaire, l'eau s'évaporera et la surface de la planète se transformera en un bloc de pierres chaudes.
Dans cette phase, notre étoile restera pendant plusieurs dizaines de millions d'années. Une fois que la température au centre du noyau solaire aura atteint 100 millions de Kelvin, le processus de combustion de l'hélium et du carbone commencera. Une nouvelle série de réactions en chaîne a finalement épuisé le soleil. La masse fortement réduite de l'étoile ne pourra pas retenir la coque extérieure, ce que les processus thermonucléaires pulsés vont dissiper dans l'espace. À la place d'un géant rouge, une nébuleuse planétaire se forme, au centre de laquelle subsistera le noyau de l'ancienne étoile, un nain blanc. En d’autres termes, dans des dizaines de milliards d’années, notre étoile hospitalière deviendra un petit objet dense et brûlant de la taille de notre planète. Dans cet état, l'étoile restera assez longtemps, mourant lentement et couvant.
Structure et structure du soleil
La proximité du Soleil vous permet de vous faire une idée de sa structure et de sa structure, d’obtenir des informations sur le fonctionnement de ce réacteur à fusion naturelle et sur les processus qui s’y déroulent. Il sera intéressant de démonter la structure composée des éléments suivants:
- noyau;
- zone d'énergie radiante;
- zone convective;
- tachocline
Ensuite, commencez les couches de l’atmosphère solaire:
- la photosphère;
- la chromosphère;
- les proéminences.
L’étoile n’est pas un solide, car il s’agit d’un gaz chaud, étroitement comprimé dans une région sphérique. À de telles températures, l'existence de toute substance à l'état solide est physiquement impossible. La lumière vive et la chaleur émise par le soleil résultent des mêmes processus que ceux rencontrés lors de la création d’une bombe atomique. C'est à dire la matière sous l'influence d'une pression énorme et de températures élevées est convertie en énergie. Le combustible principal est l'hydrogène, qui dans le Soleil est compris entre 73,5 et 75%. La principale source de chaleur est donc le processus de fusion thermonucléaire de l'hydrogène, principalement concentré dans le noyau, la partie centrale de l'étoile.
Le noyau solaire a un rayon d'environ 0,2 rayon solaire. C’est là que se déroulent les principaux processus, grâce auxquels le Soleil vit et alimente l’espace environnant en lumière et en énergie cinétique. Le processus de transfert d’énergie radiante du centre de l’étoile aux couches supérieures s’effectue dans la zone de transfert de rayonnement. Ici, les photons qui aspirent du noyau à la surface sont mélangés à des particules de gaz ionisé (plasma). Pour cette raison, l'énergie est échangée. Dans cette partie du globe solaire, il existe une zone spéciale: la tachocline, responsable de la formation du champ magnétique de notre étoile.
Commence alors la région du Soleil la plus vaste - la zone convective. Cette zone représente près des 2/3 du diamètre solaire. Seul le rayon de la zone convective est presque égal au diamètre de notre planète, soit 140 000 kilomètres. La convection est un processus dans lequel un gaz dense et chauffé est distribué uniformément sur tout le volume interne d'une étoile vers la surface, dégageant de la chaleur pour les couches suivantes. Ce processus se produit de manière continue et peut être observé en observant la surface du Soleil avec un puissant télescope.
Sur la frontière de la structure interne et de l'atmosphère de l'étoile se trouve la photosphère - une coquille mince de seulement 400 km de profondeur. C'est ce que nous voyons dans nos observations du soleil. La photosphère est constituée de granules et sa structure est hétérogène. Les points sombres sont remplacés par des zones claires. Cette hétérogénéité est associée à différentes périodes de refroidissement de la surface du soleil. En ce qui concerne la partie invisible du spectre de la surface de notre luminaire, il s’agit ici de la chromosphère. C'est une couche dense de l'atmosphère solaire, visible uniquement lors d'une éclipse solaire.
Les objets solaires les plus intéressants pour l'observation sont les proéminences, qui ressemblent à de longues fibres, et la couronne solaire. Ces formations sont de gigantesques émissions d'hydrogène. Il y a des protubérances et se déplacent à la surface du soleil avec une vitesse énorme - 300 km / s. La température de ces boucles dépasse la barre des 10 000 degrés. La couronne solaire correspond aux couches extérieures de l'atmosphère, qui sont plusieurs fois plus grandes que le diamètre de l'étoile elle-même. La frontière exacte de la couronne solaire n'est pas. Sa frontière visible n'est qu'une partie de cette grande éducation.
L'étape finale de l'activité solaire est le vent solaire. Ce processus est associé à l'écoulement naturel de la matière stellaire à travers les couches extérieures dans l'espace environnant. Le vent solaire est principalement constitué de particules élémentaires chargées - protons et électrons. En fonction du cycle d'activité solaire, la vitesse du vent solaire peut varier de 300 km par seconde à 1500 km / s. Cette substance est distribuée dans tout le système solaire, affectant tous les corps célestes de notre espace proche.
Les autres étoiles de la séquence principale ont à peu près la même structure. Les autres corps célestes que nous voyons dans le ciel nocturne peuvent avoir une structure différente. Les différences ne peuvent consister que dans la masse de l'étoile, qui est dans ce cas un facteur clé pour l'activité stellaire.
Caractéristiques de notre étoile
Comme toutes les étoiles normales, dont la majorité dans l’Univers, le Soleil est l’objet principal de notre système planétaire. La masse énorme de l'étoile et ses dimensions fournissent un équilibre des forces de gravitation, fournissant un mouvement ordonné des corps célestes autour de lui. À première vue, notre étoile n'a rien de spécial. Cependant, au cours des dernières années, un certain nombre de découvertes ont permis de faire valoir le caractère unique du soleil. Par exemple, le Soleil produit un ordre de grandeur inférieur au rayonnement ultraviolet par rapport aux autres étoiles du même type. Une autre caractéristique est l'état de notre étoile. Le soleil appartient à des étoiles variables, mais contrairement à ses sœurs de l’espace, dont l’intensité et la luminosité varient, notre étoile continue de briller d’une lumière uniforme.
Il libère également une énorme quantité d'énergie, avec seulement 48% de cette quantité visible. Invisible à l'œil humain, le rayonnement infrarouge représente 45% de l'énergie du soleil. Parmi toutes les énormes quantités de radiations solaires, notre planète reçoit des miettes, environ un demi-milliardième de part, mais cela suffit amplement pour maintenir l'équilibre des conditions créées sur la Terre.
Conclusion
En estimant les données sur le Soleil obtenues à ce jour, on ne peut pas dire que nous connaissons bien la nature de notre étoile. Toutes les idées sur la structure et la structure du Soleil sont basées sur des modèles mathématiques et physiques créés par l'homme. L'analyse des processus qui se déroulent à l'intérieur et à la surface de notre étoile nous permet de trouver une explication des processus et des phénomènes qui se produisent sur notre planète. Le soleil est non seulement un générateur d’énergie qui réchauffe notre planète, mais également la source la plus puissante d’émissions radio et d’ondes électromagnétiques qui affectent la biosphère de la Terre. Tout changement dans l’activité du Soleil se répercute instantanément sur l’état du climat de la Terre et sur notre bien-être.
