TPE sur le rayonnement solaire

« naissance en groupe Page 5 /17des étoiles (étoiles en société) et, semble-t-il, aussi, de l'abondance des étoiles doubles, qui apparaissent davantage comme la règle, alors que notre Soleil solitaire estplutôt une exception ! Au stade ultime de la fragmentation, chaque portion de nuage prend encore une fois la forme d'un disque épais, dans lequel se formeront peut-être des planètes.L'afflux de gaz qui maintenant tombe en torrents au centre et s'y accumule.

Ainsi grossit d'abord une proto-étoile, c'est-à-dire en un embryon d'étoile.

Puis, du fait dela compression du gaz, la température s'élève rapidement dans des proportions inédites : plusieurs millions de degrés Kelvin.

Un prodigieux dégagement d'énergies'ensuit qui souffle alors littéralement le gaz et la poussière du disque alentour.

Celui-ci, qui au cours des épisodes précédents, formait encore un cocon opaquedevient soudain transparent.

La lumière s'extirpe brusquement des ténèbres.Une étoile qui devient ainsi visible correspond à ce que les astronomes appellent la phase T Tauri (Avec des masses et des températures superficielles comparables àcelles du Soleil, mais avec une luminosité plus importante), la contraction du gaz reste encore la seule source d'énergie.

Une T Tauri est un objet encore très instable.Il connaît des crises, des variations soudaines d'éclat.

Mais inéluctablement, il va s'assagir.

Peu à peu, le compromis entre la gravitation et le niveau de compressiondu gaz susceptible d'en contrer l'action est bien trouvé.

Dès que la contraction du gaz cesse, il n'y a plus de production d'énergie à partir du phénomène pompe à vélo,et la l'étoile commencerait maintenant à se refroidir et à s'éteindre si une nouvelle source d'énergie n'avait pris le relais entre-temps dans les tréfonds de l'étoile : lafusion thermonucléaire des noyaux d'hydrogène.

Après cela, l'étoile pourra couler des jours tranquilles sur la séquence principale. Page 6 /17 Ensuite après une telle formation la température interne du noyau de la nouvelle étoile avoisine les 15 000 000 de degrés Kelvin et une pression qui est 340 milliardsde fois supérieure de celle de la terre.

C'est dans ces conditions que peut avoir lieu la fusion nucléaire de 4 protons (ou hydrogènes) pour former la particule alpha(noyau d'hélium)La particule alpha est environ 0,007 fois moins massive que les quatre protons.

La différence de masse est transformée en énergie et transportée vers la surface duSoleil, par un processus de convection, où elle est libérée sous forme de lumière et de chaleur.

L'énergie générée dans le noyau met un million d'années pour atteindrela surface.

Chaque seconde, 700 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en hélium.

Dans le processus, 5 millions de tonnes d'énergie pure sont libérées. II / Le détail de la fusion nucléaire 1) Le principe de la fusion La fusion nucléaire constitue le mécanisme à l'origine du rayonnement des étoiles et en particulier du Soleil.

En effet, au sein des étoiles, les noyaux légers fusionnentet produisent des noyaux plus lourds.

Au cours de cette réaction de fusion, la masse du noyau produit est inférieure à la somme des masses des noyaux légersd'origine.

La différence de masse, en vertu de la célèbre relation d'Einstein, E=mc2 est alors convertie en énergie. Page 7 /17Schéma de la fusion nucléaire du soleil  Deutérium : isotope de l'hydrogène : 2H (1proton et 1 neutron)Tritium : isotope de l'hydrogène : 3H (1 proton et 2 neutrons)Hélium 3 : isotope non radioactif de l'hélium (2 protons et 1 neutron) On estime ainsi que, dans le Soleil, pas loin de 600 millions de tonnes d'hydrogène sont transformés en 596 millions de tonnes d'hélium chaque seconde soit au totalun excèdent de masse de 4 millions de tonnes par seconde.

La différence est alors convertie en énergie et est à l'origine de la chaleur et de la lumière que nousrecevons.Bien que l'énergie libérée par la fusion nucléaire soit considérable, les réactions de fusion ne se produisent pas spontanément, du moins dans les conditions detempérature et de pression auxquelles nous sommes habitués.

Ainsi, la probabilité d'observer une réaction de fusion entre deux noyaux d'hydrogène à la surface de laterre est quasiment nulle.

En effet, pour fusionner, les noyaux, qui sont chargés positivement, doivent d'abord vaincre leur tendance naturelle à se repousser appelerinteraction forte.

Ceci est possible lorsque la matière est dans des conditions extrêmes comme au coeur du Soleil (pression énorme et température de plusieursmillions de degrés).

Page 8 /172) De la fusion a la production de lumière Lors de la fusion l'excédant de masse est donc transformé en énergie.

Cette énergie est transformé en lumière du a la chaleur très importante au cœur du soleil.C'est donc cette énergie qui grâce a la couche externe : la couronne, et, au champs magnétique solaire très important, que l'on reçoit cette lumière qui est essentielle àla vie humaine.

Plus le corps est chaud plus l'énergie produite est intense et donc plus la lumière est importante … La lumière ionisée émise est de couleur rouge, celle de l'hydrogène.

La couleur du ciel vient de la manière dont les rayons du soleil sont transmis par l'atmosphèreterrestre.La magnétosphère* arrête les particules ionisées du soleil, l'atmosphère arrête les ultraviolets grâce à la couche d'ozone et les infrarouges grâce à l'humidité de l'airmais elle laisse passer la lumière blanche.Lors d'un couché de soleil, les rayons du soleil parcourent une plus grande distance : la diffusion est plus importante.

Une plus grande partie du spectre lumineux estdiffusé : violet, bleu et vert sont totalement dissipés.

Il ne reste plus que les composantes rouges et jaunes.  Page 9 /17III / Les différentes couches du soleil que doit traverser l'énergie produite L‘énergie produite doit donc traverser les différentes couches actuelles : - Le noyau : Il occupe 15 % du volume du soleil.

Avec une température de 15 millions de degrés où l'hydrogène est transformé en hélium par réaction nucléaire. - Une zone radioactive : épaisse de 244 160 km, elle est très dense et représente 98 % de la masse du Soleil.

Un photon mettra jusqu'à un million d'années à traverser.. »