Grand oral du bac : LE SOLEIL

« Le soleil SCHÉMA DE LA STRUCTURE DU SOLEIL D'Immenses explosions à la surface -----.,.;-----' du Soleil, appelées éruptions solaires projettent des flux de particules dans l'Espace.

Ces éruptions produisent parfois sur Terre des aurores colorées (aurores boréales} au-dessus des pôles ou des orages magnétiques.

Il faut 8 mn pour ---­ que la lumière du Soleil atteigne la Terre.

Des protubérances solaires composées d'hydrogène rayonnent à partir du Soleil.

Elles atteignent plus de 60 000 km de long.

L'atmosphère solaire Le Soleil rayonne une importante quantité d'énergie dans l'espace, dans toutes les lon­ gueurs d'onde du spectre de la lumière.

La zone visible du Soleil est appelée photosphère; elle a une épaisseur d'environ 300 km et sa tem­ pérature varie de 4 500 oc à 6 500 °C.

Le gaz y est opaque en raison de sa densité importante.

La quasi-totalité du rayonnement solaire et de l'énergie calorifique libérée par l'astre est issue de cette région.

Cependant, une grande partie de la lumière émise est absorbée par des couches de gaz, plus froides, situées au-dessus de la photosphère.

PRISME rayon de lumière blanche spectre de la lumière blanche réfractée au travers d'un prisme ! Un prisme sert à disperser la lumière a pour en connaÎtre la composition chromatique.

Le spectre obtenu s'apparente à un arc-en-clef (qui est le passage de la lumière dans le prisme des goutt es d'eau).

Selon l'aspect du spectre, on peut définir la composition de l'objet émetteur de cette lumière.

Lors d'une éclipse totale de Soleil ou en lumière monochromatique, on remarque que la photo­ sphère est entourée d'une zone concentrique rosée, la chromosphère, elle-même enveloppée par une structure irrégulière, la couronne solaire.

La chromosphère s'étend sur une épaisseur d'environ 10 000 km; contrairement à celle de la photosphère, sa température augmente avec l'altitude.

Cela est probablement provoqué par une dissipation d'ondes.

En moyenne, la tempéra­ ture de la chromosphère atteint environ 30000 oc.

.----Zone convective La surface dense et Incandescente du Soleil s'appelle la photosphère.

Elle a environ 400 km d'épaisseur.

Le noyau s'étend sur 175 000 km environ à partir du centre du Soleil.

-r-=--- Les taches solaires correspondent à des zones relativement fraîches et sombres.

La couche rougeoyante d'hydrogène, appelée chromosphère, s'étend au-dessus de la photosphère, sur plusieurs milliers de kilomètres.

Au bas de la chromosphère, elle est de 4000 oc.

Lors d'une éclipse totale de Soleil, on peut obser­ ver des protubérances solaires, structures gazeuses en forme d'arche émises par la chromo­ sphère et indiquant l'intense activité de l'étoile.

La couronne est la zone externe de l'atmo­ sphère solaire, située juste au-dessus de la chro­ mosphère.

On constate que la couronne a une épaisseur de plusieurs rayons solaires.

Vers 1940, on a découvert que sa température est nettement supérieure à celle de la photos­ phère: elle atteint 1 million de degrés, ce qui est probablement dû à un phénomène de chauffage par dissipation d'ondes.

L'activité solaire I.:activité solaire correspond, au niveau des cou­ ches du Soleil, à l'apparition de taches sombres - les taches solaires -, de zones brillantes -les facules -entourant les taches, de protubérances­ jets de gaz émis par la chromosphère pouvant atteindre 100000 km d'altitude-, et d'éruptions solaires, violentes explosions libérant une quanti­ té colossale d'énergie stockée sous forme magné­ tique.

De plus, le Soleil libère dans l'espace un flux de particules formant le vent solaire, ainsi que des particules neutres et de masse quasi nulle, les neutrinos, produits par les réactions ther­ monucléaires du noyau.

Les taches solaires, qui ont une durée de vie de quelques mois, ne recouvrent pas uniformément l'astre.

On les observe facilement en lumière blanche sur le disque solaire.

En 1908, George Hale décela un champ magnétique au sein des taches solaires.

Il observa que ces dernières ten­ dent à se regrouper en paires, où les champs magnétiques ont des directions opposées.

I.:activité solaire évolue au cours du temps; elle est régie par l'évolution des champs magnétiques.

Depuis le XVII' siècle, on sait qu'il existe un cycle solaire de vingt-deux ans, divisé en deux cycles de onze ans pendant lesquels le nombre de taches croît (sur une période de quatre ans et demi) puis décroît (pendant six ans et demi) et qui corres­ pond à la période au cours de laquelle le champ magnétique solaire s'inverse totalement.

L'évolution du Soleil Le Soleil serait né il y a environ 4,6 milliards d'années de la contraction d'un nuage de gaz ! Aux États-Unis, l'observatoire de Sacramento a Peak possède une tour solaire, où les Images du Soleil nous parviennent sans être dénaturées par les mouvements de l'astre et ceux de la Terre ou par des variations de température.

inters tellaire.

Ce mou vement engendra un réchauffement de l'intérieur de l'astre.

Lorsque le noyau atteignit une température suffisante, des réactions de fusion thermonucléaire s'y produisi­ rent, transformant une partie de l'hydrogène pré­ sent en hélium.

Actuellement, l'astre renferme une quantité d'hydrogène qui lui permet de réaliser ces réac­ tions nucléaires pendant encore 4,6 milliards d'années.

Au bout de cette période, l'effondre­ ment gravitationnel du cœur se produira à nou­ veau et les couches extérieures de l'astre se dila­ teront.

Le Soleil se transformera alors progressive­ ment en géante rouge, puis en naine blanche (diminution de la température), et enfin en naine noire, objet très froid et dense.

Il semble que l'activité du Soleil augmente.

Ainsi, la températu­ re à la surface de la Terre atteindrait 100 oc dans plusieurs centaines de millions d'années.

D'autre part, l'accroissement de la taille du Soleil ferait disparaître la Terre et les planètes environnantes dans quelques milliards d'années.. »