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Le soleil exerce le plus grand effet sur l'environnement spatial terrestre et interplanétaire Distance de la terre (unité astronomique, UA) = 1.496 x

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Le soleil exerce le plus grand effet sur l'environnement spatial terrestre et interplanétaire

• Distance de la terre (unité astronomique, UA) = 1.496 x 1011 m• Masse = 1.99 x 1030 kg• Rayon = 6.96 x 108 m• Luminosité = 3.83 x 1026 W• Température (surface) = 5780 K

• Composition ~75% H ~24% He• Période de rotation (équateur) ~25 d (pole) ~35 d

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Le vent solaire domine la région à l’intérieur de 75-

90 UA

L’influence du soleil

40 UA

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Tailles relatives des planètes et le soleil

Le soleil

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La masse du soleil est environ mille fois celle du reste du système solaire

La puissance radiante du soleil, sa luminosité, est 3.9 x 1026 Watts (=1011 megatonnes de TNT s-1)

• La constante solaire, ou flux solaire à la terre est approximativement 1358 Wm-2

L’age du soleil est de 4.56 milliards d’années

• Cette longueur de rendement soutenu d'énergie ne peut pas être expliquée par:Contraction Kelvin-HelmholtzRéactions chimiques

Einstein a découvert la clef à ce mystère en 1905

• La théorie de relativité restreinte

L’énergie solaire

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Le soleil convertit 600 millions tonnes d'hydrogène en

l'hélium chaque seconde Le noyau solaire contient assez d'hydrogène pour

continuer ses réactions pendant 6 milliards d'années de plus

L’énergie solaire

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La fusion thermonucléaire se produit seulement à des températures très élevées• La fusion d'hydrogène se produit aux

températures au-dessus de 107 K Dans le soleil, la fusion se produit

seulement dans le noyau Les sous-produits du processus de fusion

incluent des neutrinos, des positrons et des photons de rayons gamma

L’énergie solaire

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La fusion d'hydrogène a lieu dans un noyau s'étendant du centre du soleil à environ 0.25 rayons solaire

Le noyau est entouré par une zone radiative se prolongeant à environ 0.71 rayons solaire• Dans cette zone, l'énergie

voyage à l'extérieur par la diffusion radiative

La zone radiative est entourée par une zone convectrice opaque du gaz à des températures relativement basse • Dans cette zone, énergie voyage à l'extérieur

principalement par la convection

L’énergie solaire

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L’atmosphère solaire est composée de trois couches principaux:

1. La couronne

2. La chromosphère

3. La photosphère Tout au-dessous de l'atmosphère

solaire s'appelle l'intérieur solaire La surface évidente du Sun, la

photosphère, est la plus basse couche dans l'atmosphère solaire

L’atmosphère solaire

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La couronne est évidente pendant une éclipse solaire

La couronne éjecte la masse dans l'espace pour former le vent solaire

L’atmosphère solaire

• Le vent solaire est un jet des particules chargées, ou plasma, éjecté de l'atmosphère du soleil

• Il consiste des électrons et des protons avec des énergies d'environ 1 keV

• 400 km/s, 7 protons cm-3

La couronne du soleil pendantune éclipse solaire

La Couronne

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Le spectre de la photosphère est semblable à celui d'un corps noir à une température du ~ 5800 K (jaune/orange)

En regardant vers le bord du disque solaire, nous ne regardons pas si profondément dans la photosphère, ainsi la température est moins

Donc le bord est moins brillant

L’atmosphère solaire La Photosphère

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Le soleil émet du rayonnement É-M• Flux maximal dans la région visible• Produit également des rayons X et gamma

Toutes les substances aux températures plus grand que zéro absolu émettent le rayonnement thermique dû au mouvement vibratoire et électronique

Un corps noir est un qui absorbe tout l’énergie radiante incident sur lui, indépendamment de la longueur d'onde

Température et spectre

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• B est le rayonnement du corps noir en Js-1m-2 • est le longueur d’onde en m• T est la température en K • h est la constante de Planck (6.626 x 10-34 Js)

h est la constante de proportionnalité entre l’énergie d'un photon et la fréquence de son onde électromagnétique associée (E=hν) • c est la vitesse de la lumière• k est la constante de Boltzmann (1.381 x 10-23 JK-1)

k donne le rapporte de l'énergie au niveau des particules et la température macroscopique observée

L'équation du rayonnement de Planck donne le rapport entre l'émission et la longueur d'onde pour un corps noir

Température et spectre

Max Planck 1858-1947

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est la constante Stefan-Boltzmann = 5.670 x 10-8 Js-1m-2K-4

L'énergie total électromagnétique émise par un corps noir est donné par la loi de Stefan-Boltzmann:

K82897.max TLoi de Wien:

La longueur d'onde de l'émission spectrale maximale peut être obtenue en plaçant la dérivée de l'équation de Planck à zéro :

T est en K and λmax est en micromètres (µm = 10-6 m)

• Le rayonnement est proportionnel à la température à la quatrième puissance

Température et longuere d’onde

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Des photographes à haute résolution de la surface du soleil indique un patron connu sous le nom de granules

Des cellules de convection environ 1000 kilomètres de large dans la photosphère

La convection transport le chaleur du noyau vers l’extérieur

La température à la “surface” du soleil est 5800 K

• Lumière jaune/orange

La surface solaire Granules

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Penombre: 5800 KOmbre: 4300 KTypiquement ~ 20,000 km

Les taches solaires apparaissent souvent en groupes, durant habituellement ~ 1 mois

Les taches solaires sont des régions à basse température dans la photosphère

La surface du soleil Les taches solaires

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Les taches solaires sont des régions de champ magnétique intense où la convection est arrêté

La surface du soleil Les taches solaires

Le champ magnétique dans des taches solaires est environ 1,000 fois plus intense que le champ global solaire

Les taches solaires forment souvent en des pairs ayant des polarités opposées

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La rotation du soleil peut être déterminée en observant le mouvement des taches solaires

Galilée a constaté que le soleil tourne une fois en 4 semaines

Les régions équatoriales tournent plus rapidement que les régions polaires• Rotation différentielle

La surface du soleil

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Maximum ducycle

Minimum ducycle

Le nombre moyen de taches solaires varie selon un cycle régulier d'approximativement 11 ans, avec des polarités magnétiques renversées d'un cycle jusqu'au prochain

Deux tels cycles composent le cycle solaire de 22 ans

Le nombre de taches solaires varie avec une période d'environ 11 ans• Ceci est connu comme le cycle de taches solaires

La surface du soleil Le cycle des taches solaires

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Ce cycle de taches solaires a été observé depuis les 1750s

Les taches solaires forment de plus en plus près de l'équateur du soleil pendant un cycle

La surface du soleil Le cycle des taches solaires

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Des plages sont des régions chaudes et lumineuses dans le chromosphere qui tendent à apparaître juste avant des taches

Des filaments sont du gaz relativement froid et dense du chromosphère qui forment sur des lignes de champ magnétique • Vu du côté, ils

s'appellent des proéminences

Le champ magnétique du soleil produit aussi des autres structures et formes d’activité

Structures du soleil

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Une proéminence forme pendant environ un jour, et les proéminences stables peuvent persister dans la chromosphère pendant plusieurs mois

Quelques proéminences éclatent et provoquent des éjections de masse courronales (CMEs)

Structures du soleil

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La magnétosphère protège la terre contre une grande partie du matériel éjecté par des éjections de masse couronnales Des éjections de

masse courronales causent des milliards de tonnes de gaz courronal d'être éjecté dans l'espace

Se produisent tous les quelques mois

Si dirigé à la terre, ils peuvent interférer avec des satellites et perturber la technologie électronique sur la surface terrestre

Structures du soleil

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Magnetic field loops

Une éruption chromosphérique (ou flare) est une brève éruption des gaz chauds et ionisés d'une tache solaire

L'énergie de l'éruption est extraite à partir du champ magnétique

Structures du soleil

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Les trous coronaux sont des régions de la couronne ou les lignes du champ magnétique sont ouvert à l’espace

Les particules qui composent le vent solaire peuvent s'échapper par ces régions

Structures du soleil

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La plupart des particules du vent solaire sont guidées autour de la terre par la magnétosphère

Certaines des particules chargées coulent par la magnétopause et deviennent emprisonnées dans le champ magnétique de la terre

Ceintures Van Allen

Structures du soleil

Dangereux pour des satellites et astronautes ~ 7000 à 20000 km

Ceintures Van Allen

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AntarcticaAlaska

Un plus grand écoulement des particules chargées du soleil peut remplir les ceintures de Van Allen et continuer vers la terre, produisant l'aurore

Les particules à grande vitesse cascadent dans l'atmosphère et excitent les atomes aux états énergétiques• Les atomes émettent la lumière visible quand ils

reviennent à leurs états originaux

Structures du soleil Ceintures Van Allen

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