Soleil
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| donn??es d'observation | |
|---|---|
| Distance moyenne ?? partir de la Terre | 1,496 ?? 10 8 km 8 min 19 s ?? vitesse de la lumi??re |
| Luminosit?? visuelle (V) | -26,74 |
| Magnitude absolue | 4,83 |
| Classification spectrale | G2V |
| M??tallicit?? | Z = 0,0122 |
| Taille angulaire | 31,6 "- 32,7" |
| Adjectifs | Solaire |
| Caract??ristiques orbitales | |
| Distance moyenne de Voie Lact??e coeur | ~ 2,5 ?? 10 17 km 26000 ann??es-lumi??re |
| Galactic p??riode | (2,25 ?? 2,50) ?? 10 8 une |
| Vitesse | ~ 220 km / s (orbite autour du centre de la Galaxie) ~ 20 km / s (par rapport ?? la vitesse moyenne des autres ??toiles dans le quartier stellaire) ~ 370 km / s (par rapport au fond diffus cosmologique ) |
| Caract??ristiques physiques | |
| Diam??tre moyen | 1,392 6 84 ?? 10 6 km |
| ??quatorial rayon | 6,963 4 2 ?? 10 5 km 109 ?? Terre |
| ??quatorial circonf??rence | 4,379 ?? 10 6 km 109 ?? Terre |
| Aplanissement | 9 ?? 10 -6 |
| Surface | 6,0877 ?? 10 12 km 2 11990 ?? Terre |
| Volume | 1,412 ?? 10 18 km 3 1.300.000 ?? Terre |
| Masse | 1,9891 ?? 10 30 kg 333000 ?? Terre |
| La densit?? moyenne | 1,408 x 10 3 kg / m 3 |
| Densit?? | Centre (mod??le): 1,622 x 10 5 kg / m 3 Basse photosph??re: 2 ?? 10 -4 kg / m 3 Basse chromosph??re: 5 ?? 10 -6 kg / m 3 Corona (moyenne): 1 ?? 10 -12 kg / m 3 |
| ??quatorial gravit?? de surface | 274,0 m / s 2 27,94 g 27,542.29 CGS 28 ?? la Terre |
| Vitesse de lib??ration (De la surface) | 617,7 km / s 55 ?? Terre |
| Temp??rature | Centre (mod??lis??): ~ 1,57 ?? 10 7 K Photosph??re (efficace): 5778 K Corona: ~ 5 ?? 10 6 K |
| Luminosit?? (L sol) | 3,846 ?? 10 26 W ~ 3,75 ?? 10 28 lm ~ 98 lm / W efficacit?? |
| Signifier intensit?? (I sol) | 2,009 ?? 10 7 W ?? m -2 ?? sr -1 |
| ??ge | 4570000000 ann??es |
| Caract??ristiques de rotation | |
| Obliquit?? | 7,25 ?? (Au ??cliptique) 67,23 ?? (Au plan galactique) |
| Ascension droite du p??le nord | 286,13 ?? 19 h 4 min 30 s |
| D??clinaison du p??le nord | + 63,87 ?? 63 ?? 52 'Nord |
| Sid??ral P??riode de rotation (?? l'??quateur) | 25,05 jours |
| (?? 16 ?? de latitude) | 25,38 jours 25 d 9 h 7 min 12 s |
| (Aux p??les) | 34,4 jours |
| vitesse de rotation (?? l'??quateur) | 7,189 ?? 10 3 kilom??tres par heure |
| Composition de la photosph??re (en masse) | |
| Hydrog??ne | 73,46% |
| H??lium | 24,85% |
| Oxyg??ne | 0,77% |
| Carbone | 0,29% |
| Fer | 0,16% |
| N??on | 0,12% |
| Azote | 0,09% |
| Silicium | 0,07% |
| Magn??sium | 0,05% |
| Soufre | 0,04% |
Le Soleil est l' ??toile au centre du syst??me solaire . Il est presque parfaitement sph??rique et se compose de chaud plasma entrelac??s avec des champs magn??tiques. Il a un diam??tre d'environ 1.392.684 kilom??tres, environ 109 fois celle de la Terre , et sa masse (environ 2 ?? 10 30 kg, 330 000 fois celle de la Terre) repr??sente environ 99,86% de la masse totale du syst??me solaire. Chimiquement, environ trois quarts de la masse du Soleil se compose de l'hydrog??ne , tandis que le reste est surtout l'h??lium . Le reste (1,69%, ce qui correspond ?? pas moins 5628 fois la masse de la Terre) est constitu??e d'??l??ments lourds, y compris l'oxyg??ne , le carbone , le n??on et le fer , entre autres.
Le Soleil est form?? il ya environ 4,6 milliards d'ann??es l'effondrement gravitationnel d'une r??gion dans un grand nuage mol??culaire. La plupart des mati??res sont r??unis dans le centre, tandis que le reste aplatit en un disque qui serait en orbite devenir le syst??me solaire. La masse centrale est devenu de plus en plus chaud et dense, ??ventuellement initier la fusion thermonucl??aire dans son noyau. On pense que la plupart des autres ??toiles former par ce proc??d??. Du Soleil Type spectral, fond??e sur la classe spectrale, est G2V, et est officieusement d??sign?? comme un nain jaune, parce que son rayonnement visible est plus intense dans la partie jaune-vert de la spectre et bien que sa couleur est blanche, ?? partir de la surface de la Terre, il peut appara??tre en raison de jaune diffusion atmosph??rique de la lumi??re bleue. Dans l'??tiquette de classe spectrale, G2 indique son temp??rature de surface d'environ 5778 K (5505 ?? C), et V indique que le Soleil, comme la plupart des ??toiles, est un ??toiles de la s??quence principale, et g??n??re ainsi son ??nergie fusion nucl??aire de l'hydrog??ne noyaux en h??lium. Dans son coeur, le Soleil fusibles 620000000 tonnes m??triques d'hydrog??ne chaque seconde.
Une fois consid??r??e par les astronomes comme une petite et relativement insignifiante ??toile, le Soleil est maintenant consid??r?? comme plus lumineux que environ 85% des ??toiles dans la Voie Lact??e , la galaxie dont la plupart sont des naines rouges . Le magnitude absolue du Soleil est 4,83; Toutefois, comme l'??toile la plus proche de la Terre, le Soleil est l'objet le plus brillant dans le ciel avec un magnitude apparente de -26,74. Le Soleil est chaud corona se ??tend en continu dans l'espace cr??ant le vent solaire, un flux de particules charg??es qui se ??tend ?? la h??liopause ?? environ 100 unit??s astronomiques. La bulle dans le milieu interstellaire form?? par le vent solaire, le h??liosph??re, est la plus grande structure continue dans le syst??me solaire.
Le Soleil est sillonn??e par la Nuage interstellaire local (pr??s de la G-cloud) dans le Bubble zone locale, ?? l'int??rieur de la bordure int??rieure de la Bras d'Orion de la galaxie de la Voie Lact??e. Sur les 50 les plus proches syst??mes stellaires dans 17 ann??es-lumi??re de la Terre (le plus proche ??tant une naine rouge appel??e Proxima Centauri ?? environ 4,2 ann??es-lumi??re), le Soleil occupe le quatri??me rang de la masse. Le Soleil tourne autour du centre de la Voie Lact??e ?? une distance d'environ 24 000 - 26 000 ann??es-lumi??re de la centre galactique, remplissant une orbite dans le sens horaire, tel que vu ?? partir de la p??le nord galactique, dans environ 225 ?? 250.000.000 ann??es. Depuis la Voie Lact??e se d??place par rapport au rayonnement de fond cosmologique (CMB) dans le sens de la constellation de l'Hydre avec une vitesse de 550 km / s, vitesse r??sultante du Soleil par rapport ?? la CMB est d'environ 370 km / s dans le sens de Crater ou Leo.
La distance moyenne du Soleil de la Terre est d'environ 149.600.000 km (1 UA), bien que la distance varie comme la Terre se d??place ?? partir de p??rih??lie en Janvier ?? aph??lie en Juillet. A cette distance moyenne, la lumi??re se d??place entre le Soleil et la Terre ?? environ 8 minutes et 19 secondes. L' ??nergie de cette lumi??re du soleil supports presque toute la vie sur Terre par la photosynth??se , et entra??ne de la Terre le climat et la m??t??o . L'??norme effet du Soleil sur la Terre a ??t?? reconnu depuis la pr??histoire, et le Soleil a ??t?? consid??r?? par certains comme un cultures divinit??. Une compr??hension scientifique pr??cise de la Sun d??velopp?? lentement, et aussi r??cemment que les scientifiques ??minents du 19e si??cle avaient peu de connaissance de la composition et de la source d'??nergie physique du Soleil. Cette compr??hension est encore en d??veloppement; il ya un certain nombre d' anomalies pr??sentes de jour dans le comportement du Soleil qui demeurent inexpliqu??es.
Nom et ??tymologie
L' Anglais nom propre Sun d??velopp?? ?? partir de Old English sunne (environ 725, attest?? dans Beowulf), et peut ??tre li??e ?? sud. Cognats Anglais soleil apparaissent dans d'autres Langues germaniques, y compris Old sunne frison, sonne, Vieux saxon sunna, Sonne moyen n??erlandais, moderne N??erlandais zon, Ancien haut sunna allemande, moderne allemand Sonne, Old Norse sunna, et Sunnon gothique. Tous les termes germaniques pour la tige de Sun Proto-germanique * sunnōn.
En ce qui concerne, le Soleil est personnifi??e comme une d??esse dans Mythologie germanique; SOL / Sunna. Scholars th??orisent que le Soleil, comme D??esse germanique, peut repr??senter une extension d'un pr??c??dent Proto-indo-europ??enne divinit?? du soleil en raison de Connexions linguistiques indo-europ??ennes entre vieux norrois Sol, sanscrit Surya, Gauloise Sulis, Lituanien Saulė, et Slave Solntse.
Le nom anglais semaine Dimanche est attest?? en vieil anglais (Sunnand??g; "le jour de Sun", avant de 700) et est finalement un r??sultat d'une Interpr??tation germanique latine meurt solis, elle-m??me une traduction du grec Hemera Heliou. Le latine nom pour l'??toile, Sol, est largement connu mais ne est pas commune dans l'usage g??n??ral de langue anglaise; la forme adjectivale est le mot solaire connexe. Le terme sol est ??galement utilis?? par les astronomes plan??taires de se r??f??rer ?? la dur??e d'un jour solaire sur une autre plan??te , comme Mars . Un jour solaire moyen de la Terre est d'environ 24 heures, tandis qu'un martien moyenne 'sol' est 24 heures, 39 minutes et 35,244 secondes.
Caract??ristiques
Le Soleil est une G-Type ??toiles de la s??quence principale comprenant environ 99,86% de la masse totale du syst??me solaire. Ce est une sph??re presque parfaite, avec un aplatissement estim??e ?? environ 9/1000000, ce qui signifie que son diam??tre polaire diff??re de son diam??tre ??quatorial de seulement 10 km. Comme le soleil se compose d'un plasma et ne est pas solide, il tourne vite ?? son ??quateur qu'?? son p??les. Ce comportement est connu comme rotation diff??rentielle, et qui est caus??e par convection dans le Sun et le mouvement de la masse, en raison de raide gradients de temp??rature au niveau du noyau. Cette masse comporte une partie de sens anti-horaire du Soleil moment angulaire , tel que vu ?? partir de la p??le nord ??cliptique, redistribuant ainsi la vitesse angulaire. La p??riode de cette rotation r??elle est d'environ 25,6 jours ?? l'??quateur et 33,5 jours aux p??les. Toutefois, en raison de notre point de constante ??volution de la Terre de vue en orbite autour du Soleil, la rotation apparente de l'??toile ?? son ??quateur est d'environ 28 jours. L'effet centrifuge de cette rotation lente est de 18 millions de fois plus faible que la gravit?? de surface ?? l'??quateur du Soleil. L'effet de mar??e des plan??tes est encore plus faible, et ne affecte pas significativement la forme du Soleil
Le Soleil est une Population I, ou lourde ??l??ment riche, ??toiles. La formation du Soleil peut avoir ??t?? d??clench??e par une onde de choc d'un ou plusieurs ?? proximit?? supernovae . Ceci est sugg??r?? par un haut abondance de ??l??ments lourds dans le syst??me solaire, tels que l'or et l'uranium , par rapport ?? l'abondance de ces ??l??ments dans ce qu'on appelle ??toiles (??l??ment pauvres lourds) II population. Ces ??l??ments pourraient plus vraisemblablement ont ??t?? produites par r??actions nucl??aires endergoniques lors d'une supernova, ou par transmutation travers absorption de neutrons dans une ??toile massive de deuxi??me g??n??ration.
Le soleil n'a pas de limite d??finitive quant plan??tes rocheuses font, et dans ses parties ext??rieures de la densit?? de ses gaz tombe exponentiellement avec la distance ?? partir de son centre. N??anmoins, il a une structure int??rieure bien d??finie, d??crit ci-dessous. Le rayon du soleil est mesur??e ?? partir de son centre vers le bord de la photosph??re. Ce est tout simplement la couche au-dessus duquel les gaz sont trop froid ou trop mince pour ??mettre une quantit?? importante de lumi??re, et est donc la surface la plus facilement visible ?? la ??il nu.
L'int??rieur solaire ne est pas directement observable, et le Soleil lui-m??me est opaque ?? un rayonnement ??lectromagn??tique . Cependant, tout comme sismologie utilise des ondes g??n??r??es par les tremblements de terre pour r??v??ler la structure interne de la Terre, la discipline de h??liosismologie utilise des ondes de pression ( infrasons) traversant l'int??rieur du Soleil ?? mesurer et de visualiser la structure interne de l'??toile. La mod??lisation informatique du Soleil est aussi utilis?? comme un outil th??orique pour enqu??ter sur ses couches plus profondes.
Noyau
Le noyau du Soleil est consid??r?? pour se ??tendre depuis le centre jusqu'?? environ 20 ?? 25% du rayon solaire. Il a une densit?? allant jusqu'?? 150 g / cm 3 (environ 150 fois la densit?? de l'eau) et une temp??rature de pr??s de 15,7 millions de Kelvin (K). En revanche, la temp??rature de la surface du Soleil est d'environ 5800 K. Une analyse r??cente des SOHO donn??es de mission favorise une vitesse de rotation plus rapide dans le noyau que dans le reste de la zone radiative. Gr??ce ?? plus de la vie de la Sun, l'??nergie est produite par la fusion nucl??aire ?? travers une s??rie d'??tapes appel?? le p-p (proton-proton) cha??ne; ce processus convertit l'hydrog??ne en h??lium . Seulement 0,8% de l'??nergie produite dans le Soleil vient du Cycle CNO.
Le noyau est la seule r??gion dans le Soleil qui produit une quantit?? appr??ciable d'??nergie thermique par fusion; 99% de l'??lectricit?? est produite dans les 24% du rayon de soleil, et de 30% du rayon, la fusion a cess?? presque enti??rement. Le reste de l'??toile est chauff??e par l'??nergie qui est transf??r??e vers l'ext??rieur du noyau aux couches convectives juste ?? l'ext??rieur. L'??nergie produite par la fusion dans le noyau doit alors voyager ?? travers de nombreuses couches successives sur la photosph??re solaire avant qu'il ne se ??chappe dans l'espace comme la lumi??re du soleil ou de l'??nergie cin??tique des particules.
Le cha??ne proton-proton se produit environ 9,2 ?? 10 37 fois par seconde dans le noyau. Depuis cette r??action utilise quatre gratuits protons (noyaux d'hydrog??ne), il convertit environ 3,7 ?? 10 38 protons ?? particules alpha (noyaux d'h??lium) chaque seconde (sur un total de ~ 8,9 ?? 10 56 protons libres dans le Soleil), soit environ 6,2 ?? 10 11 kg par seconde. Depuis la fusion de l'hydrog??ne en h??lium de presse autour de 0,7% de la masse fondue que l'??nergie, le soleil lib??re de l'??nergie au taux de conversion masse-??nergie de 4,26 millions de tonnes par seconde, 384,6 yotta watts (3,846 ?? 10 26 W), ou 9,192 ?? 10 10 m??gatonnes de TNT par seconde. Cette masse ne est pas d??truite pour cr??er de l'??nergie, plut??t, la masse est emport?? dans l'??nergie rayonn??e, telle que d??crite par le concept de ??quivalence masse-??nergie.
La production d'??nergie par fusion dans le noyau varie avec la distance du centre solaire. Au centre du Soleil, les mod??les th??oriques estiment qu'il se agit d'environ 276,5 watts / m 3, une densit?? de production d'??nergie qui se rapproche de plus pr??s le m??tabolisme de reptiles qu'une bombe thermonucl??aire. La production de puissance de cr??te dans le Sun a ??t?? compar?? ?? des chaleurs volum??triques g??n??r??s de mani??re active tas de compost. La puissance ??norme du Soleil ne est pas en raison de sa forte puissance par volume, mais en raison de sa grande taille.
Le taux de fusion dans le noyau est dans un ??quilibre d'autocorrection: un taux de fusion l??g??rement plus ??lev??e entra??nerait la pi??ce ?? chauffer et plus ??largir l??g??rement contre le poids des couches ext??rieures, ce qui r??duit le taux de correction de la fusion et perturbation; et un taux l??g??rement inf??rieur provoquerait le noyau refroidir et diminuer l??g??rement, augmentant le taux de fusion et encore revenir ?? son niveau actuel.
Le les rayons gamma (photons de haute ??nergie) lib??r??s dans des r??actions de fusion sont absorb??s en seulement quelques millim??tres de plasma solaire puis r??-??mis ?? nouveau en direction al??atoire et ?? ??nergie l??g??rement inf??rieure. Par cons??quent, il faut beaucoup de temps pour le rayonnement d'atteindre la surface du Soleil. Les estimations de l'intervalle de temps de Voyage de photons entre 10000 et 170000 ann??es. En revanche, il ne prend que 2,3 secondes pour le neutrinos, qui repr??sentent environ 2% de la production totale d'??nergie du Soleil, d'atteindre la surface. Le transport de l'??nergie dans le Soleil est un processus qui implique photons en ??quilibre thermodynamique avec la mati??re, l'??chelle de temps de transport de l'??nergie dans le Soleil est plus longue, de l'ordre de 30.000.000 ann??es. Ce est le temps qu'il faudrait le Soleil pour revenir ?? un ??tat stable si le taux de production d'??nergie dans son noyau devait brusquement ??tre chang??.
Apr??s un dernier voyage ?? travers la couche externe de convection ?? la surface transparente de la photosph??re, les photons se ??chappent comme la lumi??re visible . Chaque rayon gamma dans le c??ur du Soleil est converti en plusieurs millions de photons de la lumi??re visible avant de se ??chapper dans l'espace. Les neutrinos sont ??galement lib??r??s par les r??actions de fusion dans le noyau, mais contrairement aux photons, ils interagissent rarement avec la mati??re, de sorte que presque tous sont en mesure d'??chapper ?? la Sun imm??diatement. Depuis de nombreuses ann??es des mesures du nombre de neutrinos produit dans le Soleil ??taient inf??rieur th??ories pr??dites par un facteur de 3. Cet ??cart a ??t?? r??solu en 2001 par la d??couverte des effets de oscillation des neutrinos: le Soleil ??met le nombre de neutrinos pr??dit par le th??orie, mais d??tecteurs de neutrinos manquaient 2/3 d'entre eux parce que les neutrinos avaient chang?? saveur au moment o?? ils ont ??t?? d??tect??s.
Zone radiative
En dessous d'environ 0,7 rayons solaires, mati??re solaire est chaud et assez dense que le rayonnement thermique est le premier moyen de transfert d'??nergie ?? partir du noyau. Cette zone ne est pas r??glement?? par thermique convection; cependant, la temp??rature chute d'environ 7-2000000 kelvin avec l'augmentation de la distance de la base. Cette gradient de temp??rature est inf??rieure ?? la valeur de la gradient adiabatique et donc ne peut pas conduire convection. L'??nergie est transf??r??e par un rayonnement, des ions de l'hydrog??ne et de l'h??lium ??mettent des photons , qui parcourent seulement une distance courte avant d'??tre r??absorb?? par d'autres ions. La densit?? diminue au centuple (?? partir de 20 g / cm 3 ?? 0,2 g / cm 3) ?? partir de 0,25 rayons solaires au d??but de la zone radiative.
La zone radiative et la zone convective sont s??par??es par une couche de transition, la tachocline. Il se agit d'une r??gion o?? le changement de r??gime nette entre la rotation uniforme de la zone radiative et la rotation diff??rentielle de la zone de convection en r??sulte un cisaillement d'un grand ??tat o?? des couches horizontales successives glissent les unes des autres. Les mouvements fluides pr??sents dans la zone de convection ci-dessus, disparaissent peu ?? peu depuis le sommet de cette couche ?? sa partie inf??rieure, correspondant aux caract??ristiques calmes de la zone radiative sur le fond. Actuellement, on fait l'hypoth??se (voir Dynamo solaire), qu'une dynamo magn??tique dans cette couche g??n??re le Sun de champ magn??tique.
Zone convective
Dans la couche externe du Soleil, de sa surface ?? environ 200000 km ci-dessous (70% du rayon solaire du centre), la temp??rature est plus faible que dans la zone radiative et plus lourds atomes ne sont pas compl??tement ionis??. Par cons??quent, le transport de chaleur par rayonnement est moins efficace. La densit?? des gaz sont suffisamment bas pour permettre courants convectifs de se d??velopper. Mat??riel chauff?? ?? la tachocline ramasser la chaleur et d'??largir, r??duisant ainsi leur densit?? et leur permettant de se ??lever. En cons??quence, la convection thermique se d??veloppe comme cellules thermiques portent la majorit?? de la chaleur vers l'ext??rieur pour du Soleil (la photosph??re). Une fois le mat??riau se refroidit ?? la photosph??re, sa densit?? augmente, et il coule au fond de la zone de convection, o?? il prend plus de chaleur ?? partir du haut de la zone radiative. Au photosph??re, la temp??rature a chut?? ?? 5700 K et la densit?? de seulement 0,2 g / m 3 (environ 1/6000 ??me de la densit?? de l'air au niveau de la mer).
Les colonnes thermiques dans la zone de convection forment une empreinte sur la surface du Soleil que le granulation solaire et supergranulation. La convection turbulente de cette partie ext??rieure de l'int??rieur solaire provoque une dynamo "?? petite ??chelle" qui produit p??les magn??tiques nord et sud sur toute la surface du Soleil Colonnes thermiques du soleil sont Cellules B??nard et prendre la forme de prismes hexagonaux.
Photosph??re
La surface visible du Soleil, la photosph??re, est la couche en dessous de laquelle le Soleil devient opaque ?? la lumi??re visible. Au-dessus de la lumi??re du soleil visible photosph??re est libre de se propager dans l'espace, et son ??nergie se ??chappe enti??rement le Soleil. Le changement d'opacit?? est due ?? la diminution de la quantit?? H - ions, qui absorbent la lumi??re visible facilement. En revanche, la lumi??re visible nous voyons est produit comme les ??lectrons r??agissent avec l'hydrog??ne pour produire des atomes H - ions. La photosph??re est des dizaines ?? des centaines de kilom??tres d'??paisseur, ??tant l??g??rement moins opaque que l'air sur la Terre. Parce que la partie sup??rieure de la photosph??re est plus froid que la partie inf??rieure, une image du Soleil appara??t plus lumineux au centre que sur le bord ou l'int??grit?? physique du disque solaire, un ph??nom??ne connu sous le nom membre obscurcissement. La lumi??re du soleil a environ spectre du corps noir qui indique sa temp??rature est d'environ 6000 K , entrecoup??es atomique raies d'absorption des couches fragiles dessus de la photosph??re. La photosph??re a une densit?? de particules de 10 ~ 23 m -3. (Ce est environ 0,37% du nombre de particules par volume de l'atmosph??re terrestre au niveau de la mer.) La photosph??re est pas enti??rement ionis??-la mesure de l'ionisation est d'environ 3%, laissant presque totalit?? de l'hydrog??ne sous forme atomique.
Pendant les premi??res ??tudes de la spectre optique de la photosph??re, quelques lignes d'absorption ont ??t?? trouv??s qui ne correspondait pas ?? tous les ??l??ments chimiques alors connus sur Terre. En 1868, Norman Lockyer ??mis l'hypoth??se que ces raies d'absorption ont ??t?? caus??s par un nouvel ??l??ment qu'il a doubl?? l'h??lium , d'apr??s le dieu grec Sun Helios. Ce ne est que 25 ans plus tard que l'h??lium a ??t?? isol?? sur Terre.
Atmosph??re
Les parties du Soleil au-dessus de la photosph??re sont d??sign??es collectivement comme l'atmosph??re solaire. Ils peuvent ??tre consult??s avec des t??lescopes op??rant ?? travers le spectre ??lectromagn??tique, de la radio par la lumi??re visible les rayons gamma, et comprend cinq zones principales: le minimum de la temp??rature, chromosph??re, la zone de transition, la corona, et la h??liosph??re. L'h??liosph??re, ce qui peut ??tre consid??r?? comme l'atmosph??re externe pr??caire du Soleil, se ??tend vers l'ext??rieur del?? de l'orbite de Pluton ?? la heliopause, qui forme la limite avec le milieu interstellaire. La chromosph??re, r??gion de transition, et la couronne sont beaucoup plus chaud que la surface du Soleil La raison n'a pas ??t?? prouv?? de fa??on concluante; preuves sugg??rent que Ondes d'Alfv??n peuvent avoir assez d'??nergie pour chauffer la couronne.
Le plus cool couche du Soleil est une r??gion de temp??rature minimale ?? environ 500 km au-dessus de la photosph??re, avec une temp??rature d'environ 4100 K . Cette partie du Soleil est assez cool pour soutenir mol??cules simples tels que le monoxyde de carbone et de l'eau, qui peut ??tre d??tect?? par leurs spectres d'absorption.
Au-dessus de la couche de minimum de temp??rature est une couche d'??paisseur d'environ 2000 km, domin??e par un spectre de raies d'??mission et d'absorption. Elle est appel??e la chromosph??re du chroma racine grecque, ce qui signifie la couleur, parce que la chromosph??re est visible comme un flash de couleur au d??but et ?? la fin des ??clipses totales de Soleil . La temp??rature de la chromosph??re augmente progressivement avec l'altitude, allant jusqu'?? environ 20 000 K pr??s du sommet. Dans la partie sup??rieure de chromosph??re l'h??lium devient partiellement ionis??.
Au-dessus de la chromosph??re, dans un mince (environ 200 km) zone de transition, la temp??rature se ??l??ve rapidement ?? partir d'environ 20 000 K dans la chromosph??re sup??rieure ?? des temp??ratures plus proches de coronales 1000000 K . L'augmentation de temp??rature est facilit??e par la pleine ionisation de l'h??lium dans la r??gion de transition, ce qui r??duit consid??rablement le refroidissement radiatif du plasma. La r??gion de transition ne se produit pas ?? une altitude bien d??finie. Au contraire, elle forme une sorte de nimbus fonctionnalit??s autour de la chromosph??re tels que spicules et filaments, et est en constante, mouvement chaotique. La r??gion de transition ne est pas facilement visible depuis la surface de la Terre, mais est facilement observable ?? partir l'espace par des instruments sensibles ?? l' ultraviolet extr??me partie de la spectre.
Le corona est l'atmosph??re ext??rieure prolong??e du Soleil, qui est beaucoup plus importantes en volume que le Soleil lui-m??me. La couronne se ??tend en continu dans l'espace formant le vent solaire, qui remplit tout le syst??me solaire. La basse couronne, pr??s de la surface du Soleil, a une densit?? de particules d'environ 10 -10 15 16 -3 m. La temp??rature moyenne de la couronne et du vent solaire est d'environ 1,000,000-2,000,000 K; Toutefois, dans les r??gions plus chaudes, il est 8,000,000-20,000,000 K. Bien qu'aucune th??orie compl??te existe encore tenir compte de la temp??rature de la couronne, au moins une partie de sa chaleur est connu pour ??tre de reconnexion magn??tique.
Le h??liosph??re, qui est la cavit?? autour du Soleil rempli avec le plasma du vent solaire, se ??tend d'environ 20 rayons solaires (0,1 UA) aux confins du syst??me solaire. Sa limite int??rieure est d??finie comme la couche dans laquelle l'??coulement de la vent solaire devient -que superalfv??nic est, o?? le flux devient plus rapide que la vitesse de Ondes d'Alfv??n. Turbulence et forces dynamiques dehors de cette limite ne peuvent pas affecter la forme de la couronne solaire au sein, parce que l'information ne peut se d??placer ?? la vitesse des ondes d'Alfv??n. Le vent solaire se d??place vers l'ext??rieur en continu ?? travers l'h??liosph??re, formant le champ magn??tique solaire dans un forme de spirale, jusqu'?? ce qu'elle les impacts h??liopause plus de 50 UA du Soleil En D??cembre 2004, le Voyager 1 sonde pass?? ?? travers un front de choc qui est pens?? pour faire partie de l'h??liopause. Les deux sondes Voyager ont enregistr?? des niveaux plus ??lev??s de particules ??nerg??tiques ?? mesure qu'ils approchent de la limite.
Champ magn??tique
Le Soleil est une ??toile magn??tiquement active. Il prend en charge une forte ??volution champ magn??tique qui varie d'ann??e en ann??e et change de direction ?? propos de tous les onze ans autour de maximum solaire. Le champ magn??tique du Soleil conduit ?? de nombreux effets qui sont collectivement appel??s activit?? solaire , y compris taches solaires sur la surface du Soleil, ??ruptions solaires, et les variations de vent solaire qui portent mati??re ?? travers le syst??me solaire. Effets de l'activit?? solaire sur la Terre comprennent aurores ?? mod??r??e ?? hautes latitudes, et la perturbation des communications radio et courant ??lectrique. L'activit?? solaire est pens?? pour avoir jou?? un r??le important dans la formation et l'??volution du syst??me solaire. L'activit?? solaire change la structure de la Terre atmosph??re ext??rieure.
Toute la mati??re dans le Soleil est en forme de gaz et de plasma en raison de ses temp??ratures ??lev??es. Cela permet pour le Sun pour faire tourner plus vite ?? l'??quateur (environ 25 jours) que ce ne est ?? des latitudes plus ??lev??es (environ 35 jours pr??s de ses p??les). Le rotation diff??rentielle des latitudes du soleil provoque son lignes de champ magn??tique ?? se emm??lent avec le temps, produisant champ magn??tique boucles ?? ??clater de la surface du Soleil et de d??clencher la formation du Soleil est dramatique les taches solaires et protub??rances solaires (voir reconnexion magn??tique). Cette action de torsion cr??e le dynamo solaire et un de 11 ans cycle solaire de l'activit?? magn??tique du champ magn??tique du Soleil se inverse environ tous les 11 ans.
Le champ magn??tique solaire se ??tend bien au-del?? du Soleil lui-m??me. Le magn??tis?? plasma du vent solaire porte champ magn??tique du Soleil dans l'espace formant ce qu'on appelle la champ magn??tique interplan??taire. ??tant donn?? que le plasma ne peut se d??placer le long des lignes de champ magn??tique, le champ magn??tique interplan??taire est initialement ??tir?? radialement en se ??loignant du Soleil Parce que les champs ci-dessus et en dessous de l'??quateur solaire ont des polarit??s diff??rentes pointant vers et loin du Soleil, il existe une couche mince de courant dans le plan ??quatorial solaire, qui est appel?? le Spirale de Parker. A de grandes distances, la rotation du Soleil d??forme le champ magn??tique et le courant dans la feuille Spirale d'Archim??de comme structure appel??e Parker spirale. Le champ magn??tique interplan??taire est beaucoup plus forte que la composante dipolaire du champ magn??tique solaire. Champ magn??tique dipolaire du Soleil de 50 ?? 400 uT (au photosph??re) diminue avec le cube de la distance ?? environ 0,1 nT ?? la distance de la Terre. Toutefois, selon les observations de l'engin spatial le champ interplan??taire ?? l'emplacement de la Terre est d'environ 5 nT, une centaine de fois plus. La diff??rence est due ?? des champs magn??tiques g??n??r??s par des courants ??lectriques dans le plasma entourant le soleil.
Composition chimique
Le Soleil se compose principalement de la ??l??ments chimiques de l'hydrog??ne et de l'h??lium ; ils comptent pour 74,9% et 23,8% de la masse du Soleil dans la photosph??re, respectivement. Tous les ??l??ments plus lourds, appel??s m??taux en astronomie, repr??sentent moins de 2% de la masse. Les m??taux les plus abondants sont l'oxyg??ne (environ 1% de la masse du Soleil), carbone (0,3%), le n??on (0,2%), et le fer (0,2%).
Le Sun a h??rit?? sa composition chimique de la milieu interstellaire sur lequel elle est form??e: l'hydrog??ne et l'h??lium dans le Soleil ont ??t?? produites par Nucl??osynth??se Big Bang. Les m??taux ont ??t?? produits par nucl??osynth??se stellaire dans les g??n??rations d'??toiles qui ont termin?? leur l'??volution stellaire et retourn?? leur mat??riel au milieu interstellaire avant la formation du Soleil La composition chimique de la photosph??re est normalement consid??r?? comme repr??sentatif de la composition du syst??me solaire primordial. Toutefois, depuis la formation du Soleil, une partie de l'h??lium et ??l??ments lourds ont gravitationnellement r??gl?? de la photosph??re. Par cons??quent, dans la photosph??re aujourd'hui la fraction d'h??lium est r??duite et la m??tallicit?? est seulement 84% de celui de la la phase protostellaire (avant la fusion nucl??aire dans le c??ur a commenc??). La composition du protostellaire Sun a ??t?? reconstruit que 71,1% d'hydrog??ne, 27,4% d'h??lium, et 1,5% de m??taux.
Dans les parties int??rieures du Soleil, la fusion nucl??aire a modifi?? la composition en transformant l'hydrog??ne en h??lium, de sorte que la partie la plus interne du Soleil est maintenant ?? peu pr??s 60% d'h??lium, avec l'abondance de m??tal inchang??. Parce que l'int??rieur du Soleil est radiatif, non convectif (voir zone radiative ci-dessus), aucun des produits de fusion du coeur ont augment?? ?? la photosph??re.
Les abondances ??l??ments lourds solaires d??crits ci-dessus sont g??n??ralement mesur??s ?? la fois ?? l'aide spectroscopie de la photosph??re du Soleil et en mesurant l'abondance dans m??t??orites qui ne ont jamais ??t?? chauff??s ?? des temp??ratures de fusion. Ces m??t??orites sont cens??s conserver la composition de la protostellaire Soleil et donc pas affect??es par le tassement des ??l??ments lourds. Les deux m??thodes conviennent g??n??ralement bien.
Une fois ionis?? ??l??ments du groupe du fer
Dans les ann??es 1970, beaucoup de recherche ax?? sur les abondances de ??l??ments du groupe du fer dans le Soleil Bien que la recherche importante a ??t?? fait, la d??termination de l'abondance de certains ??l??ments du groupe du fer (par exemple, cobalt et mangan??se ) ??tait encore difficile au moins aussi loin que 1978 en raison de leurs structures hyperfins.
La premi??re s??rie compl??te de largement forces d'oscillateur d'??l??ments du groupe du fer ionis??s une seule fois ont ??t?? mis ?? disposition dans les ann??es 1960, et l'am??lioration des forces d'oscillateur ont ??t?? calcul??es en 1976. En 1978, l'abondance des ??ionis?? '??l??ments du groupe du fer ont ??t?? tir??es.
Relation solaire et plan??taire fractionnement de masse
Divers auteurs ont consid??r?? l'existence d'une masse relation de fractionnement entre les compositions isotopiques de solaires et plan??taires gaz nobles , par exemple des corr??lations entre les compositions isotopiques de la plan??te et l'??nergie solaire n??on et x??non . N??anmoins, la croyance que l'ensemble Sun a la m??me composition que l'atmosph??re solaire ??tait encore largement r??pandu, au moins jusqu'en 1983.
En 1983, il a ??t?? affirm?? que ce ??tait le fractionnement dans le Soleil lui-m??me qui a caus?? la relation de fractionnement entre les compositions isotopiques des gaz nobles implant??s vent plan??taire et solaire.
Cycles solaires
Les taches solaires et le cycle des taches solaires
Lorsque l'observation du Soleil avec une filtration appropri??e, les caract??ristiques les plus imm??diatement visibles sont g??n??ralement son les taches solaires, qui sont bien d??finis surfaces qui apparaissent plus sombres que leur environnement en raison de temp??ratures plus basses. Les taches solaires sont des r??gions d'activit?? magn??tique intense o?? convection est inhib??e par des champs magn??tiques forts, ce qui r??duit le transport de l'??nergie ?? partir de l'int??rieur sur la surface chaude. Le champ magn??tique provoque un ??chauffement forte dans la couronne, formant r??gions actives qui sont la source d'une intense ??ruptions solaires et ??jections de masse coronale. Les plus grandes taches solaires peuvent ??tre des dizaines de milliers de kilom??tres de diam??tre.
Le nombre de taches solaires visibles sur le Soleil ne est pas constante, mais varie sur un cycle de 11 ans connu sous le cycle solaire . Au minimum solaire typique, peu de taches solaires sont visibles, et parfois pas du tout peut ??tre vu. Ceux qui ne apparaissent sont ?? des latitudes ??lev??es solaires. Comme le cycle des taches solaires progresse, le nombre de taches solaires augmente et ils se rapprocher de l'??quateur du Soleil, un ph??nom??ne d??crit par Loi de Sp??rer. Les taches solaires existent g??n??ralement sous forme de paires de polarit?? magn??tique oppos??e. La polarit?? magn??tique de la tache solaire leader alterne chaque cycle solaire, de sorte que ce sera un p??le nord magn??tique dans un cycle solaire et un p??le magn??tique sud dans la prochaine.
Le cycle solaire a une grande influence sur météo de l'espace, et une influence significative sur le climat de la Terre depuis la luminosité du soleil a une relation directe avec l'activité magnétique. Minima de l'activité solaire ont tendance à être en corrélation avec des températures plus froides, et plus longtemps que les cycles solaires moyennes ont tendance à être en corrélation avec des températures plus chaudes. Au 17ème siècle, le cycle solaire semble avoir cessé entièrement depuis plusieurs décennies; peu de taches solaires ont été observées au cours de cette période. Pendant cette période, connue sous le minimum de Maunder ou petit âge glaciaire , l'Europe a connu des températures exceptionnellement froides. Plus tôt minima étendus ont été découverts par l'analyse des cernes d'arbres et semblent avoir coïncidé avec des températures mondiales plus faibles que la moyenne.
Possible cycle de long terme
Une théorie récente prétend qu'il ya des instabilités magnétiques dans le noyau du Soleil qui causent les fluctuations avec des périodes de soit 41000 ou 100000 années. Celles-ci pourraient fournir une meilleure explication des âges de glace que les cycles de Milankovitch .
phases de la vie
Le soleil est aujourd'hui à peu près à mi-chemin à travers la partie la plus stable de sa vie, n'a pas changé de façon spectaculaire depuis plusieurs milliards d'années, et restera similaire pour plusieurs autres. Cependant, avant et après ce sort comme une étoile écurie qui brûle de l'hydrogène dans son noyau, une étoile est un objet très différent.
Formation
Le Soleil a ??t?? form?? il ya environ 4,57 milliards ann??es de l'effondrement d'une partie d'un g??ant nuage moléculaire qui se composait principalement d'hydrogène et d'hélium et qui a probablement donné naissance à de nombreuses autres étoiles. Cet âge est estimé en utilisant des modèles informatiques de l'évolution stellaire et par nucleocosmochronology. Le résultat est cohérent avec le jour radiométrique du vieux matériel du système solaire, il ya au 4567000000 années. Études des anciens météorites révèlent des traces de noyaux filles stables d'isotopes de courte durée, comme le fer-60, cette forme que dans l'explosion, les étoiles de courte durée. Cela indique que un ou plusieurs supernovae doivent avoir eu lieu près de l'endroit où le Soleil formé. Un de l'onde de choc d'une supernova à proximité aurait déclenché la formation du Soleil en comprimant les gaz dans le nuage moléculaire, et causant certaines régions de l'effondrement sous leur propre la gravité. Comme un fragment du nuage effondré, il a également commencé à tourner en raison de la conservation du moment angulaire et de la chaleur avec la pression croissante. Une grande partie de la masse se concentra dans le centre, tandis que le reste aplatie dans un disque qui allait devenir les planètes et autres corps du système solaire. Gravité et la pression dans le coeur du nuage généré beaucoup de chaleur comme il désactualisé plus de gaz à partir du disque entourant, éventuellement déclencher la fusion nucl??aire. Ainsi, le Soleil est né.
S??quence principale
Le Soleil est à mi-chemin à travers sa scène principale de la séquence, au cours de laquelle les réactions de fusion nucléaire dans son noyau fusible hydrogène en hélium. Chaque seconde, plus de quatre millions de tonnes de matières sont convertis en énergie dans le c??ur du Soleil, la production de neutrinos et le rayonnement solaire . À ce rythme, le Soleil a jusqu'ici converti environ 100 Terre-masses de matière en énergie. Le Soleil se dépenser un total d'environ 10 milliards d'années comme une étoile de la séquence principale.
Après épuisement noyau d'hydrogène
Le Soleil n'a pas assez de masse pour exploser en supernova . Au lieu de cela, il va entrer dans une géante rouge phase. Le Soleil est prévu pour devenir une géante rouge dans environ 5,4 milliards d'années. Il est calculé que le Soleil deviendra suffisamment grand pour engloutir les orbites actuelles du système solaire de planètes intérieures , y compris éventuellement la Terre.
Avant, il devient encore une géante rouge, la luminosité du soleil aura presque doublé et la Terre sera plus chaud que Vénus est aujourd'hui. Une fois l'hydrogène de base est épuisé, le soleil se développer dans une phase de sous-géante et doubler de taille au cours lentement environ un demi-milliard d'années. Il sera ensuite développer plus rapidement sur ??????environ un demi-milliard d'années jusqu'à ce qu'elle soit plus de deux cents fois plus qu'aujourd'hui, et un couple de mille fois plus lumineuse. Ceci est la branche géante rouge (RVB) phase où le soleil va dépenser environ un milliard d'années et de perdre environ un tiers de sa masse.
Le soleil a maintenant seulement quelques millions d'années à gauche, mais ils sont très mouvementée. D'abord le noyau enflamme violemment dans le flash de l'hélium et le soleil recule à environ 10 fois sa taille actuelle et 50 fois la luminosité, avec une température un peu plus basse qu'aujourd'hui. Il a maintenant atteint le bouquet rouge ou branche horizontale (HB), mais une étoile de la masse du soleil ne pas évoluer blueward le long de la HB. Au lieu de cela il devient juste légèrement plus grand et plus lumineux sur environ 100 millions d'années, il continue de brûler l'hélium dans le noyau.
Lorsque l'hélium est épuisé, le soleil se répéter l'expansion a suivi lorsque l'hydrogène dans le noyau a été épuisé, sauf que cette fois tout se passe vite et le soleil devient de plus en. Plus lumineux Ceci est le branche des géantes (AGB) de phase asymptotique et le soleil est alternativement combustion de l'hydrogène dans une coquille ou de l'hélium dans une coque plus profonde. Après environ 20 millions d'années sur le début AGB, le soleil devient de plus en plus instable, avec une perte de masse rapide et impulsions thermiques qui augmentent la taille et la luminosité pour quelques centaines d'années tous les 100000 ans ou plus. Les impulsions thermiques deviennent plus grands à chaque fois, avec les impulsions ultérieures pousser la luminosité à autant que 5000 fois le niveau actuel et le rayon à plus de 1 UA. Les modèles varient en fonction de la vitesse et le moment de la perte de masse. Les modèles qui ont une perte de masse plus élevée sur le RVB produisent plus petites étoiles lumineuses moins à la pointe de l'AGB, peut-être seulement 2000 la luminosité et à moins de 200 fois le rayon. Pour le soleil, quatre impulsions thermiques sont prévus avant qu'il ne perde complètement son enveloppe externe et commence à faire une nébuleuse planétaire. Voilà seulement un demi-million d'années sur l'AGB pulsation thermique, avec le soleil seulement environ la moitié de sa masse actuelle à la fin de cette époque.
L'évolution post-AGB est encore plus rapide. La luminosité reste approximativement constante, tandis que la température augmente, avec la moitié éjecté de la masse du soleil deviennent ionisés dans une nébuleuse planétaire comme le noyau exposée atteint 30,000K. La température finale de base nu sera plus 100,000K, après quoi le reste va se refroidir vers une naine blanche . La nébuleuse planétaire se dispersera dans environ 10.000 ans, mais la naine blanche va survivre pendant des trillions avant fondu au noir.
Le destin de la Terre
Lors de sa plus grand, le Soleil aura un rayon maximum delà de l'orbite de la Terre actuelle, 1 UA (1,5 ?? 10 11 m), 250 fois le rayon du Soleil présente Lorsque le Soleil est une étoile de la branche géante asymptotique, il aura perdu environ 30% de sa masse actuelle en raison d'un vent stellaire, de sorte que les orbites des planètes se déplacer vers l'extérieur. Si ce que pour cela, la Terre resterait probablement en dehors du soleil. Toutefois, de nouvelles recherches suggèrent que la Terre sera englouti en raison des interactions de marée. Si la Terre devrait échapper à l'incinération dans le Soleil, son eau sera évaporée et la plupart de son atmosphère sera échapper dans l'espace. Au cours de sa vie dans la séquence principale, le soleil est de plus en plus lumineux (environ 10% tous les 1 milliards d'années) et sa température de surface est monte lentement. Le Soleil l'habitude d'être plus faible dans son début passé. L'augmentation des températures solaires est telle que dans environ un milliard d'années la surface de la Terre deviendra probablement trop chaude pour l'eau liquide existe, mettre fin à toute vie terrestre.
Lumière Du Soleil
La lumière du soleil est la principale source d'énergie de la Terre. La seule autre source d'énergie de la terre a sont les matières fissiles produites par la mort cataclysmique d'une autre étoile. Ces matières fissiles piégés dans la croûte de la Terre est ce qui donne lieu à l'énergie géothermique, qui entraîne le volcanisme sur la Terre tout en permettant à l'humanité d'alimenter les r??acteurs nucl??aires. Le constante solaire est la quantité d'énergie que les dépôts Sun par unité de surface qui est directement exposés à lumière du soleil. La constante solaire est égale à environ 1,368 W / m 2 ( watts par mètre carré) à une distance d'une unité astronomique (UA) du Soleil (qui est, sur Terre ou à proximité). Lumière du soleil au sommet de l'atmosphère de la Terre est composé (par l'énergie totale) de la lumière d'environ 50% infrarouge, 40% de la lumière visible, et 10% de la lumière ultraviolette.
Lumière du soleil sur la surface de la Terre estatténué par l'atmosphère de la Terre de sorte que moins de puissance arrive à la surface près de1 000 W / m2dans des conditions claires lorsque le Soleil est proche de la z??nith.L'atmosphère en particulier les filtres sur plus de 70% de l'énergie solaireultraviolet, en particulier aux longueurs d'onde plus courtes.
L'énergie solaire peut être exploitée par une variété de naturel et synthétique processes- photosynthèse par les plantes capte l'énergie de la lumière solaire et la convertit en une forme chimique (oxygène et des composés de carbone réduite), tandis que le chauffage direct ou par conversion électrique des cellules solaires sont utilisés par l'énergie solaire l'équipement pour produire de l'électricité ou pour faire un autre travail utile, employant parfois des centrales solaires à concentration (qu'il est mesuré en soleils). L'énergie stockée dans le pétrole et d'autres combustibles fossiles a été convertie à partir de la lumière solaire par la photosynthèse dans le passé lointain.
Mouvement et l'emplacement au sein de la galaxie
Le Soleil se trouve à proximité du bord intérieur de laVoie Lactée de Bras d'Orion, dans le Fluff local ou Ceinture Gould, à une distance hypothétique de 7,5-8,5kpc (25,000-28,000 années-lumière) duCentre Galactique, contenue dans la bulle locale, un espace de gaz chaud raréfié, éventuellement produite par le reste de supernova,Geminga. La distance entre le bras et le bras locale prochain sur la Bras de Pers??e, est d'environ 6500 ann??es-lumi??re. Le Soleil, et donc le syst??me solaire, se trouve dans ce que les scientifiques appellent la zone habitable galactique.
Le sommet du chemin de Sun, ou apex solaire, est la direction que le soleil se déplace à travers l'espace dans la Voie lactée, par rapport aux autres étoiles proches. La direction g??n??rale du mouvement galactique du Soleil est vers l'??toile Vega dans la constellation dela Lyre à un angle d'environ 60 degrés de ciel à la direction de la Centre Galactique.
L'orbite de la Sun autour de la Galaxy devrait ??tre ?? peu pr??s elliptique avec l'ajout de perturbations dues aux galactiques bras spiraux et les distributions de masse non-uniformes. En outre, le Sun oscille de haut en bas par rapport au plan galactique environ 2,7 fois par orbite. Il a fait valoir que le passage du Soleil à travers les bras spiraux de densité plus élevée coïncide souvent avec des extinctions de masse sur la Terre, peut-être due à l'augmentation de ??v??nements d'impact. Il prend le syst??me solaire environ 225 ?? 250.000.000 ann??es pour compl??ter une orbite de la galaxie (un l'année galactique ), il est pensé pour avoir terminé 20-25 orbites au cours de la durée de vie du Soleil Le vitesse orbitale du système solaire autour du centre de la Galaxie est d'environ 251 km / s. A cette vitesse, il faut environ 1190 années pour le système solaire pour parcourir une distance de 1 année-lumière, ou 7 jours pour voyager 1 UA.
La motion du Soleil sur le centre de masse du système solaire est compliquée par des perturbations des planètes. Tous les quelques centaines d'années cette motion commute entre prograde et rétrograde.
Problèmes théoriques
Problème des neutrinos solaires
Pendant de nombreuses années, le nombre de solaires neutrinos électroniques détectés sur Terre était ??? à ½ du nombre prédit par le modèle solaire standard. Ce résultat anormal a été appelé le problème des neutrinos solaires. Les théories proposées pour résoudre le problème soit tenté de réduire la température de l'intérieur du Soleil pour expliquer le flux de neutrinos inférieur, ou posés que les neutrinos électroniques pourraient osciller qui est, changer dans indétectables tau et muons neutrinos comme ils ont voyagé entre le Soleil et la Terre . Plusieurs observatoires de neutrinos ont été construits dans les années 1980 pour mesurer le flux de neutrinos solaires aussi précisément que possible, y compris l' Observatoire de neutrinos de Sudbury au Canada et aux laboratoires Kamiokande au Japon. Les résultats de ces observatoires ont finalement conduit à la découverte que les neutrinos ont une très petite masse au repos et ne oscillent en effet. En outre, en 2001, l'Observatoire de neutrinos de Sudbury a été capable de détecter tous les trois types de neutrinos directement, et a constaté que le Soleil totale taux neutrino d'émission convenu avec le solaire modèle standard, mais en fonction de l'énergie des neutrinos aussi peu que un tiers des neutrinos vu à la Terre sont de type électronique. Cette proportion est d'accord avec ce que prédit par la vigueur Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (aussi connu comme l'effet de la matière), qui décrit l'oscillation des neutrinos dans la matière, et il est maintenant considéré comme un problème résolu.
Probl??me de chauffage coronale
La surface optique du Soleil (la photosphère) est connu pour avoir une température d'environ 6000 K . Au-dessus se trouve la couronne solaire, pour atteindre une température de 1,000,000-2,000,000 K. La température élevée de la couronne montre qu'il est chauffé par quelque chose d'autre que le feu direct de conduction de la photosphère.
On pense que l'énergie nécessaire pour chauffer la couronne est assuré par le mouvement turbulent dans la zone de convection au-dessous de la photosphère, et deux mécanismes principaux ont été proposées pour expliquer le chauffage coronal. La première est vague chauffage, dans lequel sonores, ondes gravitationnelles ou magnétohydrodynamiques sont produites par des turbulences dans la zone de convection. Ces ondes se propagent vers le haut et se dissipent dans la couronne, déposer leur énergie dans le gaz ambiant sous forme de chaleur. L'autre est Chauffage magnétique, dans lequel l'énergie magnétique est continuellement construit par le mouvement de la photosphère et libéré par la reconnexion magnétique sous la forme de grandes éruptions solaires et myriade Événements- similaires mais plus petites nanoflares.
Actuellement, il est difficile de savoir si les vagues sont un mécanisme de chauffage efficace. Toutes les ondes sauf les ondes d'Alfvén ont été trouvés pour dissiper ou réfracter avant d'atteindre la couronne. En outre, les ondes d'Alfvén ne se dissipent pas facilement dans la couronne. Axe de recherche actuel a donc évolué vers des mécanismes de chauffage poussées.
Faint jeune problème Sun
Les modèles théoriques du développement de la Sun suggèrent qu'il ya 3,8 à 2500000000 années, au cours de la période archéenne, le Soleil était seulement d'environ 75% aussi brillant qu'il est aujourd'hui. Une telle étoile faible aurait pas été en mesure de maintenir l'eau liquide à la surface de la Terre, et donc la vie ne doit pas avoir été en mesure de se développer. Cependant, l'histoire géologique montre que la Terre est resté à une température assez constante tout au long de son histoire, et que la jeune Terre était un peu plus chaud qu'il ne l'est aujourd'hui. Le consensus parmi les scientifiques est que l'atmosphère de la Terre primitive contenait beaucoup plus grandes quantités de gaz de serre (comme le dioxyde de carbone , le méthane et / ou de l'ammoniac ) que sont présents aujourd'hui, qui piégé suffisamment de chaleur pour compenser la plus petite quantité d' énergie solaire atteignant la planète .
Histoire de l'observation
Compréhension précoce
Comme d'autres phénomènes naturels, le Soleil a été un objet de vénération dans de nombreuses cultures à travers l'histoire humaine. Compréhension la plus fondamentale de l'humanité du Soleil est aussi le disque lumineux dans le ciel, dont la présence au-dessus du horizon crée jour et dont l'absence provoque nuit. Dans de nombreuses cultures préhistoriques et antiques, le Soleil a été pensé pour être une divinité solaire ou autre phénomène surnaturel. culte du soleil était au centre de civilisations telles que l' Inca de l'Amérique du Sud et l' Aztèques de ce qui est maintenant le Mexique . Beaucoup de monuments anciens ont été construits avec des phénomènes solaires à l'esprit; par exemple, pierre mégalithes repérer très précisément l'été ou l'hiver solstice (certains des mégalithes les plus importants sont situés dans Nabta Playa, l'Egypte ; Mnajdra, à Malte et à Stonehenge , en Angleterre); Newgrange, un être humain construit préhistorique montage en Irlande , a été conçu pour détecter le solstice d'hiver; la pyramide de El Castillo à Chichen Itza au Mexique est conçu pour projeter des ombres en forme de serpents escalade de la pyramide au printemps et à l'automne ??quinoxes.
Dans le fin de l'Empire romain de l'anniversaire du Soleil était un jour férié célébré commeSol Invictus (littéralement «du soleil invaincu") peu de temps après le solstice d'hiver qui peut avoir été un antécédent deNoël. Concernant le étoiles fixes, le Soleil semble de la Terre à tourner une fois par an le long de laécliptique à travers lezodiaque, les astronomes et ainsi grecs considéraient comme l'un des septplanètes(grecsplanetes, "vagabond"), après quoi les sept jours de lasemaine sont nommés dans certaines langues.
Développement de la compréhension scientifique
Au début du premier millénaire avant notre ère, les astronomes babyloniens ont observé que le mouvement du Soleil long de l'écliptique n'a pas été uniforme, mais ils ne savaient pas pourquoi il en était; il est aujourd'hui connu que cela est dû à la Terre se déplaçant dans une orbite elliptique autour du Soleil, avec la Terre déplace plus vite quand il est plus proche du Soleil à périhélie et déplace plus lentement quand il est plus loin au aph??lie.
Une des premières personnes à offrir une explication scientifique ou philosophique pour le Soleil était le grec philosophe Anaxagore, qui a estimé que cela était une boule flamboyante géant de métal encore plus grand que le Péloponnèse plutôt que le char de Helios, et que la lune reflète la lumière du Soleil Pour l'enseignement de cette hérésie, il a été emprisonné par les autorités et condamné à mort, mais il a été libéré grâce à l'intervention de Périclès . Eratosthène estimé la distance entre la Terre et le Soleil dans le 3ème siècle avant notre ère comme "des stades myriades 400 et 80000 ", dont la traduction est ambiguë, ce qui implique soit 4.080.000 stades (755000 km) ou 804 000 000 stades (de 148 à 153.000.000 kilomètres ou de 0,99 à 1,02 UA); cette dernière valeur est correcte à quelques pour cent près. Au 1er siècle de notre ère, Ptolémée estimé la distance que 1210 fois le rayon de la Terre, environ 7.710.000 km (0,0515 UA).
La théorie selon laquelle le Soleil est le centre autour duquel les planètes se déplacent a d'abord été proposé par le grec ancien Aristarque de Samos dans la BCE 3ème siècle, et plus tard adoptées par Séleucus de Séleucie (voir héliocentrisme ). Ce point de vue largement philosophique a été développé dans entièrement prédictif modèle mathématique d'un système héliocentrique au 16ème siècle par Nicolas Copernic . Au début du 17ème siècle, l'invention du télescope a permis des observations détaillées des taches solaires par Thomas Harriot, Galileo Galilei et d'autres astronomes. Galilée a fait certaines observations télescopiques d'abord connus des taches solaires et posé qu'ils étaient sur ??????la surface du Soleil plutôt que de petits objets qui passent entre la Terre et le Soleil Les taches solaires ont également été observées depuis la dynastie des Han (206 avant notre ère - 220 EC) par . astronomes chinois qui ont maintenu des dossiers de ces observations pour siècles Averroès a également fourni une description de taches solaires dans le 12ème siècle.
Contributions astronomiques arabes comprennent Albatenius découverte que la direction de du Soleil l'apogée (l'endroit dans l'orbite du Soleil contre les étoiles fixes où il semble être en mouvement lent) est en train de changer ,. (En termes héliocentriques modernes, cela est causé par un mouvement progressif de l'aphélie de la Terre de l'orbite). Ibn Yunus a observé plus de 10.000 entrées pour la position du soleil pendant de nombreuses années à l'aide d'un grand astrolabe.
Letransit de Vénusa été observé pour la première en 1032 par l'astronome persan et polymatheAvicenne, qui a conclu que Vénus est plus proche de la Terre que le Soleil, tandis que l'une des premières observations dutransit de Mercure a été menée parIbn Bajjah dans le 12ème siècle.
En 1672, Giovanni Cassini et Jean Richer déterminé la distance de Mars et étaient ainsi en mesure de calculer la distance au Soleil Isaac Newton observé la lumière du soleil avec une prisme, et a montré qu'il était constitué de la lumière de beaucoup de couleurs, tout en en 1800 William Herschel a découvert le rayonnement infrarouge au-delà de la partie rouge du spectre solaire. Le 19ème siècle a vu l'avancement dans les études spectroscopiques du Soleil; Joseph von Fraunhofer a enregistré plus de 600 lignes d'absorption dans le spectre, dont la plus forte sont encore souvent désignés comme les lignes de Fraunhofer.
Dans les premières années de l'ère scientifique moderne, la source de l'énergie du Soleil était un puzzle significative. Lord Kelvin a suggéré que le Soleil était un corps liquide de refroidissement qui a été progressivement rayonne un magasin interne de chaleur. Kelvin et Hermann von Helmholtz a ensuite proposé un mécanisme de contraction gravitationnelle pour expliquer la production d'énergie. Malheureusement, l'estimation de l'âge résultant était à seulement 20 millions d'années, bien en deçà de la durée de temps d'au moins 300.000.000 années suggéré par quelques découvertes géologiques de ce moment-là. En 1890, Joseph Lockyer, qui a découvert l'hélium dans le spectre solaire, a proposé une hypothèse météoritique pour la formation et l'évolution du Sun.
Pas avant 1904 a été une solution documentée offert. Ernest Rutherford a suggéré que la sortie du Soleil pourrait être maintenu par une source de chaleur interne, et a suggéré que la désintégration radioactive de la source. Cependant, il serait Albert Einstein qui donnerait la clef essentielle à la source de la production d'énergie du Soleil avec sa relation d'équivalence masse-énergie E = mc 2 .
En 1920, Sir Arthur Eddington a proposé que les pressions et les températures au c??ur du Soleil pourraient produire une réaction de fusion nucléaire qui a fusionné l'hydrogène (protons) dans les noyaux d'hélium, ce qui entraîne une production d'énergie à partir de la variation nette de la masse. La prépondérance de l'hydrogène dans le Sun a été confirmée en 1925 par Cecilia Payne en utilisant la théorie de l'ionisation développé par Meghnad Saha, un physicien indien. Le concept théorique de la fusion a été développé dans les années 1930 par les astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Hans Bethe. Hans Bethe calculées les détails des deux principales réactions nucléaires de production d'énergie qui alimentent le Soleil
Enfin, un article séminal a été publié en 1957 par Margaret Burbidge, intitulé "Synthèse des éléments dans les étoiles". Le papier a démontré de manière convaincante que la plupart des éléments de l'univers avait été synthétisé par des réactions nucléaires dans les étoiles, certains comme le Soleil
Missions spatiales solaires
Les premiers satellites conçus pour observer le Soleil étaient NASA s ' Pionniers 5, 6, 7, 8 et 9, qui ont été lancés entre 1959 et 1968. Ces sondes en orbite autour du Soleil à une distance similaire à celle de la Terre , et de fait le premier des mesures détaillées du vent solaire et le champ magnétique solaire. Pioneer 9 exploité pour un temps particulièrement long, la transmission de données jusqu'en mai 1983.
Dans les années 1970, deux engins spatiaux Helios et le Skylab Apollo Telescope Mont fournis scientifiques avec de nouvelles données importantes sur le vent solaire et la couronne solaire. Le Helios 1 et 2 sondes étaient collaborations américano-allemand qui a étudié le vent solaire à partir d'une orbite transportant le vaisseau spatial à l'intérieur de Mercure l 'orbite à p??rih??lie. La station spatiale Skylab, lancé par la NASA en 1973, comprenait une solaire module observatoire appelé l'Apollo Telescope mont que a été exploité par les astronautes résidant sur ??????la station. Skylab a fait les premières observations en temps résolu de la région de transition solaire et d'émissions ultra-violets de la couronne solaire. Découvertes inclus les premières observations de éjections coronales massives, alors appelés "transitoires coronales", et des trous coronaux, maintenant connues pour être intimement associé à la vent solaire.
En 1980, le Solar Maximum Mission a été lancé par la NASA . Ce satellite a été conçu pour observer les rayons gamma, les rayons X et UV rayonnement provenant des éruptions solaires pendant une période de forte activité solaire et de luminosité solaire . Quelques mois seulement après son lancement, cependant, une panne de l'électronique a causé la sonde pour passer en mode veille, et il a passé les trois prochaines années dans cet état ??????inactif. En 1984, la navette spatiale Challenger de la mission STS-41C récupéré le satellite et réparé son électronique avant d'autoriser en orbite. Le Solar Maximum Mission subséquemment acquis des milliers d'images de la couronne solaire, avant de rentrer dans l'atmosphère de la Terre en Juin 1989.
Lancé en 1991, le Japon Yohkoh ( Sunbeam ) le satellite observe des éruptions solaires aux longueurs d'onde des rayons X. les données de la mission a permis aux scientifiques d'identifier les différents types de fusées éclairantes, et a démontré que la couronne loin de régions du pic d'activité a été beaucoup plus dynamique et plus active que ne le pensait. Yohkoh observé un cycle solaire tout entier, mais est passé en mode veille quand une éclipse annulaire en 2001 lui a fait perdre son verrou sur le Soleil Il a été détruit par ré-entrée dans l'atmosphère en 2005.
Une des plus importantes missions solaires à ce jour a été l' Observatoire solaire et de l'héliosphère, construit conjointement par l' Agence spatiale européenne et la NASA et lancé le 2 Décembre 1995. Initialement destiné à servir une mission de deux ans, une prolongation de la mission jusqu'en 2012 a été approuvé en Octobre 2009. Il a prouvé si utile qu'une mission de suivi sur le Solar Dynamics Observatory, a été lancé en Février 2010. Situé au point de Lagrange entre la Terre et le Soleil (à laquelle la force gravitationnelle à la fois est égal), SOHO a fourni une vue constante du Soleil à plusieurs longueurs d'onde depuis son lancement. Outre son observation solaire direct, SOHO a permis la découverte d'un grand nombre de comètes , la plupart du temps de petites comètes sungrazing qui incinèrent comme ils passent du Soleil
Tous ces satellites ont observé le Soleil à partir du plan de l'écliptique, et ont donc observé que ses régions équatoriales en détail. Le sonde Ulysses a été lancée en 1990 pour étudier les régions polaires du Soleil. Elle a d'abord rendu à Jupiter , à "fronde" passé de la planète sur une orbite qui prendrait bien au-dessus du plan de l'écliptique. Par un heureux hasard, il était bien placé pour observer la collision de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter en 1994. Une fois Ulysse était dans son orbite prévue, il a commencé à observer le vent solaire et la force du champ magnétique à des latitudes élevées solaires, constatant que le vent solaire de hautes latitudes se déplaçait à environ 750 km / s, qui était plus lente que prévu, et qu'il y avait de grosses vagues magnétiques émergeant de hautes latitudes qui ont dispersé galactique les rayons cosmiques.
Abondances élémentaires dans la photosphère sont bien connus à partir des études spectroscopiques, mais la composition de l'intérieur du Soleil est plus mal compris. Un mission de retour d'échantillons de vent solaire, la Genèse, a été conçu pour permettre aux astronomes de mesurer directement la composition de matière solaire. Genesis est revenu sur Terre en 2004, mais a été endommagé par un atterrissage en catastrophe après son parachute n'a pas réussi à déployer sur la rentrée dans l'atmosphère terrestre. Malgré de graves dommages, certains échantillons utilisables ont été récupérés à partir du module de retour d'échantillons de l'engin spatial et sont en cours d'analyse.
L'Observatoire des relations Solar Terrestrial ( STEREO) mission a été lancé en Octobre 2006. Deux satellites identiques ont été lancés sur des orbites qui les amènent à (respectivement) tirer plus loin et de diminuer progressivement derrière la Terre. Cela permet l'imagerie stéréoscopique des phénomènes Sun et solaires, tels que ??jections de masse coronale.
Le Indian Space Research Organisation a prévu pour le lancement d'un satellite de 100 kg nommé Aditya pour 2015-16. Son principal instrument sera un coronographe pour étudier la dynamique de la couronne solaire.
Observation et effets
La luminosité du soleil peut provoquer des douleurs de regarder avec l' ??il nu; cependant, le faire pour de brèves périodes ne sont pas dangereux pour les yeux non dilatées normales. Regarder directement le soleil provoque des artefacts visuels de phosphènes et la cécité partielle temporaire. Il offre également environ 4 milliwatts de lumière du soleil pour la rétine, légèrement chauffer et potentiellement causer des dommages aux yeux qui ne peuvent pas répondre correctement à la luminosité. UV exposition jaunit progressivement la lentille de l'oeil sur une période de plusieurs années, et est pensé pour contribuer à la formation de cataractes , mais cela dépend de l'exposition générale aux UV solaires, et non si l'on regarde directement le soleil Longue durée visualisation directe du Soleil à l'??il nu peut commencer à causer des lésions, de coups de soleil comme induites par les UV sur la rétine après environ 100 secondes, en particulier dans des conditions où la lumière UV du soleil est intense et bien ciblée; conditions sont aggravées par les yeux des jeunes ou de nouveaux implants de lentilles (qui admettent plus d'UV que le vieillissement yeux naturels), Sun angles près du zénith, et ??????observation des endroits à haute altitude.
Observation du Soleil à travers la lumière concentrant optiques tels que jumelles peut causer des dommages permanents à la rétine sans un filtre approprié qui bloque UV et sensiblement obscurcit la lumière du soleil. Lors de l'utilisation d'un filtre d'atténuation pour voir le Soleil, le spectateur est prié d'utiliser un filtre spécialement conçu pour cet usage. Certains filtres improvisées qui passent UV ou les rayons infrarouges, peuvent réellement nuire à l'??il à des niveaux élevés de luminosité. coins Herschel, également appelé Diagonales solaires, sont peu coûteux, des filtres efficaces pour de petits télescopes. La lumière du soleil qui est destiné à l'oculaire est réfléchie par une surface sans tain d'une pièce de verre. Seule une très petite fraction de la lumière incidente est réfléchie. Le reste passe à travers le verre et laisse l'instrument. Si le verre se brise en raison de la chaleur, pas de lumière du tout est réfléchi, rendant le dispositif de sécurité. De simples filtres en verre sombre permettent l'intensité pleine de soleil de passer à travers si ils cassent, mettant en danger la vue de l'observateur. Jumelles non filtrées peuvent livrer des centaines de fois plus d'énergie que l'utilisation de l'??il nu, qui peut causer des dommages immédiats. Il est affirmé que même brefs regards au midi Soleil à travers un télescope non filtrée peuvent causer des dommages permanents.
Partiels éclipses solaires sont dangereux pour la voir parce que de l'??il l'élève est pas adapté à la contraste visuel exceptionnellement élevé: la pupille se dilate en fonction de la quantité totale de lumière dans le champ de vision, pas par l'objet le plus brillant dans le domaine. Pendant les éclipses partielles plus la lumière du soleil est bloquée par la Lune passant devant le Soleil, mais les parties non couvertes de la photosphère avoir la même luminosité de surface au cours d'une journée normale. Dans l'obscurité totale, la pupille se dilate de ~ 2 mm à ~ 6 mm, et chaque cellule rétinienne exposé à l'image solaire reçoit jusqu'à dix fois plus de lumière que ce serait en regardant le Soleil éclipsé non- Cela peut endommager ou tuer ces cellules, résultant en de petites taches aveugles permanents pour le spectateur. Le danger est insidieuse pour les observateurs inexpérimentés et pour les enfants, car il n'y a pas de perception de la douleur: il est pas immédiatement évident que sa vision est détruite.
Pendant lever et coucher de soleil lumière du soleil est atténué en raison de la diffusion de Rayleigh et de diffusion de Mie d'un particulier long passage à travers l'atmosphère de la Terre et le Soleil est parfois assez faible pour être vu confortablement à l'??il nu ou en toute sécurité avec des optiques (à condition qu'il y ait pas de risque de la lumière du soleil apparaissant soudainement par une rupture entre les nuages). Conditions brumeuses, la poussière atmosphérique, et une forte humidité contribuent à cette atténuation atmosphérique.
Une rare phénomène optique peut se produire peu de temps après le coucher du soleil ou avant son lever, connu comme un éclair vert. Le flash est causée par la lumière du soleil juste en dessous de l'horizon étant plié (habituellement par une inversion de température) vers l'observateur. Lumière de courtes longueurs d'onde (violet, bleu, vert) est pliée plus que celle des longueurs d'onde (jaune, orange, rouge), mais le violet et le bleu clair est dispersé plus, laissant la lumière qui est perçu comme vert.
Ultravioletlumière du Soleil ades propriétés antiseptiques et peut être utilisé pour désinfecter les outils et l'eau. Il provoque ??galement coups de soleil, et a d'autres effets médicaux tels que la production devitamine D. La lumière ultraviolette est fortement atténué par la Terrela couche d'ozone, de sorte que la quantité d'UV varie avec beaucoupde latitudeet a été en partie responsable de nombreuses adaptations biologiques, y compris les variations decouleur de la peau humaine dans différentes régions du globe.
