Contenu
- TL; DR (Trop long; n'a pas lu)
- La composition du soleil
- Comment savons-nous de quoi le soleil est fait?
- Mise en route de la fusion nucléaire
- Fusion nucléaire: transformer la masse en énergie
- Des gaz au soleil? Non, plasma
- La structure du soleil
- Les couches du soleil
- Vent solaire
- Le soleil finira par mourir
Notre soleil, comme toutes les autres étoiles, est une gigantesque boule de plasma rougeoyant. C’est un réacteur thermonucléaire autonome qui fournit la lumière et la chaleur dont notre planète a besoin pour maintenir la vie, tandis que sa gravité nous empêche (ainsi que le reste du système solaire) de ne pas se perdre dans l’espace.
Le soleil contient plusieurs gaz et d'autres éléments émettant des radiations électromagnétiques, ce qui permet aux scientifiques d'étudier le soleil sans pouvoir accéder à des échantillons physiques.
TL; DR (Trop long; n'a pas lu)
Les gaz les plus communs dans le soleil, en masse, sont: hydrogène (environ 70%, hélium (environ 28%), carbone, azote et oxygène (environ 1,5%). Le reste de la masse solaire (0,5%) est constitué mélange de traces d’autres éléments, y compris, mais à titre non limitatif, néon, fer, silicium, magnésium et soufre.
La composition du soleil
La masse écrasante du soleil contient deux éléments: l’hydrogène (environ 70%) et l’hélium (environ 28%). Notez que si vous voyez des numéros différents, ne vous inquiétez pas; vous voyez probablement des estimations en fonction du nombre total d'atomes individuels. Nous y allons en masse car il est plus facile d’y penser.
Le prochain 1,5% de la masse est constitué d’un mélange de carbone, d’azote et d’oxygène. Le dernier 0,5% est constitué d’une corne d’abondance d’éléments plus lourds, notamment: le néon, le fer, le silicium, le magnésium et le soufre.
Comment savons-nous de quoi le soleil est fait?
Vous vous demandez peut-être comment nous savons exactement ce qui fait le soleil. Après tout, aucun humain n’a jamais été là et aucun engin spatial n’a jamais rapporté d’échantillons de matière solaire. Cependant, le soleil baigne constamment la terre dans un rayonnement électromagnétique et des particules libérées par son noyau alimenté par la fusion.
Chaque élément absorbe certaines longueurs d'onde du rayonnement électromagnétique (c'est-à-dire la lumière) et émet de même certaines longueurs d'onde lorsqu'il est chauffé. En 1802, le scientifique William Hyde Wollaston remarqua que la lumière du soleil traversant un prisme produisait le spectre attendu de l'arc-en-ciel, mais avec des lignes noires remarquables dispersées ici et là.
Pour mieux comprendre ce phénomène, l'opticien Joseph von Fraunhofer a inventé le premier spectromètre - essentiellement un prisme amélioré - qui diffuse encore plus les différentes longueurs d'onde de la lumière du soleil, ce qui les rend plus faciles à voir. Il était également plus facile de voir que les lignes sombres des Wollastons n'étaient ni un tour ni une illusion - elles semblaient être une caractéristique de la lumière du soleil.
Les scientifiques ont compris que ces lignes sombres (appelées maintenant lignes de Fraunhofer) correspondaient aux longueurs d'onde spécifiques de la lumière absorbée par certains éléments tels que l'hydrogène, le calcium et le sodium. Par conséquent, ces éléments doivent être présents dans les couches extérieures du soleil, absorbant une partie de la lumière émise par le noyau.
Au fil du temps, des méthodes de détection de plus en plus sophistiquées nous ont permis de quantifier le rendement du soleil: les rayonnements électromagnétiques sous toutes leurs formes (rayons X, ondes radio, ultraviolets, infrarouges, etc.) et le flux de particules subatomiques comme les neutrinos. En mesurant ce que le soleil libère et ce qu’il absorbe, nous avons acquis une compréhension très approfondie de la composition des soleils de loin.
Mise en route de la fusion nucléaire
Avez-vous remarqué des motifs dans les matériaux composant le soleil? L'hydrogène et l'hélium sont les deux premiers éléments du tableau périodique: le plus simple et le plus léger. Plus un élément est lourd et complexe, moins il se trouve au soleil.
Cette tendance à la diminution des quantités au fur et à mesure que nous passons d’éléments plus légers / plus simples à plus lourds / plus complexes reflète la naissance des étoiles et leur rôle unique dans notre univers.
Au lendemain du Big Bang, l'univers n'était plus qu'un nuage chaud et dense de particules subatomiques. Il a fallu près de 400 000 ans de refroidissement et d’expansion pour que ces particules se rassemblent sous une forme que nous reconnaissions être le premier atome, l’hydrogène.
Pendant longtemps, l'univers était dominé par des atomes d'hydrogène et d'hélium capables de se former spontanément au sein de la soupe subatomique primordiale. Lentement, ces atomes commencent à former des agrégations lâches.
Ces agrégations ont exercé une plus grande gravité, de sorte qu'elles ont continué à croître, attirant davantage de matériaux à proximité. Après environ 1,6 million d'années, certaines de ces agrégations sont devenues si grandes que la pression et la chaleur dans leurs centres ont été suffisantes pour lancer la fusion thermonucléaire, et les premières étoiles sont nées.
Fusion nucléaire: transformer la masse en énergie
C’est l’essentiel pour la fusion nucléaire: même s’il faut une énorme quantité d’énergie pour démarrer, le processus les libérations énergie.
Considérons la création d’hélium par fusion d’hydrogène: deux noyaux d’hydrogène et deux neutrons se combinent pour former un seul atome d’hélium, mais l’élium résultant a en réalité une masse inférieure de 0,7% à celle des matériaux de départ. Comme vous le savez, la matière ne peut être ni créée ni détruite, de sorte que la masse doit être allée quelque part. En fait, il s’est transformé en énergie, selon l’équation la plus célèbre d’Einstein:
E = mc2
Dans lequel E est l'énergie en joules (J), m est la masse en kilogrammes (kg) et c est la vitesse de la lumière en mètres / seconde (m / s) - une constante. Vous pouvez mettre l'équation en anglais clair comme suit:
énergie (joules) = masse (kilogrammes) × vitesse de la lumière (mètres / seconde)2
La vitesse de la lumière est d’environ 300 000 000 mètres / seconde, ce qui signifie c2 a une valeur d’environ 90 000 000 000 000 000 - cela fait quatre vingt dix quadrillion - mètres2/seconde2. Normalement, lorsque vous traitez avec des nombres aussi gros, vous les mettez en notation scientifique pour gagner de la place, mais il est utile de voir ici combien de zéros vous avez à traiter.
Comme vous pouvez l’imaginer, même un petit nombre multiplié par quatre vingt dix quadrillions va finir très grand. Voyons maintenant un gramme d’hydrogène. Pour nous assurer que l'équation nous donne une réponse en joules, nous exprimerons cette masse en tant que 0,001 kilogramme - les unités sont importantes. Donc, si vous connectez ces valeurs pour la masse et la vitesse de la lumière:
E = (0,001 kg) (9 × 1016 m2/ s2)
E = 9 × 1013 J
E = 90 000 000 000 000 J
C'est presque la quantité d'énergie libérée par la bombe nucléaire larguée sur Nagasaki, contenue dans un seul gramme du plus petit élément, le plus léger. Conclusion: le potentiel de production d’énergie en convertissant la masse en énergie par la fusion est ahurissant.
C'est pourquoi les scientifiques et les ingénieurs ont essayé de trouver un moyen de créer un réacteur à fusion nucléaire ici sur Terre. Tous nos réacteurs nucléaires fonctionnent aujourd'hui via fission nucléaire, qui divise les atomes en éléments plus petits, mais est un processus beaucoup moins efficace pour convertir une masse en énergie.
Des gaz au soleil? Non, plasma
Le soleil n’a pas une surface solide comme la croûte terrestre. Même en tenant compte des températures extrêmes, vous ne pouvez pas vous tenir au soleil. Au lieu de cela, le soleil est composé de sept couches distinctes de plasma.
Le plasma est le quatrième état de la matière, le plus énergique. Faites chauffer la glace (solide) et elle fond dans l'eau (liquide). Continuez à chauffer, et il se transforme à nouveau en vapeur d'eau (gaz).
Si vous continuez à chauffer ce gaz, il deviendra du plasma. Le plasma est un nuage d’atomes, comme un gaz, mais il a été infusé avec tellement d’énergie qu’il a été ionisé. C'est-à-dire que ses atomes se sont chargés électriquement en se détachant de leurs orbites habituelles.
La transformation du gaz en plasma modifie les propriétés de la substance et les particules chargées libèrent souvent de l’énergie sous forme de lumière. Les enseignes lumineuses au néon, en fait, sont des tubes de verre remplis de gaz néon. Lorsqu'un courant électrique passe à travers le tube, le gaz se transforme en un plasma incandescent.
La structure du soleil
La structure sphérique du soleil résulte de deux forces constamment en compétition: la gravité de la masse dense au centre du soleil essayant de tirer tout son plasma vers l’intérieur contre l’énergie de la fusion nucléaire se produisant dans le noyau, provoquant une expansion du plasma.
Le soleil est composé de sept couches: trois internes et quatre externes. Ils sont, du centre vers l'extérieur:
Les couches du soleil
Nous avons parlé de la coeur déjà beaucoup c'est là que la fusion a lieu. Comme on pouvait s’y attendre, c’est là que se trouve la température la plus élevée du soleil: environ 27 000 000 000 (27 millions) de degrés Fahrenheit.
le zone radiative, parfois appelée zone de «rayonnement», est l’énergie où le noyau se déplace principalement sous forme de rayonnement électromagnétique.
le zone convective, zone de «convection», est l’énergie où l’énergie est principalement véhiculée par les courants dans le plasma de la couche. Pensez à la façon dont les vapeurs d’une marmite en ébullition transportent la chaleur du brûleur dans l’air au-dessus du poêle, et vous aurez l’idée juste.
La «surface» du soleil, telle qu’elle est, est la photosphère. C'est ce que nous voyons quand nous regardons le soleil. Le rayonnement électromagnétique émis par cette couche est visible à l’œil nu sous forme de lumière. Il est si brillant qu’il masque les couches extérieures moins denses.
le chromosphère est plus chaud que la photosphère, mais ce n'est pas aussi chaud que la couronne. Sa température fait que l'hydrogène émet une lumière rougeâtre. Il est généralement invisible mais peut être perçu comme une lueur rougeâtre entourant le soleil lorsqu'une éclipse totale masque la photosphère.
le zone de transition est une couche mince où les températures se déplacent de façon spectaculaire de la chromosphère à la couronne. C’est visible pour les télescopes capables de détecter la lumière ultraviolette (UV).
Finalement, le couronne est la couche la plus externe du soleil et est extrêmement chaude - des centaines de fois plus chaude que la photosphère - mais invisible à l'œil nu, sauf pendant une éclipse totale, où elle se présente sous la forme d'une fine aura blanche autour du soleil. Exactement Pourquoi Il fait si chaud, c’est un peu un mystère, mais au moins un des facteurs semble être les «bombes thermiques»: des paquets de matériaux extrêmement chauds qui flottent du haut au soleil avant d’exploser et de libérer de l’énergie dans la couronne.
Vent solaire
Comme tous ceux qui ont déjà eu un coup de soleil peuvent vous le dire, les effets du soleil s’étendent bien au-delà de la couronne. En fait, la couronne est si chaude et si éloignée du cœur que la gravité du soleil ne peut pas retenir le plasma surchauffé - les particules chargées s'échappent dans l’espace sous forme de flux constant. vent solaire.
Le soleil finira par mourir
Malgré la taille incroyable du soleil, il manquera finalement de l’hydrogène nécessaire pour maintenir son noyau de fusion. Le soleil a une durée de vie totale prévue d’environ 10 milliards d’années. Il est né il ya environ 4,6 milliards d’années. Il faut donc attendre un bon moment avant qu’il ne s'éteigne, mais ce sera le cas.
Le soleil rayonne environ 3,846 × 1026 J d'énergie chaque jour. Avec cette connaissance, nous pouvons estimer la masse à convertir par seconde. Nous vous épargnerons plus de maths pour le moment. il se situe autour de 4,27 × 109 kg par seconde. En trois secondes à peine, le soleil consomme environ deux fois plus de matière que la Grande Pyramide de Gizeh.
Lorsqu'il manquera d'hydrogène, il commencera à utiliser ses éléments les plus lourds pour la fusion - un processus volatil qui lui permettra de se multiplier par 100, tout en rejetant une grande partie de sa masse dans l'espace. Quand il épuisera finalement son carburant, il laissera derrière lui un petit objet extrêmement dense appelé nain blanc, de la taille de notre Terre mais beaucoup, beaucoup plus dense.