EntréeLe soleil est le soleil, le corps central du système solaire, une boule de plasma chaude, une étoile naine typique de la classe spectrale parmi les étoiles, le soleil occupe une position moyenne en taille et en luminosité. Exploration du système solaire par vaisseau spatial
1. Nommez le corps central du système solaire.
2. Que peut-on voir sur le Soleil ?
3. Le Soleil va-t-il mourir ?
SOLEIL -Poids = 1,99* 10 30 kg.
Diamètre = 1 392 000 km.
Magnitude absolue = +4,8
Classe spectrale = G2
Température de surface = 5800 oK
Période de rotation autour de l'axe = 25 heures (pôles) -35 heures (équateur)
Période orbitale autour du centre galactique = 200 000 000 d'années
Distance au centre de la galaxie = 25 000 lumière. années
Vitesse de déplacement autour du centre de la galaxie = 230 km/sec.
Soleil - corps central et le plus grand système solaire,rouge chaud
boule de plasma, une étoile naine typique. La composition chimique du Soleil a déterminé qu'il est constitué de l'hydrogène et l'hélium, autres éléments inférieurs à 0,1%.
La source d'énergie solaire est la réaction de conversion de l'hydrogène en hélium à une vitesse de 600 millions de tonnes par seconde. Dans le même temps, de la lumière et de la chaleur sont libérées au cœur du Soleil. La température au cœur atteint 15 millions de degrés.
Autrement dit, le Soleil est une boule chaude en rotation constituée de gaz lumineux. Le rayon du Soleil est de 696 000 km. Diamètre du Soleil :
1 392 000 km (109 diamètres terrestres).
L'atmosphère solaire (chromosphère et couronne solaire) est très active, on y observe divers phénomènes : éruptions, protubérances, vent solaire (sortie constante de matière couronne dans l'espace interplanétaire).
PROMINENCES (du latin protubero swell), énormes langues de gaz chaud, pouvant atteindre des centaines de milliers de kilomètres de long, dans la couronne solaire, ayant une densité plus élevée et une température plus basse que le plasma de la couronne qui les entoure. Sur le disque du Soleil on les observe sous forme de filaments sombres, et sur son bord sous forme de nuages, d'arcs ou de jets lumineux. Leur température peut atteindre 4 000 degrés.
ÉCLAIR SOLAIRE, la manifestation la plus puissante de l'activité solaire, une libération locale soudaine de l'énergie du champ magnétique dans la couronne et la chromosphère du Soleil. Lors des éruptions solaires, on observe : une augmentation de la luminosité de la chromosphère (8-10 min), une accélération des électrons, des protons et des ions lourds, des rayons X et des émissions radio.
TACHES SOLAIRES, les formations de la photosphère du Soleil, se développent à partir de pores, peuvent atteindre 200 000 km de diamètre, existent en moyenne 10 à 20 jours. La température des taches solaires est inférieure à la température de la photosphère, de sorte qu'elles sont 2 à 5 fois plus sombres que la photosphère. Les taches solaires sont caractérisées par de puissants champs magnétiques.
ROTATION DU SOLEIL autour de l'axe, se produit dans la même direction que la Terre (d'ouest en est). Une révolution par rapport à la Terre prend 27,275 jours (période de révolution synodique), par rapport aux étoiles fixes en 25,38 jours (période de révolution sidérale).
ÉCLIPSE solaire et lunaire, se produisent soit lorsque la Terre tombe dans l'ombre,
projeté par la Lune (éclipses solaires), ou lorsque la Lune tombe dans l'ombre de la Terre
(éclipses lunaires).
La durée des éclipses solaires totales ne dépasse pas 7,5 minutes,
partielle (grande phase) 2 heures. L'ombre lunaire glisse sur la Terre à une vitesse d'env. 1 km/s,
couvrant une distance allant jusqu'à 15 000 km, son diamètre est d'env. 270 km. Les éclipses totales de Lune peuvent durer jusqu'à 1 heure 45 minutes. Les éclipses se répètent dans un certain ordre après une période de 6585 1/3 jours. Il n'y a pas plus de 7 éclipses par an (dont pas plus de 3 lunaires).
L'activité de l'atmosphère solaire se répète périodiquement, sur une période de 11 ans.
Le soleil est la principale source d'énergie de la Terre ; il influence tous les processus terrestres. La Terre est située à une distance favorable du Soleil, la vie y a donc été préservée. Le rayonnement solaire crée des conditions propices aux organismes vivants. Si notre planète était plus proche, il ferait trop chaud, et vice versa.
Ainsi, la surface de Vénus est chauffée à près de 500 degrés et la pression atmosphérique est énorme, il est donc presque impossible d'y trouver de la vie. Mars est plus éloigné du Soleil, il fait trop froid pour les humains, parfois la température monte brièvement jusqu'à 16 degrés. Habituellement, sur cette planète, il y a de fortes gelées, au cours desquelles même le dioxyde de carbone qui compose l'atmosphère de Mars gèle.
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Combien de temps durera le Soleil ?
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Univers (espace)- c'est le monde entier qui nous entoure, illimité dans le temps et dans l'espace et infiniment varié dans les formes que prend la matière en mouvement éternel. L’immensité de l’Univers peut être partiellement imaginée par une nuit claire avec des milliards de points lumineux scintillants dans le ciel, représentant des mondes lointains. Des rayons lumineux à une vitesse de 300 000 km/s provenant des parties les plus éloignées de l’Univers atteignent la Terre en environ 10 milliards d’années.
Selon les scientifiques, l’Univers s’est formé à la suite du « Big Bang » il y a 17 milliards d’années.
Il se compose d'amas d'étoiles, de planètes, de poussière cosmique et d'autres corps cosmiques. Ces corps forment des systèmes : planètes avec satellites (par exemple, le système solaire), galaxies, métagalaxies (amas de galaxies).
Galaxie(grec tardif Galacticos- laiteux, laiteux, du grec gala- lait) est un vaste système stellaire composé de nombreuses étoiles, amas et associations d'étoiles, de nébuleuses de gaz et de poussières, ainsi que d'atomes et de particules individuels dispersés dans l'espace interstellaire.
Il existe de nombreuses galaxies de tailles et de formes différentes dans l’Univers.
Toutes les étoiles visibles depuis la Terre font partie de la Voie Lactée. Il tire son nom du fait que la plupart des étoiles peuvent être vues par nuit claire sous la forme de la Voie lactée - une bande blanchâtre et floue.
Au total, la Voie lactée contient environ 100 milliards d'étoiles.
Notre galaxie est en rotation constante. La vitesse de son déplacement dans l'Univers est de 1,5 million de km/h. Si vous regardez notre galaxie depuis son pôle nord, la rotation se produit dans le sens des aiguilles d’une montre. Le Soleil et les étoiles les plus proches effectuent une révolution autour du centre de la galaxie tous les 200 millions d’années. Cette période est considérée comme année galactique.
La galaxie d'Andromède, ou nébuleuse d'Andromède, est similaire en taille et en forme à la galaxie de la Voie lactée, située à une distance d'environ 2 millions d'années-lumière de notre galaxie. Année-lumière— la distance parcourue par la lumière en un an, approximativement égale à 10 13 km (la vitesse de la lumière est de 300 000 km/s).
Pour visualiser l'étude du mouvement et de la localisation des étoiles, des planètes et d'autres corps célestes, le concept de sphère céleste est utilisé.
Riz. 1. Grandes lignes de la sphère céleste
Sphère céleste est une sphère imaginaire de rayon arbitrairement grand, au centre de laquelle se trouve l'observateur. Les étoiles, le Soleil, la Lune et les planètes sont projetés sur la sphère céleste.
Les lignes les plus importantes de la sphère céleste sont : le fil à plomb, le zénith, le nadir, l'équateur céleste, l'écliptique, le méridien céleste, etc. (Fig. 1).
Fil à plomb- une droite passant par le centre de la sphère céleste et coïncidant avec la direction du fil à plomb au point d'observation. Pour un observateur à la surface de la Terre, un fil à plomb passe par le centre de la Terre et le point d'observation.
Un fil à plomb coupe la surface de la sphère céleste en deux points - zénith, au-dessus de la tête de l'observateur, et nadire - point diamétralement opposé.
Le grand cercle de la sphère céleste, dont le plan est perpendiculaire au fil à plomb, est appelé horizon mathématique. Il divise la surface de la sphère céleste en deux moitiés : visible pour l'observateur, avec le sommet au zénith, et invisible, avec le sommet au nadir.
Le diamètre autour duquel tourne la sphère céleste est axe mondial. Il coupe la surface de la sphère céleste en deux points : pôle nord du monde Et pôle sud du monde. Le pôle nord est celui à partir duquel la sphère céleste tourne dans le sens des aiguilles d’une montre lorsqu’on la regarde de l’extérieur.
Le grand cercle de la sphère céleste, dont le plan est perpendiculaire à l'axe du monde, est appelé équateur céleste. Il divise la surface de la sphère céleste en deux hémisphères : nord, avec son sommet au pôle nord céleste, et du sud, avec son sommet au pôle sud céleste.
Le grand cercle de la sphère céleste, dont le plan passe par le fil à plomb et l'axe du monde, est le méridien céleste. Il divise la surface de la sphère céleste en deux hémisphères : est Et occidental.
La ligne d'intersection du plan du méridien céleste et du plan de l'horizon mathématique - ligne de midi.
Écliptique(du grec ekieipsis- éclipse) est un grand cercle de la sphère céleste le long duquel se produit le mouvement annuel visible du Soleil, ou plus précisément de son centre.
Le plan de l'écliptique est incliné par rapport au plan de l'équateur céleste d'un angle de 23°26"21".
Pour faciliter la mémorisation de l'emplacement des étoiles dans le ciel, les gens de l'Antiquité ont eu l'idée de combiner les plus brillantes d'entre elles en constellations.
Actuellement, 88 constellations sont connues, qui portent les noms de personnages mythiques (Hercule, Pégase, etc.), de signes du zodiaque (Taureau, Poissons, Cancer, etc.), d'objets (Balance, Lyre, etc.) (Fig. 2) .
Riz. 2. Constellations été-automne
Origine des galaxies. Le système solaire et ses planètes individuelles restent encore un mystère non résolu de la nature. Il existe plusieurs hypothèses. On pense actuellement que notre galaxie s’est formée à partir d’un nuage de gaz constitué d’hydrogène. Au stade initial de l’évolution des galaxies, les premières étoiles se sont formées à partir du milieu gaz-poussière interstellaire et il y a 4,6 milliards d’années, le système solaire s’est formé.
Composition du système solaire
L'ensemble des corps célestes se déplaçant autour du Soleil pour former un corps central Système solaire. Il est situé presque à la périphérie de la Voie lactée. Le système solaire est impliqué dans une rotation autour du centre de la galaxie. La vitesse de son déplacement est d'environ 220 km/s. Ce mouvement se produit en direction de la constellation du Cygne.
La composition du système solaire peut être représentée sous la forme d'un diagramme simplifié présenté sur la figure 1. 3.
Plus de 99,9 % de la masse de matière du système solaire provient du Soleil et seulement 0,1 % de tous ses autres éléments.
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Hypothèse de I. Kant (1775) - P. Laplace (1796) |
Hypothèse de D. Jeans (début du XXe siècle) |
Hypothèse de l'académicien O.P. Schmidt (années 40 du XXe siècle) |
Hypothèse akalémique de V. G. Fesenkov (années 30 du XXe siècle) |
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Les planètes se sont formées à partir de matière gazeuse et poussiéreuse (sous la forme d’une nébuleuse chaude). Le refroidissement s'accompagne d'une compression et d'une augmentation de la vitesse de rotation de certains axes. Des anneaux sont apparus à l'équateur de la nébuleuse. La substance des anneaux recueillie dans des corps chauds et progressivement refroidie |
Une étoile plus grande est passée devant le Soleil et sa gravité a extrait un flux de matière chaude (proéminence) du Soleil. Des condensations se sont formées, à partir desquelles des planètes se sont ensuite formées. |
Le nuage de gaz et de poussière tournant autour du Soleil aurait dû prendre une forme solide à la suite de la collision des particules et de leur mouvement. Les particules se combinent en condensations. L'attraction de particules plus petites par les condensations aurait dû contribuer à la croissance de la matière environnante. Les orbites des condensations auraient dû devenir presque circulaires et se situer presque dans le même plan. Les condensations étaient les embryons des planètes, absorbant presque toute la matière des espaces entre leurs orbites. |
Le Soleil lui-même est né du nuage en rotation et les planètes ont émergé des condensations secondaires dans ce nuage. De plus, le Soleil a considérablement diminué et s'est refroidi jusqu'à atteindre son état actuel. |
Riz. 3. Composition du système solaire
Soleil
Soleil- c'est une étoile, une boule chaude géante. Son diamètre est 109 fois le diamètre de la Terre, sa masse est 330 000 fois la masse de la Terre, mais sa densité moyenne est faible - seulement 1,4 fois la densité de l'eau. Le Soleil est situé à environ 26 000 années-lumière du centre de notre galaxie et tourne autour de celle-ci, effectuant une révolution en 225 à 250 millions d'années environ. La vitesse orbitale du Soleil est de 217 km/s, ce qui signifie qu'il parcourt une année-lumière toutes les 1 400 années terrestres.
Riz. 4. Composition chimique du Soleil
La pression exercée sur le Soleil est 200 milliards de fois supérieure à celle exercée à la surface de la Terre. La densité de la matière solaire et la pression augmentent rapidement en profondeur ; l'augmentation de la pression s'explique par le poids de toutes les couches sus-jacentes. La température à la surface du Soleil est de 6 000 K et à l'intérieur de 13 500 000 K. La durée de vie caractéristique d'une étoile comme le Soleil est de 10 milliards d'années.
Tableau 1. Informations générales sur le Soleil
La composition chimique du Soleil est à peu près la même que celle de la plupart des autres étoiles : environ 75 % est constituée d'hydrogène, 25 % d'hélium et moins de 1 % sont constitués de tous les autres éléments chimiques (carbone, oxygène, azote, etc.) (Fig. 4 ).
La partie centrale du Soleil d'un rayon d'environ 150 000 km est appelée la partie solaire. cœur. C'est une zone de réactions nucléaires. La densité de la substance est ici environ 150 fois supérieure à la densité de l'eau. La température dépasse 10 millions de K (sur l'échelle Kelvin, en degrés Celsius 1 °C = K - 273,1) (Fig. 5).
Au-dessus du noyau, à des distances d'environ 0,2 à 0,7 rayons solaires de son centre, se trouve zone de transfert d’énergie rayonnante. Le transfert d'énergie s'effectue ici par absorption et émission de photons par des couches individuelles de particules (voir Fig. 5).
Riz. 5. Structure du Soleil
Photon(du grec phos- lumière), particule élémentaire capable d’exister uniquement en se déplaçant à la vitesse de la lumière.
Plus près de la surface du Soleil, un mélange vortex du plasma se produit et l'énergie est transférée à la surface.
principalement par les mouvements de la substance elle-même. Cette méthode de transfert d'énergie est appelée convection, et la couche du Soleil où cela se produit est zone convective. L'épaisseur de cette couche est d'environ 200 000 km.
Au-dessus de la zone convective se trouve l'atmosphère solaire, qui fluctue constamment. Des ondes verticales et horizontales d'une longueur de plusieurs milliers de kilomètres s'y propagent. Les oscillations se produisent avec une période d'environ cinq minutes.
La couche interne de l'atmosphère du Soleil est appelée photosphère. Il est constitué de bulles légères. Ce granulés. Leurs tailles sont petites - 1 000 à 2 000 km et la distance qui les sépare est de 300 à 600 km. Environ un million de granules peuvent être observés simultanément sur le Soleil, chacun d'entre eux existant pendant plusieurs minutes. Les granules sont entourés d'espaces sombres. Si la substance monte dans les granules, elle tombe autour d'eux. Les granules créent un fond général sur lequel des formations à grande échelle telles que des facules, des taches solaires, des proéminences, etc. peuvent être observées.
Taches solaires- des zones sombres sur le Soleil dont la température est inférieure à celle de l'espace environnant.
Torches solaires appelés champs lumineux entourant les taches solaires.
Proéminences(de lat. protubéro- gonflement) - condensations denses d'une substance relativement froide (par rapport à la température environnante) qui s'élèvent et sont maintenues au-dessus de la surface du Soleil par un champ magnétique. L'apparition du champ magnétique solaire peut être causée par le fait que les différentes couches du Soleil tournent à des vitesses différentes : les parties internes tournent plus rapidement ; Le noyau tourne particulièrement rapidement.
Les protubérances, les taches solaires et les facules ne sont pas les seuls exemples d'activité solaire. Cela comprend également les orages magnétiques et les explosions, appelés clignote.
Au-dessus de la photosphère se trouve chromosphère- l'enveloppe extérieure du Soleil. L'origine du nom de cette partie de l'atmosphère solaire est associée à sa couleur rougeâtre. L'épaisseur de la chromosphère est de 10 à 15 000 km et la densité de matière est des centaines de milliers de fois inférieure à celle de la photosphère. La température dans la chromosphère augmente rapidement, atteignant des dizaines de milliers de degrés dans ses couches supérieures. Au bord de la chromosphère on observe spicules, représentant des colonnes allongées de gaz lumineux compacté. La température de ces jets est supérieure à la température de la photosphère. Les spicules s'élèvent d'abord de la chromosphère inférieure jusqu'à 5 000-10 000 km, puis retombent, où ils disparaissent. Tout cela se produit à une vitesse d'environ 20 000 m/s. Spi kula vit 5 à 10 minutes. Le nombre de spicules existant simultanément sur le Soleil est d'environ un million (Fig. 6).
Riz. 6. La structure des couches externes du Soleil
Entoure la chromosphère couronne solaire- couche externe de l'atmosphère du Soleil.
La quantité totale d'énergie émise par le Soleil est de 3,86. 1026 W, et seulement un deux milliardième de cette énergie est reçue par la Terre.
Le rayonnement solaire comprend corpusculaire Et un rayonnement électromagnétique.Rayonnement fondamental corpusculaire- il s'agit d'un flux de plasma constitué de protons et de neutrons, ou en d'autres termes - vent ensoleillé, qui atteint l’espace proche de la Terre et circule autour de toute la magnétosphère de la Terre. Un rayonnement électromagnétique- C'est l'énergie rayonnante du Soleil. Il atteint la surface de la Terre sous forme de rayonnement direct et diffus et assure le régime thermique de notre planète.
Au milieu du 19ème siècle. astronome suisse Rudolf Loup(1816-1893) (Fig. 7) ont calculé un indicateur quantitatif de l'activité solaire, connu dans le monde entier sous le nom de nombre de Wolf. Après avoir traité les observations de taches solaires accumulées au milieu du siècle dernier, Wolf a pu établir le cycle moyen d'activité solaire d'un an. En fait, les intervalles de temps entre les années de nombre de loups maximum ou minimum varient de 7 à 17 ans. Simultanément au cycle de 11 ans, un cycle d'activité solaire séculaire, ou plus précisément de 80 à 90 ans, se produit. Se superposant de manière non coordonnée, ils entraînent des changements notables dans les processus qui se déroulent dans l'enveloppe géographique de la Terre.
Le lien étroit entre de nombreux phénomènes terrestres et l'activité solaire a été souligné dès 1936 par A.L. Chizhevsky (1897-1964) (Fig. 8), qui écrivait que l'écrasante majorité des processus physiques et chimiques sur Terre sont le résultat de l'influence de forces cosmiques. Il fut également l'un des fondateurs de sciences telles que héliobiologie(du grec Hélios- soleil), étudiant l'influence du Soleil sur la matière vivante de l'enveloppe géographique de la Terre.
En fonction de l'activité solaire, des phénomènes physiques tels que : les orages magnétiques, la fréquence des aurores boréales, la quantité de rayonnement ultraviolet, l'intensité de l'activité orageuse, la température de l'air, la pression atmosphérique, les précipitations, le niveau des lacs, des rivières, des eaux souterraines, salinité et activité des mers, etc.
La vie des plantes et des animaux est associée à l'activité périodique du Soleil (il existe une corrélation entre la cyclicité solaire et la durée de la saison de croissance des plantes, la reproduction et la migration des oiseaux, des rongeurs, etc.), ainsi que celle des humains. (maladies).
Actuellement, les relations entre les processus solaires et terrestres continuent d'être étudiées à l'aide de satellites artificiels terrestres.
Planètes terrestres
Outre le Soleil, les planètes font partie du système solaire (Fig. 9).
En fonction de leur taille, de leurs caractéristiques géographiques et de leur composition chimique, les planètes sont divisées en deux groupes : planètes terrestres Et planètes géantes. Les planètes telluriques comprennent, et. Ils seront abordés dans cette sous-section.
Riz. 9. Planètes du système solaire
Terre- la troisième planète à partir du Soleil. Une sous-section distincte lui sera consacrée.
Résumons. La densité de la substance de la planète, et compte tenu de sa taille, sa masse, dépend de l’emplacement de la planète dans le système solaire. Comment
Plus une planète est proche du Soleil, plus sa densité moyenne de matière est élevée. Par exemple, pour Mercure, c'est 5,42 g/cm\ Vénus - 5,25, Terre - 5,25, Mars - 3,97 g/cm3.
Les caractéristiques générales des planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre, Mars) sont principalement : 1) des tailles relativement petites ; 2) des températures élevées à la surface et 3) une densité élevée de matière planétaire. Ces planètes tournent relativement lentement sur leur axe et possèdent peu ou pas de satellites. Dans la structure des planètes telluriques, il existe quatre coquilles principales : 1) un noyau dense ; 2) le manteau qui le recouvre ; 3) écorce; 4) coque gaz-eau légère (hors Mercure). Des traces d'activité tectonique ont été trouvées à la surface de ces planètes.
Planètes géantes
Faisons maintenant connaissance avec les planètes géantes, qui font également partie de notre système solaire. Ce , .
Les planètes géantes ont les caractéristiques générales suivantes : 1) grande taille et masse ; 2) tourner rapidement autour d’un axe ; 3) avoir des anneaux et de nombreux satellites ; 4) l'atmosphère est principalement constituée d'hydrogène et d'hélium ; 5) au centre ils ont un noyau chaud de métaux et de silicates.
Ils se distinguent également par : 1) de faibles températures de surface ; 2) faible densité de matière planétaire.
système solaire
L'objet central du système solaire est le Soleil, une étoile de la séquence principale de classe spectrale G2V, une naine jaune. L'écrasante majorité de la masse totale du système est concentrée dans le Soleil (environ 99,866%), il retient les planètes et autres corps appartenant au système Solaire grâce à sa gravité. Les quatre plus gros objets – les géantes gazeuses – représentent 99 % de la masse restante (Jupiter et Saturne représentant la majorité – environ 90 %).
Tailles comparatives des corps du système solaire
Les plus gros objets du système solaire, après le Soleil, sont les planètes
Le système solaire est composé de 8 planètes : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus Et Neptune(classés par ordre de distance au Soleil). Les orbites de toutes ces planètes se situent dans le même plan, appelé plan de l'écliptique.
La position relative des planètes du système solaire
Entre 1930 et 2006, on croyait qu'il y avait 9 planètes dans le système solaire : aux 8 répertoriées, une planète a également été ajoutée. Pluton. Mais en 2006, lors du congrès de l'Union astronomique internationale, la définition d'une planète a été adoptée. Selon cette définition, une planète est un corps céleste qui remplit simultanément trois conditions :
· tourne autour du Soleil sur une orbite elliptique (c'est-à-dire que les satellites des planètes ne sont pas des planètes)
· a une gravité suffisante pour donner une forme proche de la sphérique (c'est-à-dire que la plupart des astéroïdes ne sont pas des planètes qui, bien qu'elles tournent autour du Soleil, n'ont pas de forme sphérique)
· sont dominantes gravitationnelles sur son orbite (c'est-à-dire qu'en dehors d'une planète donnée, il n'y a pas de corps célestes comparables sur la même orbite).
Pluton, ainsi qu'un certain nombre d'astéroïdes (Cérès, Vesta, etc.) remplissent les deux premières conditions, mais ne remplissent pas la troisième. De tels objets sont classés comme planètes naines. En 2014, il y avait 5 planètes naines dans le système solaire : Cérès, Pluton, Haumea, Makemake et Eris ; peut-être qu'à l'avenir, ils incluront également Vesta, Sedna, Orcus et Quaoar. Tous les autres corps célestes du système solaire qui ne sont pas des étoiles, des planètes et des planètes naines sont appelés petits corps du système solaire (satellites planétaires, astéroïdes, planètes, objets de la ceinture de Kuiper et nuages d'Oort).
Les distances au sein du système solaire sont généralement mesurées en unités astronomiques(UN .e.). Une unité astronomique est la distance de la Terre au Soleil (ou, en langage précis, le demi-grand axe de l'orbite terrestre) égale à 149,6. million km (environ 150 millions de km).
Parlons brièvement des objets les plus importants du système solaire (nous étudierons chacun d'eux plus en détail l'année prochaine).
Mercure -la planète la plus proche du Soleil (0,4 UA du Soleil) et la planète avec la plus petite masse (0,055 masse terrestre). L'une des planètes les moins étudiées, car en raison de sa proximité avec le Soleil, Mercure est très difficile à observer depuis la Terre. Le relief de Mercure est similaire à celui de la Lune – avec un grand nombre de cratères d'impact. Les détails caractéristiques du relief de sa surface, en plus des cratères d'impact, sont de nombreux rebords en forme de lobe s'étendant sur des centaines de kilomètres. Les objets à la surface de Mercure portent généralement le nom de personnalités culturelles et artistiques.
Avec une forte probabilité, Mercure est toujours tournée vers le Soleil d'un côté, comme la Lune vers la Terre. Il existe une hypothèse selon laquelle Mercure était autrefois un satellite de Vénus, comme la Lune est proche de la Terre, mais a ensuite été arrachée par la force gravitationnelle du Soleil, mais il n'y a aucune confirmation de cela.
Vénus- la deuxième planète du système solaire la plus éloignée du Soleil. En taille et en gravité, elle n'est pas beaucoup plus petite que la Terre. Vénus est toujours recouverte d'une atmosphère dense à travers laquelle sa surface n'est pas visible. N'a pas de satellite. Un trait caractéristique de cette planète est une pression atmosphérique monstrueusement élevée (100 atmosphères terrestres) et une température de surface atteignant 400-500 degrés Celsius. Vénus est considérée comme le corps le plus chaud du système solaire, après le Soleil. Apparemment, une température aussi élevée ne s'explique pas tant par la proximité du Soleil que par l'effet de serre - l'atmosphère, constituée principalement de dioxyde de carbone, ne libère pas le rayonnement infrarouge (thermique) de la planète dans l'espace.
Dans le ciel terrestre, Vénus est le corps céleste le plus brillant (après le Soleil et la Lune). Sur la sphère céleste, elle ne peut s'éloigner du Soleil que de 48 degrés, donc le soir elle est toujours observée à l'ouest et le matin à l'est, c'est pourquoi Vénus est souvent appelée « l'étoile du matin ». .
Terre- notre planète, la seule à posséder une atmosphère d'oxygène, une hydrosphère, et jusqu'à présent la seule sur laquelle la vie a été découverte. La Terre a un grand satellite - Lune, situé à une distance de 380 000 km. autour de la Terre (27 diamètres terrestres), tournant autour de la Terre avec une période d'un mois. La Lune a une masse 81 fois inférieure à celle de la Terre (ce qui constitue la plus petite différence parmi tous les satellites des planètes du système solaire, c'est pourquoi le système Terre/Lune est parfois appelé planète double). La force de gravité à la surface de la Lune est 6 fois moindre que sur Terre. La Lune n'a pas d'atmosphère.
Mars- la quatrième planète du système solaire, située à une distance du Soleil de 1,52 a .e. et nettement plus petite que la Terre. La planète est recouverte d'une couche d'oxydes de fer, c'est pourquoi sa surface a une couleur rouge orangé distincte, visible même depuis la Terre. C'est à cause de cette couleur, rappelant celle du sang, que la planète a reçu son nom en l'honneur de l'ancien dieu romain de la guerre, Mars.
Il est intéressant de noter que la durée d'un jour sur Mars (la période de sa rotation autour de son axe) est presque égale à celle sur Terre et est de 23,5 heures. Comme la Terre, l'axe de rotation de Mars est incliné par rapport au plan de l'écliptique, il y a donc aussi un changement de saisons. Aux pôles de Mars se trouvent des « calottes polaires », constituées cependant non pas de glace d'eau, mais de dioxyde de carbone. Mars a une atmosphère faible, composée principalement de dioxyde de carbone, dont la pression est d'environ 1 % de celle de la Terre, ce qui est cependant suffisant pour de fortes tempêtes de poussière récurrentes périodiquement. La température à la surface de Mars peut varier de plus 20 degrés Celsius un jour d'été à l'équateur. Il existe de nombreuses preuves que Mars avait autrefois de l'eau (il y a des lits de rivières et des lacs asséchés) et, éventuellement, une atmosphère d'oxygène et de vie ( dont les preuves n'ont pas encore été reçues).
Mars a deux satellites - Phobos et Deimos (ces noms traduits du grec signifient « Peur » et « Horreur »).
Ces quatre planètes – Mercure, Vénus, Terre et Mars – sont collectivement appelées « planètes terrestres" Elles se distinguent des planètes géantes qui les suivent, d'une part par leur taille relativement petite (la Terre est la plus grande d'entre elles), et d'autre part, par la présence d'une surface solide et d'un noyau solide de silicate de fer.
Tailles comparées des planètes telluriques et des planètes naines
Il existe une croyance commune selon laquelle Vénus, la Terre et Mars représentent trois étapes différentes développement de planètes de ce type. Vénus est un modèle de la Terre telle qu'elle était à ses premiers stades de développement, et Mars est un modèle de la Terre telle qu'elle pourrait un jour devenir dans des milliards d'années. Vénus et Mars représentent également, par rapport à la Terre, deux cas diamétralement opposés de formation du climat : sur Vénus, la principale contribution à la formation du climat est apportée par les flux atmosphériques, tandis que pour Mars, avec sa fine atmosphère, le faible rayonnement solaire joue le rôle principal. . La comparaison de ces trois planètes permettra, entre autres, de mieux connaître les lois de formation du climat et de prévoir le temps qu'il fera sur Terre.
Après Mars vient Ceinture d'astéroïdes. Il est intéressant de rappeler l'histoire de sa découverte. En 1766, l'astronome et mathématicien allemand Johann Titius déclara qu'il avait découvert une tendance simple dans l'augmentation des rayons des orbites circumsolaires des planètes. Il a commencé par la séquence 0, 3, 6, 12, ..., dans laquelle chaque terme suivant est formé en doublant le précédent (en commençant par 3 ; c'est-à-dire 3 ∙ 2n, où n = 0, 1, 2, 3, ... ), puis a ajouté 4 à chaque membre de la séquence et a divisé les sommes résultantes par 10. Le résultat a été des prédictions très précises (voir tableau), qui ont été confirmées après la découverte d'Uranus en 1781 :
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Planète |
2 n - 1 |
Rayon orbital (un .e.), calculé par la formule |
Rayon orbital réel |
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Mercure |
0,39 |
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Vénus |
0,72 |
|||
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Terre |
1,00 |
|||
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Mars |
1,52 |
|||
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Jupiter |
5,20 |
|||
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Saturne |
10,0 |
9,54 |
||
|
Uranus |
19,6 |
19,22 |
En conséquence, il s'est avéré qu'entre Mars et Jupiter, il devrait y avoir une planète jusqu'alors inconnue tournant autour du Soleil sur une orbite d'un rayon de 2,8 a. .e. En 1800, un groupe de 24 astronomes fut même créé, effectuant des observations quotidiennes 24 heures sur 24 sur plusieurs des télescopes les plus puissants de cette époque. Mais la première petite planète en orbite entre Mars et Jupiter n'a pas été découverte par eux, mais par l'astronome italien Giuseppe Piazzi (1746-1826), et cela ne s'est pas produit un jour, mais la veille du Nouvel An, le 1er janvier 1801, et cette découverte a marqué le début du X IXe siècle. Le cadeau du Nouvel An a été éloigné du Soleil à une distance de 2,77 UA. e. Cependant, quelques années seulement après la découverte de Piazzi, plusieurs autres petites planètes furent découvertes, appelées astéroïdes, et il y en a aujourd'hui plusieurs milliers.
Quant au règne de Titius (ou, comme on l'appelle aussi, « Règle de Titius-Bode"), puis cela a été confirmé par la suite pour les satellites de Saturne, Jupiter et Uranus, mais... non confirmé pour les planètes découvertes ultérieurement - Neptune, Pluton, Eris, etc. Ce n'est pas confirmé pour exoplanètes(planètes en orbite autour d’autres étoiles). Sa signification physique reste floue. Une explication plausible de la règle est la suivante. Déjà au stade de la formation du système solaire, à la suite des perturbations gravitationnelles provoquées par les protoplanètes et de leur résonance avec le Soleil (dans ce cas, des forces de marée apparaissent et l'énergie de rotation est dépensée pour l'accélération ou plutôt la décélération des marées), un Une structure régulière s'est formée à partir de régions alternées dans lesquelles elles pourraient ou non exister des orbites stables selon les règles des résonances orbitales (c'est-à-dire le rapport des rayons orbitaux des planètes voisines égal à 1/2, 3/2, 5/2, 3/7, etc.). Cependant, certains astrophysiciens pensent que cette règle n’est qu’une coïncidence.
La ceinture d'astéroïdes est suivie de 4 planètes, appelées planètes géantes: Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Jupiter a une masse 318 fois supérieure à celle de la Terre et 2,5 fois plus massive que toutes les autres planètes réunies. Il est constitué principalement d'hydrogène et d'hélium. La température interne élevée de Jupiter provoque de nombreuses structures vortex semi-permanentes dans son atmosphère, telles que des bandes nuageuses et la Grande Tache Rouge.
Fin 2014, Jupiter comptait 67 lunes. Les quatre plus grands - Ganymède, Callisto, Io et Europe - ont été découverts par Galilée en 1610 et sont donc appelés Galiléen satellites. Le plus proche d'entre eux de Jupiter est Et à propos– possède l’activité volcanique la plus puissante de tous les corps du système solaire. Le plus éloigné - L'Europe - au contraire, il est recouvert d'une couche de glace de plusieurs kilomètres, sous laquelle se trouve peut-être un océan d'eau liquide. Ganymède et Callisto occupent un état intermédiaire entre eux. Ganymède, la plus grande lune du système solaire, est plus grande que Mercure. Avec l'aide de télescopes au sol, au cours des 350 années suivantes, 10 autres satellites de Jupiter ont été découverts. Ainsi, depuis le milieu du XXe siècle, on a longtemps cru que Jupiter n'avait que 14 satellites. Les 53 satellites restants ont été découverts grâce à des stations interplanétaires automatiques qui ont visité Jupiter.
Saturne- une planète proche de Jupiter et célèbre pour son système d'anneaux (qui constituent un grand nombre de petits satellites de la planète - une ceinture similaire à la ceinture d'astéroïdes autour du Soleil). Jupiter, Uranus et Neptune ont également des anneaux similaires, mais seuls les anneaux de Saturne sont visibles même avec un télescope ou des jumelles faibles.
Bien que le volume de Saturne soit 60 % de celui de Jupiter, sa masse (95 masses terrestres) est inférieure à un tiers de celle de Jupiter ; ainsi, Saturne est la planète la moins dense du système solaire (sa densité moyenne est inférieure à la densité de l'eau).
Fin 2014, Saturne comptait 62 lunes connues. Le plus grand d'entre eux est Titan, plus grand que Mercure. C'est le seul satellite de la planète qui possède une atmosphère (ainsi que des masses d'eau et de pluie, mais pas d'eau, mais d'hydrocarbures) ; et le seul satellite de la planète (sans compter la Lune) sur lequel un atterrissage en douceur a été effectué.
En étudiant les planètes autour d’autres étoiles, il s’est avéré que Jupiter et Saturne appartiennent à la classe de planètes appelées « Jupiters" Leur point commun est qu’il s’agit de boules de gaz d’une masse et d’un volume nettement supérieurs à ceux de la Terre, mais d’une faible densité moyenne. Ils n'ont pas de surface solide et sont constitués de gaz dont la densité augmente à mesure qu'on s'approche du centre de la planète ; peut-être que dans leurs profondeurs l'hydrogène est comprimé dans un état métallique.
Tailles comparées des planètes géantes avec les planètes telluriques et les planètes naines
Les deux planètes géantes suivantes - Uranus et Neptune - appartiennent à la classe des planètes appelées " Neptune" En taille, masse et densité, elles occupent une position intermédiaire entre les « Jupiters » et les planètes telluriques. La question reste de savoir s’ils ont une surface solide (très probablement constituée de glace d’eau) ou s’il s’agit de boules de gaz comme Jupiter et Saturne.
UranusAvec une masse 14 fois supérieure à celle de la Terre, c'est la plus légère des planètes extérieures. Ce qui la rend unique parmi les autres planètes, c'est qu'elle tourne « couchée sur le côté » : l'inclinaison de son axe de rotation par rapport au plan de l'écliptique est d'environ 98°. Si d’autres planètes peuvent être comparées à des toupies, alors Uranus ressemble davantage à une boule qui roule. Son noyau est beaucoup plus froid que celui des autres géantes gazeuses et rayonne très peu de chaleur dans l’espace. En 2014, Uranus compte 27 lunes connues ; les plus grands sont Titania, Oberon, Umbriel, Ariel et Miranda (du nom de personnages des œuvres de Shakespeare).
Tailles comparées de la Terre et des plus gros satellites des planètes
Neptune, bien que légèrement plus petite qu'Uranus, est plus massive (17 masses terrestres) et donc plus dense. Il émet plus de chaleur interne, mais pas autant que Jupiter ou Saturne. Neptune possède 14 lunes connues. Les deux plus grands sont Triton Et Néréide, découvert à l’aide de télescopes au sol. Triton est géologiquement actif, avec des geysers d'azote liquide. Les lunes restantes ont été découvertes par la sonde spatiale Voyager 2, qui a survolé Neptune en 1989.
Pluton- une planète naine découverte en 1930 et jusqu'en 2006 était considérée comme une planète à part entière. L'orbite de Pluton diffère fortement des autres planètes, d'une part, en ce qu'elle ne se situe pas dans le plan de l'écliptique, mais est inclinée par rapport à celui-ci de 17 degrés, et, d'autre part, si les orbites des autres planètes sont proches du cercle, alors Pluton peut alternativement s'approcher Le soleil est à une distance de 29,6 a. e., étant plus proche de Neptune, il s'éloigne de 49,3 a. e.
Pluton a une atmosphère faible, qui tombe à sa surface sous forme de neige en hiver et enveloppe à nouveau la planète en été.
En 1978, un satellite fut découvert près de Pluton, appelé Charon. Le centre de masse du système Pluton-Charon se trouvant à l’extérieur de leurs surfaces, ils peuvent être considérés comme un système planétaire double. Quatre lunes plus petites – Nix, Hydra, Kerberos et Styx – orbitent autour de Pluton et Charon.
Avec Pluton, la situation qui s'est produite en 1801 avec Cérès, qui était d'abord considérée comme une planète distincte, mais qui s'est ensuite avérée n'être qu'un des objets de la ceinture d'astéroïdes, s'est répétée. De la même manière, Pluton s'est avéré n'être qu'un des objets de la « deuxième ceinture d'astéroïdes », appelée « Ceinture de Kuiper" Seulement dans le cas de Pluton, la période d'incertitude a duré plusieurs décennies, pendant lesquelles la question restait ouverte de savoir si la dixième planète du système solaire existait. Et seulement au tournant XX et XXI siècles, il s'est avéré qu'il existe de nombreuses « dixièmes planètes », et Pluton en fait partie.
Caricature "expulsion de Pluton de la liste des planètes"
Ceinture Kuiper s'étend entre 30 et 55 heures du matin. e. du soleil. Composé principalement de petits corps du système solaire, mais bon nombre de ses plus grands objets, tels que Quaoar, Varuna et Orcus, pourraient être reclassé en planètes naines après avoir clarifié leurs paramètres. On estime que plus de 100 000 objets de la ceinture de Kuiper ont un diamètre supérieur à 50 km, mais la masse totale de la ceinture ne représente qu'un dixième, voire un centième, de la masse de la Terre. De nombreux objets de la ceinture ont plusieurs satellites et la plupart des objets ont des orbites en dehors du plan de l'écliptique.
Outre Pluton, parmi les objets de la ceinture de Kuiper, le statut de planète naine est Hauméa(plus petit que Pluton, a une forme très allongée et une période de rotation autour de son axe d'environ 4 heures ; deux satellites et au moins huit autres trans-neptunien les objets font partie de la famille Haumea ; l'orbite a une grande inclinaison par rapport au plan de l'écliptique - 28°) ; Fairefaire(deuxième en luminosité apparente dans la ceinture de Kuiper après Pluton ; a un diamètre de 50 à 75 % du diamètre de Pluton, l'orbite est inclinée de 29°) et Éris(le rayon de l'orbite est en moyenne de 68 UA, le diamètre est d'environ 2400 km, soit 5% plus grand que celui de Pluton, et c'est sa découverte qui a donné lieu à une controverse sur ce qu'il faut exactement appeler une planète). Eris a un satellite - Dysnomie. Comme Pluton, son orbite est extrêmement allongée, avec un périhélie de 38,2 UA. e. (distance approximative de Pluton au Soleil) et aphélie 97,6 a. e.; et l'orbite est fortement (44,177°) inclinée par rapport au plan de l'écliptique.
Tailles comparatives des objets de la ceinture de Kuiper
Spécifique trans-neptunien l'objet est Sédna, qui a une orbite très allongée - d'environ 76 UA. e. au périhélie jusqu'à 975 av. C'est-à-dire à l'aphélie et avec une période orbitale de plus de 12 mille ans.
Une autre classe de petits corps du système solaire est comètes, constitué principalement de substances volatiles (glaces). Leurs orbites sont très excentriques, avec généralement un périhélie dans les orbites des planètes intérieures et un aphélie bien au-delà de Pluton. Lorsqu’une comète entre dans le système solaire interne et s’approche du soleil, sa surface glacée commence à s’évaporer et à s’ioniser, créant un coma, un long nuage de gaz et de poussière souvent visible depuis la Terre à l’œil nu. La plus célèbre est la comète de Halley, qui revient vers le Soleil tous les 75 à 76 ans (la dernière fois remonte à 1986). La plupart des comètes ont une période de rotation de plusieurs milliers d'années.
La source des comètes est Nuage d'Oort. Il s'agit d'un nuage sphérique d'objets de glace (jusqu'à un billion). La distance estimée entre les limites extérieures du nuage d'Oort et le Soleil est de 50 000 UA. e. (environ 1 année-lumière) à 100 000 a. e. (1,87 années-lumière).
La question de savoir où se termine exactement le système solaire et où commence l’espace interstellaire est controversée. Deux facteurs sont considérés comme essentiels dans leur détermination : le vent solaire et la gravité solaire. La limite extérieure du vent solaire est héliopause, derrière lui, le vent solaire et la matière interstellaire se mélangent et se dissolvent mutuellement. L'héliopause est environ quatre fois plus éloignée que Pluton et est considérée comme le début du milieu interstellaire.
Questions et tâches :
1. lister les planètes du système solaire. Nommez les principales caractéristiques de chacun d’eux
2. quel est l'objet central du système solaire ?
3. Comment les distances à l’intérieur du système solaire sont-elles mesurées ? À quoi équivaut 1 unité astronomique ?
4. Quelle est la différence entre les planètes telluriques, les planètes géantes, les planètes naines et les petits corps du système solaire ?
5. En quoi les classes de planètes appelées « Terres », « Jupiters » et « Neptunes » diffèrent-elles les unes des autres ?
6. nommer les principaux objets de la ceinture d'astéroïdes et de la ceinture de Kuiper. Lesquelles d’entre elles sont classées comme planètes naines ?
7. Pourquoi Pluton a-t-elle cessé d'être considérée comme une planète en 2006 ?
8. Certains satellites de Jupiter et de Saturne sont plus grands que la planète Mercure. Pourquoi alors ces satellites ne sont-ils pas considérés comme des planètes ?
9. Où s’arrête le système solaire ?
(lat. Sol) - la seule étoile. et sept autres tournent autour du Soleil. En plus d'eux, des comètes, des astéroïdes et d'autres petits objets tournent autour du Soleil.
Le soleil est comme une étoile
Le Soleil est le corps central et massif du système solaire. Sa masse est environ 333 000 fois celle de la Terre et 750 fois la masse de toutes les autres planètes réunies. Le soleil est une puissante source d'énergie qu'il émet en permanence dans toutes les parties du spectre des ondes électromagnétiques - des rayons X et ultraviolets aux ondes radio. Ce rayonnement affecte tous les corps du système solaire : il les réchauffe, affecte les atmosphères des planètes et fournit la lumière et la chaleur nécessaires à la vie sur Terre.
Ensemble, le Soleil est l'étoile la plus proche de nous, dans laquelle, contrairement à toutes les autres étoiles, il est possible d'observer le disque et, à l'aide d'un télescope, d'en étudier de petits détails, pouvant atteindre plusieurs centaines de kilomètres. Il s’agit d’une étoile typique, son étude permet donc de comprendre la nature des étoiles en général. Selon la classification stellaire, le Soleil possède une classe spectrale G2V. Dans la littérature populaire, le Soleil est souvent classé parmi les naines jaunes.
Le diamètre angulaire apparent du Soleil varie quelque peu en raison de l'ellipticité de l'orbite terrestre. En moyenne, il est d'environ 32" ou 1/107 Radian, c'est-à-dire que le diamètre du Soleil est de 1/107 UA, soit environ 1 400 000 km.
Structure du Soleil
Comme toutes les étoiles, le Soleil est une boule de gaz brûlante. La composition chimique (en nombre d'atomes) a été déterminée à partir d'une analyse du spectre solaire :
- l'hydrogène représente environ 90 %,
- hélium - 10%,
- autres éléments - moins de 0,1%.
La matière sur le Soleil est hautement ionisée, c'est-à-dire les atomes ont perdu leurs électrons externes et sont devenus avec eux des particules libres de gaz ionisé - le plasma.
La densité moyenne de la matière solaire est ρ ≈ 1400 kg/m³. Cette valeur est proche de la densité de l’eau et mille fois supérieure à la densité de l’air à la surface de la Terre. Cependant, dans les couches externes du Soleil, la densité est des millions de fois inférieure et au centre, elle est 100 fois supérieure à la moyenne.
Les calculs prenant en compte l'augmentation de la densité et de la température vers le centre montrent qu'au centre du Soleil la densité est d'environ 1,5 × 105 kg/m³, la pression est d'environ 2 × 1018 Pa et la température est d'environ 15 millions de K.
A cette température, les noyaux des atomes d'hydrogène (protons et deutons) ont des vitesses très élevées (centaines de kilomètres par seconde) et peuvent se rapprocher les uns des autres, malgré l'action de la force répulsive électrostatique. Certaines collisions entraînent des réactions nucléaires qui forment de l'hélium à partir de l'hydrogène et libèrent des quantités importantes d'énergie, qui sont converties en chaleur. Ces réactions sont la source d'énergie du Soleil au stade actuel de son évolution. En conséquence, la quantité d’hélium dans la partie centrale de l’étoile augmente progressivement et la quantité d’hydrogène diminue.
Le flux d'énergie provenant des profondeurs du Soleil est transmis aux couches externes et réparti sur une zone de plus en plus grande. En conséquence, la température du plasma solaire diminue avec l’éloignement du centre. Selon la température et la nature des processus qui la déterminent, le Soleil peut être divisé en 4 parties :
- la partie intérieure centrale (noyau), où la pression et la température assurent le déroulement des réactions nucléaires, elle s'étend du centre vers
- distance environ 1/3 de rayon
- zone radiante (distance de 1/3 à 2/3 de rayon), dans laquelle l'énergie est transférée vers l'extérieur à la suite de l'absorption et de l'émission séquentielles de quanta d'énergie électromagnétique ;
- zone convective - du haut de la zone « radiante » presque jusqu'à la surface visible du Soleil. Ici, la température diminue rapidement à mesure qu'elle s'approche de la surface visible de l'étoile, ce qui entraîne une augmentation de la concentration d'atomes neutres, la substance devient plus transparente, le transfert radiant devient moins efficace et la chaleur est transférée principalement en raison du mélange de la substance. (convection), semblable à l'ébullition d'un liquide dans un récipient chauffé par le bas ;
- l'atmosphère solaire, qui commence juste au-delà de la zone convective et s'étend bien au-delà du disque visible du Soleil. La couche inférieure de l'atmosphère est la photosphère, une fine couche de gaz que nous percevons comme la surface du Soleil. Les couches supérieures de l'atmosphère ne sont pas directement visibles en raison d'une raréfaction importante ; elles peuvent être observées soit lors d'éclipses totales de Soleil, soit à l'aide d'instruments spéciaux.
Éruption solaire
L'atmosphère solaire peut être divisée en plusieurs couches.
La couche profonde de l'atmosphère, d'une épaisseur de 200 à 300 km, est appelée photosphère (sphère de lumière). Presque toute l’énergie observée dans la partie visible du spectre en est émise.
Sur les photographies de la photosphère, sa structure fine est clairement visible sous la forme de « grains » brillants - des granules d'une taille d'environ 1 000 km, séparés par d'étroits espaces sombres. Cette structure est appelée granulation. C'est le résultat du mouvement des gaz qui se produit dans la zone convective du Soleil située sous l'atmosphère.
Dans la photosphère, comme dans les couches plus profondes du Soleil, la température diminue avec l'éloignement du centre, variant d'environ 8 000 à 4 000 K : les couches externes de la photosphère se refroidissent en raison de leur rayonnement vers l'espace interplanétaire.
Dans le spectre du rayonnement visible du Soleil, il se forme presque entièrement dans la photosphère ; les raies d'absorption sombres correspondent à une diminution de température dans les couches externes. On les appelle lignes Fraunhofer en l'honneur de l'opticien allemand I. Fraunhofer (1787-1826), qui a dessiné pour la première fois plusieurs centaines de lignes de ce type en 1814. Pour la même raison (une diminution de la température depuis le centre du Soleil), le disque solaire apparaît plus sombre plus près du bord.
Dans les couches supérieures de la photosphère, la température est d'environ 4000 K. A cette température et avec une densité de 10 -3 -10 -4 kg/m³, l'hydrogène devient quasiment neutre. Seulement environ 0,01 % des atomes, principalement des métaux, sont ionisés.
Cependant, plus haut dans l’atmosphère, la température, et avec elle l’ionisation, recommence à augmenter, d’abord lentement, puis très rapidement. La partie de l'atmosphère solaire dans laquelle la température augmente et où l'hydrogène, l'hélium et d'autres éléments sont successivement ionisés est appelée la chromosphère ; sa température est de plusieurs dizaines et centaines de milliers de kelvins. La chromosphère est visible autour du disque sombre sous la forme d'une bordure rose brillante lors des rares moments d'éclipses solaires totales. Au-dessus de la chromosphère, la température des gaz solaires est de 10 6 - 2 × 10 6 K et reste ensuite presque inchangée sur de nombreux rayons du Soleil. Cette coquille raréfiée et chaude s’appelle la couronne solaire. Sous la forme d'une lueur nacrée rayonnante, il peut être observé pendant la phase totale d'une éclipse solaire, il présente alors un spectacle d'une beauté inhabituelle. En « s'évaporant » dans l'espace interplanétaire, le gaz corona forme un flux de plasma chaud et raréfié, venant constamment du Soleil et appelé vent solaire.
La chromosphère et la couronne sont mieux observées depuis les satellites et les stations spatiales en orbite dans les rayons ultraviolets et X.
Au fil du temps, dans certaines parties de la photosphère, les espaces sombres entre les granules augmentent, de petits pores ronds se forment, certains d'entre eux se transforment en de grandes taches sombres entourées de particules constituées de granules photosphériques allongés et radialement allongés.
En observant les taches solaires à travers un télescope, Galilée a remarqué qu'elles se déplaçaient le long du disque visible du Soleil. Sur cette base, il a conclu que le Soleil tourne autour de son axe. La vitesse angulaire de rotation de l'étoile diminue de l'équateur aux pôles, les points de l'équateur effectuent une rotation complète en 25 jours et près des pôles, la période sidérale de révolution du Soleil augmente jusqu'à 30 jours. La Terre se déplace sur son orbite dans le même sens que celui du Soleil. Par conséquent, par rapport à un observateur terrestre, la période de sa rotation est plus longue et la tache au centre du disque solaire traversera à nouveau le méridien central du Soleil en 27 jours.
Faits intéressants
- La densité moyenne du Soleil n'est que de 1,4 g/cm³, soit égale à la densité de l’eau de la Mer Morte.
- Chaque seconde, le Soleil émet 100 000 fois plus d’énergie que l’humanité n’en a produit au cours de toute son histoire.
- La consommation d'énergie spécifique (par unité de masse) du Soleil n'est que de 2 × 10 -4 W/kg, soit à peu près la même chose qu’un tas de feuilles pourries.
- Le 8 avril 1947, la plus grande accumulation de taches solaires a été enregistrée à la surface de l'hémisphère sud du Soleil pendant toute la période d'observation.
- Sa longueur était de 300 000 km et sa largeur de 145 000 km. Il faisait environ 36 fois la superficie de la Terre et était facilement visible à l'œil nu au coucher du soleil.
- La nouvelle monnaie du Pérou (nouveau sol) porte le nom du Soleil.
3. Le Soleil est le corps central de notre système planétaire
Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, qui est une boule de plasma chaude. Il s'agit d'une gigantesque source d'énergie : sa puissance de rayonnement est très élevée - environ 3,8610 23 kW. Chaque seconde, le Soleil émet une telle quantité de chaleur qui suffirait à faire fondre la couche de glace entourant le globe, épaisse de mille kilomètres. Le soleil joue un rôle exceptionnel dans l’émergence et le développement de la vie sur Terre. Une partie insignifiante de l’énergie solaire atteint la Terre, grâce à laquelle l’état gazeux de l’atmosphère terrestre est maintenu, les surfaces des terres et des plans d’eau sont constamment chauffées et l’activité vitale des animaux et des plantes est assurée. Une partie de l’énergie solaire est stockée dans les entrailles de la Terre sous forme de charbon, de pétrole et de gaz naturel.
Il est généralement admis que dans les profondeurs du Soleil, à des températures extrêmement élevées – environ 15 millions de degrés – et à des pressions monstrueuses, se produisent des réactions thermonucléaires qui s’accompagnent de la libération d’énormes quantités d’énergie. Une telle réaction peut être la fusion de noyaux d’hydrogène, qui produit les noyaux d’un atome d’hélium. On estime que chaque seconde dans les profondeurs du Soleil, 564 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en 560 millions de tonnes d'hélium, et les 4 millions de tonnes d'hydrogène restantes sont converties en rayonnement. La réaction thermonucléaire se poursuivra jusqu'à épuisement des réserves d'hydrogène. Ils représentent actuellement environ 60 % de la masse du Soleil. Une telle réserve devrait suffire pour au moins plusieurs milliards d’années.
Presque toute l'énergie du Soleil est générée dans sa région centrale, d'où elle est transférée par rayonnement, puis dans la couche externe, elle est transférée par convection. La température effective de la surface solaire – la photosphère – est d’environ 6 000 K.
Notre Soleil n'est pas seulement une source de lumière et de chaleur : sa surface émet des flux d'ultraviolets et de rayons X invisibles, ainsi que des particules élémentaires. Bien que la quantité de chaleur et de lumière envoyée à la Terre par le Soleil reste constante sur plusieurs centaines de milliards d'années, l'intensité de son rayonnement invisible varie considérablement : elle dépend du niveau d'activité solaire.
On observe des cycles au cours desquels l'activité solaire atteint sa valeur maximale. Leur fréquence est de 11 ans. Au cours des années de plus grande activité, le nombre de taches et d'éruptions à la surface du Soleil augmente, des orages magnétiques se produisent sur Terre, l'ionisation des couches supérieures de l'atmosphère augmente, etc.
Le soleil a une influence notable non seulement sur des processus naturels tels que le temps et le magnétisme terrestre, mais également sur la biosphère - le monde animal et végétal de la Terre, y compris l'homme.
On suppose que l'âge du Soleil est d'au moins 5 milliards d'années. Cette hypothèse est basée sur le fait que, selon les données géologiques, notre planète existe depuis au moins 5 milliards d'années et que le Soleil s'est formé encore plus tôt.
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