Système solaire. Soleil. C’est une question logique : qu’est-ce que le Soleil ?

Tôt ou tard, chaque terrien se pose cette question, car l'existence de notre planète dépend du Soleil, et c'est son influence qui détermine tous les processus les plus importants sur Terre. Le soleil est une étoile.


Il existe un certain nombre de critères selon lesquels un corps céleste peut être classé comme planète ou étoile, et le Soleil répond exactement aux caractéristiques inhérentes aux étoiles.

Principales caractéristiques des étoiles

Tout d’abord, une étoile diffère d’une planète par sa capacité à émettre de la chaleur et de la lumière. Les planètes ne reflètent que la lumière et sont essentiellement des corps célestes sombres. La température de surface de n’importe quelle étoile est bien supérieure à la température de surface.

température moyenne La surface des étoiles peut se situer entre 2 000 et 40 000 degrés, et plus elle est proche du noyau de l'étoile, plus cette température est élevée. Près du centre de l’étoile, elle peut atteindre des millions de degrés. La température à la surface du Soleil est de 5,5 mille degrés Celsius et à l'intérieur du noyau, elle atteint 15 millions de degrés.

Les étoiles, contrairement aux planètes, n'ont pas d'orbite, alors que toute planète se déplace sur son orbite par rapport à l'étoile qui forme le système. Dans le système solaire, toutes les planètes, leurs satellites, météorites, comètes, astéroïdes et poussières cosmiques se déplacent autour du Soleil. Le Soleil est la seule étoile du système solaire.


Toute étoile avec sa masse dépasse même la plus grande planète. Le Soleil représente presque toute la masse de l'ensemble système solaire– la masse de l'étoile représente 99,86% du volume total.

Le diamètre du Soleil à l'équateur est de 1 million 392 mille kilomètres, soit 109 fois plus grand que le diamètre équatorial de la Terre. Et la masse du soleil est environ 332 950 fois supérieure à la masse de notre planète – elle est de 2x10 à la puissance 27 de la tonne.

Les étoiles sont constituées principalement d’éléments légers, contrairement aux planètes, qui sont constituées de particules solides et légères. Le soleil contient 73 % en masse et 92 % en volume d'hydrogène, 25 % en masse et 7 % en volume d'hélium. Une très petite part (environ 1%) est constituée d'une quantité insignifiante d'autres éléments - nickel, fer, oxygène, azote, soufre, silicium, magnésium, calcium, carbone et chrome.

Un autre poinçonnerétoiles - réactions nucléaires ou thermonucléaires se produisant à sa surface. Ce sont les réactions qui se produisent à la surface du Soleil : certaines substances se transforment rapidement en d'autres, libérant grande quantité chaleur et lumière.

Ce sont les produits des réactions thermonucléaires se produisant dans le Soleil qui fournissent à la Terre l'énergie nécessaire. Mais à la surface des planètes, de telles réactions ne sont pas observées.

Les planètes possèdent souvent des satellites, certains corps célestes en possèdent même plusieurs. Une étoile ne peut pas avoir de satellites. Bien qu'il existe également des planètes sans satellites, ce signe peut donc être considéré comme indirect : l'absence de satellite n'est pas encore un indicateur que le corps céleste est une étoile. Pour ce faire, les autres signes répertoriés doivent également être présents.

Le soleil est une étoile typique

Ainsi, le centre de notre système solaire - le Soleil - est une étoile classique : elle est beaucoup plus grande et plus lourde que même la plus grande étoile. planètes majeures, composé à 99 % d'éléments légers, émet de la chaleur et de la lumière lors de réactions thermonucléaires se produisant à sa surface. Le soleil n'a pas d'orbite ni de satellites, mais huit planètes et autres corps célestes qui font partie du système solaire tournent autour de lui.

Le Soleil, pour une personne qui l'observe depuis la Terre, n'est pas un petit point, comme les autres étoiles. Nous voyons le Soleil comme un grand disque brillant car il est situé assez près de la Terre.

Si le Soleil, comme les autres étoiles visibles dans le ciel nocturne, s’éloignait de plusieurs milliards de kilomètres de notre planète, nous le verrions comme la même petite étoile que nous voyons aujourd’hui. À l’échelle cosmique, la distance entre la Terre et le Soleil – 149 millions de kilomètres – n’est pas considérée comme grande.

Par classement scientifique Le Soleil appartient à la catégorie des naines jaunes. Son âge est d'environ cinq milliards d'années et il brille d'une lumière vive et même jaune. Pourquoi la lumière du Soleil ? Cela est dû à sa température. Pour comprendre comment se forme la couleur des étoiles, on peut rappeler l'exemple du fer chaud : il devient d'abord rouge, puis acquiert un ton orange, puis jaune.


Si le fer pouvait être chauffé davantage, il deviendrait blanc puis bleu. Les étoiles bleues sont les plus chaudes : la température à leur surface est supérieure à 33 000 degrés.

Le Soleil appartient à la catégorie des étoiles jaunes. Il est intéressant de noter que dans un rayon de dix-sept années-lumière, où se trouvent environ cinquante systèmes stellaires, le Soleil est la quatrième étoile la plus brillante.

Nous sommes tous habitués à voir chaque jour un corps céleste brillant, nous apportant chaleur et lumière. Mais est-ce que tout le monde sait ce qu’est le Soleil ? Comment ça marche et qu'est-ce que c'est ?

Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, il occupe lieu central dans le système solaire. Il s’agit d’une énorme boule de gaz chaude (principalement de l’hydrogène). La taille de cette étoile est si grande qu’elle pourrait facilement accueillir un million de planètes semblables à la nôtre.

Le Soleil a joué un rôle décisif dans le développement de la vie sur notre planète et a créé les conditions nécessaires à la formation d'autres corps dans son système. Observer le Soleil a toujours été une activité importante. Les gens ont toujours été conscients de son pouvoir vital et l’ont également utilisé pour calculer le temps. L'intérêt pour l'énergie solaire et ses possibilités augmente chaque jour. Le chauffage solaire utilisant des capteurs devient de plus en plus populaire. Compte tenu des prix de gaz naturel, une telle alternative gratuite semble encore plus tentante.

Qu'est-ce que le Soleil ? A-t-il toujours existé ?

Comme les scientifiques l'ont découvert, elle brille depuis des millions d'années et est née, avec le reste des planètes du système, d'un énorme nuage de poussière et de gaz. Le nuage sphérique s'est comprimé et sa rotation s'est intensifiée, puis il s'est transformé en disque (sous l'influence de toute la matière du nuage, il s'est déplacé vers le centre de ce disque, formant une boule. C'est probablement ainsi qu'est né le Soleil. À Au début, il faisait froid, mais une compression constante le rendait progressivement plus chaud.

Il est très difficile d’imaginer ce qu’est réellement le Soleil. Au centre de ce corps massif et lumineux, la température atteint 15 000 000 degrés. La surface émettrice s’appelle la photosphère. Il a une structure granuleuse (granulaire). Chacun de ces « grains » représente une substance brûlante de la taille de l’Allemagne qui remonte à la surface. Des zones sombres peuvent souvent être observées à la surface du Soleil

Le Soleil est le corps central du système solaire, « le nôtre », et donc l'étoile la plus proche de nous (la distance moyenne de la Terre est d'environ 149,6 millions de km). Le Soleil est une boule de plasma géante qui retient tous les autres corps du système solaire autour de lui grâce à sa gravité. Le rayonnement solaire est la principale source d’énergie nécessaire à la vie sur Terre.

Le Soleil est l’une des centaines de milliards d’étoiles de notre Galaxie ; situé dans l'un de ses bras à environ 25 000-28 000 années-lumière du centre de la Voie Lactée et fait une révolution en environ 226 millions d'années. L'âge du Soleil est de 5 milliards d'années. La classe spectrale du Soleil est G2V, c'est une naine jaune.
caractéristiques physiques
Rayon Co La Lune mesure 696 000 km, soit 109 fois le rayon de la Terre, à la fois polaire et équatoriale Les diamètres ne diffèrent pas de plus de 10 km. En conséquence, le volume du Soleil dépasse celui de la Terre de 1,3 million de fois. La masse du Soleil est de 1,99 1 030 kg, soit 330 000 fois la masse de la Terre. La densité moyenne du Soleil est faible - seulement 1,4 g/cm3, bien qu'au centre du Soleil elle atteigne 150 g/cm3. L'accélération de la gravité à la surface du Soleil est de 274 m/s2 et la deuxième vitesse de fuite est de 618 km/s.

Chaque seconde, le Soleil émet 3,84 1026 J d'énergie, ce qui en équivalent d'énergie massique correspond à une perte de masse de 4,26 millions de tonnes par seconde. La température de la surface visible du Soleil est de 5 800 K ; au centre du Soleil, la température atteint 15 000 000 K.

Depuis la Terre, le Soleil apparaît comme un disque d'une brillance éblouissante avec une taille angulaire d'environ un demi-degré (apparente taille angulaire Le Soleil change légèrement tout au long de l'année en raison des changements dans la distance Soleil-Terre au cours du mouvement orbital annuel de la Terre). La magnitude du Soleil est de 26,7 m ; ce

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o l'objet le plus brillant du ciel terrestre.

Les observations de détails à la surface du Soleil montrent qu'il tourne autour d'un axe incliné par rapport au plan de l'orbite terrestre à 82° 45". Dans le même temps, les couches superficielles du Soleil ne tournent pas comme un corps solide - le la vitesse angulaire de rotation diminue à mesure qu'elle s'approche des pôles, de sorte que le point à l'équateur Le soleil fait un tour en 25 jours et un point près du pôle - en 30 jours.

Voir aussi : Masse solaire, Rayon solaire, Luminosité solaire.
Spectre et composition chimique du Soleil
Dans la région visible, le Soleil émet un spectre continu, sur lequel sont visibles des dizaines de milliers de raies d'absorption sombres, formées lorsque la lumière du soleil traverse l'atmosphère du Soleil et de la Terre. Elles ont été décrites pour la première fois en 1814 par le physicien autrichien Fraunhofer et sont donc souvent appelées lignes de Fraunhofer. Leur étude nous permet de juger composition chimique Soleil. Il a été établi que la prédominance éléments chimiques dans le Soleil se trouvent l'hydrogène et l'hélium. L'hydrogène représente 92 % en nombre d'atomes et 70 % en masse, l'hélium - 7,8 % et 29 %, respectivement. Les éléments restants combinés représentent moins d’un pour cent de la masse du Soleil.
Sources d'énergie solaire
La source de l'énergie du Soleil réside dans les réactions de fusion thermonucléaire qui se produisent dans ses profondeurs. Cette idée a été suggérée pour la première fois par le remarquable astronome anglais Arthur Eddington (1882-1944) en 1920. Par la suite, d’autres scientifiques ont développé cette idée.

Le résultat net d'une réaction thermonucléaire est la fusion de quatre protons pour former le noyau d'un atome d'hélium et libérer une énergie équivalente à 0,7 % de la masse de ces protons. Cette réaction, appelée cycle proton-proton, se déroule en trois étapes. Premièrement, deux protons, ayant suffisamment d'énergie pour franchir la barrière coulombienne, fusionnent pour former un deuton - le noyau d'un atome d'hydrogène, un positron et un neutrino électronique ; puis le deuton fusionne avec un proton, formant le noyau d'un atome de l'isotope léger de l'hélium ; enfin, les deux noyaux d'un atome d'hélium-3 fusionnent pour former le noyau d'un atome d'hélium-4. Cela libère deux protons. p + p 2D + e+ + e 2D + p 3He + 3He + 3He 4He + 2p

Utiliser la formulation d'Albert Einstein loi de la relation entre la masse et l'énergie on peut calculer que dans la réaction indiquée, 6,3 × 1013 joules sont libérés pour chaque kilogramme d'hydrogène.

La réaction a lieu à des températures d'environ 10 millions de K, dans la région « centrale » du Soleil avec un rayon égal à environ un quart de celui solaire. Le transfert d'énergie du noyau solaire vers la surface se produit extrêmement lentement, d'abord en raison de l'absorption et de la réémission, puis en raison de la convection.

Le temps nécessaire au Soleil pour épuiser ses réserves d'hydrogène au point que la réaction thermonucléaire hydrogène-hélium s'arrête est estimé à 6 milliards d'années.
Evolution du Soleil
L'âge du Soleil est estimé à 4,5 milliards d'années depuis le début de la fusion de l'hydrogène. Pendant ce temps, la luminosité du Soleil a progressivement augmenté. Le carburant hydrogène durera encore environ 6 milliards d’années et la luminosité du Soleil continuera de croître. Après cela, le Soleil se transformera en une géante rouge et sa taille deviendra comparable à la distance entre la Terre et le Soleil. D’ici environ 250 millions d’années, la luminosité du Soleil sera 500 fois plus grande qu’aujourd’hui, ce qui entraînera probablement l’évaporation de toute l’eau sur Terre et la mort de toutes les créatures vivantes sur Terre.

Quelque temps (des centaines de millions d'années) après que le Soleil se soit transformé en géante rouge, le noyau de la géante rouge se contractera et s'échauffera tellement que la réaction de fusion de l'hélium commencera là : les noyaux d'hélium se transformeront en noyaux de carbone et d'oxygène. Pendant des centaines de millions d’années, le Soleil sera une géante rouge, brillant grâce à la fusion de l’hélium. Une fois l’hélium brûlé, il perdra une partie de sa masse et se transformera en nain blanc, initialement rougeoyant en raison de la compression gravitationnelle, puis refroidissant progressivement.
Problème des neutrinos solaires

Au cours des réactions du cycle proton-proton, des neutrinos électroniques sont produits. Pratiquement sans interagir avec la matière, ils quittent librement le noyau du Soleil. Depuis les années 1960, des tentatives ont été faites pour détecter les neutrinos solaires à l’aide d’immenses détecteurs souterrains. Au cours des expériences, des neutrinos solaires ont en effet été découverts et leur origine solaire prouvée. Cependant, dans différentes expériences, le nombre de neutrinos détectés variait entre un tiers et la moitié de celui attendu. Cet écart entre la théorie et l’expérience s’appelle le problème des neutrinos solaires. La résolution de ce problème a nécessité une révision soit des concepts des processus se produisant dans le noyau solaire, soit des propriétés des neutrinos. Des expériences réalisées dans dernières années, a donné l'explication la plus probable selon laquelle la cause de l'écart est la transformation des neutrinos électroniques en d'autres types (neutrinos du muon ou du tau) qui n'ont pas été détectés par les détecteurs.
Structure interne Soleil
Cœur

La partie centrale du Soleil est appelée son noyau. Le rayon du noyau est environ un cinquième du rayon du Soleil.
Zone de rayonnement

Sur un demi-rayon au-dessus du noyau (c'est-à-dire dans la zone de 0,20,7 rayon solaire), il y a zone de transfert d'énergie de rayonnement.
Zone de convection

Plus près de la surface du Soleil, un mélange vortex de matière se produit et le transfert d'énergie se produit principalement par la matière elle-même. Cette méthode de transfert d'énergie est appelée convection, et la couche souterraine du Soleil, où elle se produit, est appelée zone de convection. Selon les hypothèses des chercheurs solaires, son rôle dans la physique des processus solaires est exceptionnellement important, puisque c'est de lui que proviennent divers mouvements de la matière solaire et des champs magnétiques.
Atmosphère du Soleil
Photosphère

Photosphère (couche, émettant de la lumière) atteint une épaisseur d'environ 320 km et forme la surface visible du Soleil. La majeure partie du rayonnement optique (visible) du Soleil provient de la photosphère, mais le rayonnement des couches plus profondes n'atteint plus. La température dans la photosphère atteint en moyenne 5 800 K. Ici, la densité moyenne du gaz est inférieure à 1/1 000 de la densité de l'air terrestre et la température diminue jusqu'à 4 800 K à mesure qu'elle s'approche du bord extérieur de la photosphère. dans de telles conditions reste presque totalement neutre. La photosphère forme la surface visible du Soleil, à partir de laquelle sont déterminées la taille du Soleil, la distance à la surface du Soleil, etc.
Chromosphère

La chromosphère atteint une altitude de 7 000 km, sa température varie de 4 000 K (chromosphère inférieure) à 100 000 K (chromosphère supérieure).
Peut être vu en pleine éclipse solaire en forme d'anneau étroit jaune-rouge. L'épaisseur de la chromosphère est de 12 à 15 000 km.
La chromosphère solaire est très hétérogène : elle contient des formations allongées ressemblant à des flammes, appelées spicules.
Couronne

La couronne passe en douceur dans le milieu interplanétaire ; sa forme et l'intensité de son rayonnement dépendent fortement de la phase du cycle. activité solaire. La température de la couronne atteint 1,8 x 106 K.
vent ensoleillé

Activité solaire et cycle solaire
L'activité solaire est un complexe de phénomènes associés à la génération dans les profondeurs du Soleil et à la montée à sa surface de forts champs magnétiques. Ces champs apparaissent dans la photosphère sous forme de taches solaires et provoquent des phénomènes tels que des éruptions solaires, la génération de flux de particules accélérées, des changements de niveaux un rayonnement électromagnétique Soleils dans différentes gammes, éruptions de masse coronale, variations de la vitesse du vent solaire, etc.

L'activité solaire est également associée à des variations de l'activité géomagnétique, qui sont une conséquence des perturbations du milieu interplanétaire atteignant la Terre, provoquées, à leur tour, par des phénomènes actifs sur le Soleil.

L'un des indicateurs les plus courants du niveau d'activité solaire est le nombre de Loup, associé au nombre de taches solaires sur l'hémisphère visible du Soleil. Le niveau global d'activité solaire varie selon une période caractéristique d'environ 11 ans (appelée « cycle d'activité solaire » ou « cycle de onze ans »). Cette période n'est pas exactement maintenue et au 20ème siècle elle était plus proche de 10 ans, et au cours des 300 dernières années, elle a varié d'environ 7 à 17 ans. Il est d'usage d'attribuer des numéros séquentiels aux cycles d'activité solaire, à partir du premier cycle classiquement sélectionné, dont le maximum était en 1761. En 2000, un maximum de 23 cycles d'activité solaire ont été observés.

Il existe également des variations de l'activité solaire de plus longue durée. Ainsi, dans la seconde moitié du XVIIe siècle, l'activité solaire et, en particulier, son cycle de onze ans furent fortement affaiblis (minimum de Maunder). À la même époque, il y a eu un déclin en Europe températures annuelles moyennes(appelé petit Période glaciaire), qui est peut-être causée par l'influence de l'activité solaire sur le climat terrestre. Il y a aussi un point de vue selon lequel le réchauffement climatique causé dans une certaine mesure par l’augmentation des niveaux mondiaux d’activité solaire dans la seconde moitié du 20e siècle. Cependant, les mécanismes d’un tel effet ne sont pas encore suffisamment clairs.
Soleil et Terre
Voir Rayonnement solaire
Légendes urbaines sur le Soleil
En 2002 et les années suivantes, un message est apparu dans les médias selon lequel dans 6 ans le Soleil exploserait (c'est-à-dire se transformerait en supernova) . La source de l’information serait « l’astrophysicien néerlandais Piers Van der Meer, expert à l’Agence spatiale européenne (ESA) ». En fait, l’ESA n’a pas d’employé portant ce nom. De plus, un astrophysicien portant ce nom n’existe pas du tout. Le carburant hydrogène durera plusieurs milliards d’années pendant le Soleil. Passé ce délai, le Soleil se réchauffera jusqu'à hautes températures(mais pas immédiatement - ce processus prendra des dizaines ou des centaines de millions d'années), mais ne deviendra pas une supernova. Le Soleil, en principe, ne peut pas se transformer en supernova en raison d'une masse insuffisante.

(Photo du soleil n°1)

Informations sur le soleil comme l'une de ces étoiles.

U soleil Il existe des caractéristiques que l’on retrouve dans d’autres étoiles de la galaxie. Par exemple, le Soleil, par sa taille et la couleur de son rayonnement, est une naine jaune, comme certaines autres étoiles, la quatrième étoile la plus brillante parmi cinquante systèmes stellaires observés par les astronomes. Il s'agit d'une seule étoile qui émet des ondes de différentes longueurs (rayons infrarouges, rayons gamma, rayons X, rayons radio), mais la plupart des ondes sont visibles, jaune-vert. Soleil le complexe de ces rayonnements (vent solaire) affecte de manière significative la Terre, mais la terre n'est pas sans défense, elle la protège des effets néfastes rayons de soleil atmosphère et magnétosphère.

Composition du soleil– une boule de plasma, c'est-à-dire un complexe de particules chargées qui interagissent entre elles, ce sont les noyaux des atomes d'hélium et d'hydrogène ainsi que des électrons. Le résultat de cette interaction est la présence champ magnétique près de l'étoile, qui retient les satellites solaires - les planètes - autour d'elle.

Grâce aux processus magnétiques à la surface du soleil, nous observons de tels taches solaires. Il est intéressant de noter qu'ils n'apparaissent pas un à la fois, mais par paires aux endroits où le champ magnétique déformé entre et sort, sous la forme de tourbillons de gaz chauds. Une distorsion du champ magnétique solaire se produit différentes forces V années différentes. Elle évolue sur 11,2 ans, cette période s'appelle année solaire. En fonction de l'activité du soleil, des taches solaires apparaissent et disparaissent.

Brèves informations sur la structure du soleil.

(Photo du soleil n°2)

Ce que nous voyons à la surface du Soleil s'appelle la photosphère ; cette coque externe de notre étoile a 300 km d'épaisseur et est située dans mouvement constanténergie. De plus, en s'approchant plus profondément du centre du soleil, les scientifiques suggèrent une couche de convection, dans laquelle l'énergie émise par le noyau de l'étoile est transférée des couches internes vers les couches externes, où les photons tendent vers l'extérieur et sont absorbés par la matière. du soleil, et sont émis à nouveau, ils semblent s'y mélanger. Et bien sûr le soleil a un noyau au centre, qui produit des réactions nucléaires, il est dense et plus chaud que la couche superficielle du soleil. Le soleil a également une atmosphère appelée couronne solaire, mais contrairement à celle de la terre, elle n'est pas constituée d'oxygène ni de dioxyde de carbone, mais c'est le rayonnement du soleil lui-même, plusieurs fois plus chaud que le corps du soleil, donc pendant les éclipses le la couronne est clairement visible. Elle est dispersée à mesure que vous vous éloignez de l'étoile, elle est visible à 5 rayons du soleil, et plus loin à plus de 10 rayons de notre luminaire. Les satellites solaires, comme la Terre, sont situés à l’intérieur de cette couronne, mais à sa frontière éloignée. La plupart des étoiles classiques ont une structure similaire.

Éruption de la couronne solaire vent ensoleillé, qui transporte avec lui des particules de la masse corporelle du soleil. En 150 ans, le Soleil perd une masse (particules ionisées - protons, électrons, particules α) égale à la masse de la Terre. Le vent solaire affecte activement l'atmosphère terrestre, par exemple, il crée des aurores et des tempêtes géomagnétiques.

Informations sur les éruptions solaires et les éjections coronales.

De temps en temps, une explosion d'énergie se produit dans l'atmosphère solaire, appelée éruption solaire ; elle diffère de l'éjection de la couronne solaire, dont il sera question plus loin dans l'article. Cette épidémie prend plusieurs minutes et est très difficile à prévoir. La libération d'énergie est si puissante qu'elle affecte considérablement les communications cellulaires, les instruments de mesure électromagnétiques et provoque des orages électromagnétiques. Les éjections coronales sont des éjections de masse solaire dans une partie de l'atmosphère solaire - la couronne solaire. Il est très difficile de les observer, car la lueur du soleil interfère, mais cela n'est possible qu'à l'aide d'instruments spéciaux. Une éjection coronale est constituée de plasma (composition d'ions, de protons, d'une petite quantité d'hélium et d'oxygène), a la forme d'une boucle géante et peut ne pas coïncider dans le temps avec les éruptions solaires. Certaines étoiles de l'univers ont de telles éruptions et éjections, mais elles sont bien plus puissantes que celles du soleil et empêchent l'existence de la vie sur leurs satellites.

Informations sur le soleil et les éclipses solaires.

Une éclipse solaire se produit lorsque la lune se trouve entre le soleil et la terre. Le soleil ne reste pas suspendu dans l'espace sans bouger, il tourne sur lui-même à une certaine vitesse et la lune ne reste pas immobile, mais tourne autour du soleil. Et périodiquement, il y a des segments de temps où l'astre nocturne apparaît clairement entre la terre et le soleil et obscurcit partiellement ou complètement la lumière de notre vue, alors vous pouvez voir la couronne du soleil. En moyenne, les éclipses solaires peuvent être observées 2 fois par an depuis différents points globe. Au cours de ce phénomène, une ombre lunaire ronde se déplace sur la Terre, pouvant couvrir Grande ville. Depuis le même endroit, une éclipse solaire ne peut être observée à l'œil nu qu'une fois tous les 200 à 300 ans.

Tout sur le Soleil et sa localisation dans la Galaxie.

Pour le dire brièvement, notre étoile est située dans la Voie Lactée - une galaxie spirale barrée, de son centre notre étoile est à 26 000 années-lumière. Le soleil se déplace voie Lactée, et fait un tour en 225-250 mils. années. DANS ce moment notre étoile est située au bord du bras d'Orion de l'intérieur, entre le bras du Sagittaire et le bras de Persée, cet endroit est aussi appelé le « nuage interstellaire local » - il s'agit d'une accumulation dense de gaz interstellaire avec une température presque égale à la température du Soleil. Ce nuage, à son tour, est situé dans une « bulle locale » - c'est le territoire du gaz interstellaire chaud, qui est plus déchargé dans sa structure que le nuage interstellaire.

Les informations sur le soleil en chiffres :

La distance entre la Terre et le Soleil (en moyenne) est de 1 496 000 000 km, 92937 000 miles.

Le diamètre du disque solaire est de 1392 000 km, 864 950 miles, soit 109 de plus que le diamètre de la Terre.)

Masse solaire - 1,99 x 1 030 kg, 333 000 fois la masse de la Terre

La densité moyenne du soleil est de 1,41 g/cm 3 (1/4 de la terre)

Température de la surface du soleil - 5 470 °C (9 880 °F), température du noyau solaire - 1 400 000 °C (2 500 000 °F)

Puissance de sortie - 3,86 x 10 26 watts

Période de rotation par rapport à la Terre - 26,9 (équateur), 27,3 (zone de taches solaires, 16°N), 31,1 (pôle)

Informations sur le soleil - une étoile unique.

(Photo du soleil n°3)

Informations sur le soleil et son origine.

Il existe deux points de vue principaux sur l’origine du soleil. Les athées et les évolutionnistes croient que le Soleil est une étoile ordinaire parmi de nombreuses étoiles nées dans une nébuleuse comprimée de gaz et de poussière. Mais nous n'avons pas et ne pouvons pas avoir de preuves solides d'une telle origine et du processus de formation d'une étoile ; ce ne sont que des hypothèses basées sur la croyance qu'il n'y a pas de Créateur intelligent et que tout est arrivé à cause d'une série d'accidents. La deuxième vision de l'origine du Soleil est basée sur un document historique resté inchangé pendant de nombreux siècles : la Bible. Ainsi, en nous référant à ce document historique, nous apprenons du chapitre 1 de la Genèse que le Soleil, selon son dessein intelligent, a été formé et placé dans la galaxie par le Créateur lui-même de tout ce qui est matériel et immatériel. En savoir plus sur la vision scientifique de l'origine du Soleil dans l'article.

Tout sur la jeunesse du soleil en bref.

Informations sur le soleil et sa constance unique.

Pour que la vie existe sur Terre, son étoile doit entretenir une influence positive et constante sur son satellite. Le soleil s’y prête à tous égards.

Le sort du soleil.

Il existe différentes hypothèses sur la façon dont le Soleil mettra fin à son existence, mais ce sont les hypothèses d'une personne limitée qui ne peut que deviner. Mais il existe des preuves plus fiables que les inventions des érudits athées.

La Bible dit dans Apocalypse Jean 6. Verset 12 sur le grand jugement de l'humanité pour son apostasie du Créateur « Et quand Il ouvrit le sixième sceau, je regardai, et voici, il y eut un grand tremblement de terre, et le soleil devint sombre comme un sac (chiffons), et la lune devint comme du sang… » La fin de l’existence de notre monde est décrit ici en langage figuré. Et cela n’arrivera pas dans des millions d’années, comme le croient les athées, mais peut-être dans les millénaires à venir ; personne ne le sait, mais cela arrivera certainement.

Une analyse spectrale des rayons solaires a montré que notre étoile contient le plus d’hydrogène (73 % de la masse de l’étoile) et d’hélium (25 %). Les éléments restants (fer, oxygène, nickel, azote, silicium, soufre, carbone, magnésium, néon, chrome, calcium, sodium) ne représentent que 2 %. Toutes les substances découvertes sur le Soleil se retrouvent sur Terre et sur d'autres planètes, ce qui indique leur origine commune. La densité moyenne de la matière solaire est de 1,4 g/cm3.

Comment le Soleil est étudié

Le soleil est un "" avec de nombreuses couches ayant composition différente et la densité, différents processus s'y déroulent. Il est impossible d'observer une étoile dans le spectre familier à l'œil humain, mais des télescopes, des radiotélescopes et d'autres instruments ont maintenant été créés pour enregistrer les rayonnements ultraviolets, infrarouges et X du Soleil. Depuis la Terre, l’observation est plus efficace lors d’une éclipse solaire. En cela courte période les astronomes du monde entier étudient la couronne, les proéminences, la chromosphère et phénomènes divers, se produisant sur la seule étoile disponible pour une étude aussi détaillée.

Structure du Soleil

La couronne est l'enveloppe extérieure du Soleil. Sa densité est très faible, c'est pourquoi elle n'est visible que lors d'une éclipse. L'épaisseur de l'atmosphère extérieure est inégale, de sorte que des trous y apparaissent de temps en temps. À travers ces trous, le vent solaire se précipite dans l’espace à une vitesse de 300 à 1 200 m/s – un puissant flux d’énergie qui provoque sur Terre des aurores boréales et des tempêtes magnétiques.

La chromosphère est une couche de gaz atteignant une épaisseur de 16 000 km. Il y a une convection de gaz chauds qui, de la surface de la couche inférieure (photosphère), retombent. Ce sont eux qui « brûlent » la couronne et forment des courants de vent solaire pouvant atteindre 150 000 km de long.

La photosphère est une couche opaque dense de 500 à 1 500 km d'épaisseur, dans laquelle se produisent les tempêtes de feu les plus puissantes d'un diamètre allant jusqu'à 1 000 km. La température des gaz de la photosphère est de 6 000 °C. Ils absorbent l’énergie de la couche sous-jacente et la libèrent sous forme de chaleur et de lumière. La structure de la photosphère ressemble à des granules. Les lacunes dans la couche sont perçues comme des taches solaires.

La zone convective, d'une épaisseur de 125 à 200 000 km, est la coque solaire dans laquelle les gaz échangent constamment de l'énergie avec la zone de rayonnement, se réchauffant, s'élevant jusqu'à la photosphère et, se refroidissant, redescendant pour une nouvelle portion d'énergie.

La zone de rayonnement a une épaisseur de 500 000 km et une densité très élevée. Ici, la substance est bombardée de rayons gamma, qui sont convertis en rayons ultraviolets (UV) et X (X) moins radioactifs.

La croûte, ou noyau, est la « chaudière » solaire, où se produisent constamment des réactions thermonucléaires proton-proton, grâce auxquelles l'étoile reçoit de l'énergie. Les atomes d'hydrogène se transforment en hélium à une température de 14 x 10 °C. Ici, la pression titanesque est de mille milliards de kg par cm cube et chaque seconde, 4,26 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en hélium.