Le soleil et son atmosphère sont constitués de plusieurs zones, ou couches, depuis le noyau interne jusqu'à la couronne externe. Au-delà de la couronne se trouve le vent solaire, qui est une expansion vers l'extérieur du plasma coronal qui s'étend bien au-delà de l'orbite de Pluton. Toute cette région de l’espace influencée par le soleil s’appelle l’héliosphère. Contrôlée par le champ magnétique terrestre, la magnétosphère agit comme un bouclier protégeant la planète du vent solaire. La forme de la magnétosphère terrestre est le résultat direct de l'impact du vent solaire, comprimée sur sa face côté jour et allongée sur sa face nocturne, la queue magnétique. L'onde de choc où le vent solaire rencontre la magnétosphère terrestre est appelée choc d'arc, qui ralentit et détourne le vent solaire. L'activité solaire conduit à des éruptions solaires, qui incluent des phénomènes tels que des taches solaires, des éruptions de particules, des proéminences, et les éjections de masse coronale qui influencent la météo spatiale ou les conditions environnementales proches de la Terre. La société moderne dépend fortement d’une variété de technologies sensibles à la météorologie spatiale. Les CME, par exemple, peuvent provoquer des tempêtes géomagnétiques susceptibles de perturber les communications par satellite et les équipements de navigation, voire provoquer des pannes d'électricité.
DESCRIPTION DÉTAILLÉE
Structure interne
La structure interne du Soleil est constituée de quatre zones: le noyau,la zone radiative, La tachocline et la zone convective. Le noyau: Situé au centre de l’astre, son rayon est estimé à 0, 2Rs (rayon solaire), où 50% de la masse du Soleil y est concentrée. Le cœur du soleil est extrêmement chaud, sa température est d’environ 15 millions de Kelvins (K). C’est le lieu de réactions de fusions nucléaires transformant l’hydrogène en hélium. Environ 619 millions de tonnes d’hydrogène par seconde, se transforment en une masse résiduelle de 614 millions de tonnes d’hélium et libérant une énergie de 383 × expo(24) J par seconde. Lors des réactions de fusion, il y a émission de neutrinos et de rayonnement γ.
· La zone radiative:
C’est la zone de transport de l’énergie par rayonnement. Elle s’étend au-delà de 175000 km du centre. Les photons émis par rayonnement sont dans un environnement fortement ionisé. Les rayons X et γ libérés se propagent très lentement vers la surface du fait de l’interaction avec la matière et le phénomène permanent d’absorption et de réémission. La température passe de 15 × expo(6) K à 2 × expo(6) K.
· La tachocline
La tachocline est une zone de transition entre les régions internes du Soleil dominées par le transfert radiatif de la chaleur et les régions externes dominées par la convection. Elle est située à une distance du centre du Soleil d’environ 0,7 fois son rayon. On pense que cette zone est cruciale pour la génération du champ magnétique à la surface du Soleil par effet dynamo. En surface, le soleil subit donc une rotation différentielle de période moyenne de 27.3 jours allant de 24 jours à l’équateur, jusqu’à 30 jours aux pôles. Plus en profondeur, le Soleil tourne d’un bloc comme le ferait un corps solide.
· La zone convective:
La zone convective s’étend de 556560 km du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone radiative par la tachocline. Dans cette zone, les gradients de température sont tels que des mouvements convectifs entretiennent une circulation globale du plasma. La température y passe de 2 millions de degrés pour atteindre à la surface du Soleil environ 5800K. C’est par convection que l’énergie est évacuée jusqu’à la surface. Les mouvements ascendants et descendants du plasma engendrent de gigantesques cellules de convections, responsables des phénomènes de granulation visibles à la surface du Soleil: la photosphère.
Structure externe
· La photosphère:
C’est la surface du globe solaire. La photosphère est une couche très brillante qui représente la partie visible du soleil. Elle a une épaisseur d’environ 400 kilomètres et sa température moyenne est de 6 000 K. Elle est la couche qui émet la majeure partie du rayonnement. Elle a une structure granulaire. Chaque sphère de granulation à environ 1 000 km de diamètre et dure huit minutes en moyenne. Grâce à la lumière qu’elle produit, la surface de la photosphère nous renseigne certaines caractéristiques du Soleil comme sa composition chimique, sa température, son champ magnétique, sa gravité en surface.
· La chromosphère:
C’est une couche fine rose d’environ 2 000 Km . Elle est composée de molécules simples (monoxyde de carbone, eau) dont la température croît vers l’extérieur pour atteindre un maximum de 100 000 kelvins à son sommet. Elle a un éclat 100 fois plus faible que celui de la photosphère. Son rayonnement est caractérisé par des bandes d’émission et d’absorption. A la surface de la chromosphère apparaissent les protubérances, des filaments et des taches. C’est dans la chromosphère que jaillissent les spicules,les protubérances et les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de kilomètres de hauteur.
· La couronne:
La couronne est la couche externe du Soleil, visible sous la forme d’un halo lors d’une éclipse totale. La température peut y atteindre 5 millions de kelvins. Cette couche présente des structures fines qui sont le plus souvent dues aux protubérances. La couronne solaire est composée de 73% d’hydrogène et de 25% d’hélium. L’aspect de la couronne varie avec l’activité solaire. La couronne est plus développée quand l’activité solaire est au maximum, et moins développée au minimum. Elle émet en permanence, vers le milieu interplanétaire, un flux de particules chargées, contrôlées par le champ magnétique du Soleil.
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