Soleil- une source de chaleur et de lumière, sans laquelle l'émergence et l'existence de la vie sur notre planète seraient impossibles. Nos ancêtres avaient déjà compris à quel point leur existence dépendait Soleil et le traita avec respect, l'adorant et déifiant son image. Et même si nous comprenons actuellement la nature physique Soleil et nous ne le dotons plus d'essence divine, néanmoins, son influence sur nos vies n'a pas diminué. Une telle importance Soleil est une incitation importante à comprendre comment cela fonctionne, pourquoi cela change et comment ces changements peuvent affecter vous et moi et, en général, la vie sur Terre. La science nous donne l'opportunité de nous pencher sur le passé de notre étoile et nous permet de dire que lors de sa jeunesse (et c'était il y a plus de 4 milliards d'années) Soleil l'étoile était beaucoup plus faible, et dans quatre milliards d'années supplémentaires, elle brillera plus fort qu'aujourd'hui. Cependant, la vie sur Terre existait déjà à cette époque, ce qui nous permet d’être optimiste quant à l’avenir lorsque les conditions sur Terre changeront à nouveau. Outre l'augmentation progressive de la luminosité sur des milliards d'années, Soleil peut changer considérablement sur des périodes de temps beaucoup plus courtes. La période de changement la plus célèbre Soleil a 11 ans cycle solaire, au cours de laquelle Soleil passe par le minimum et le maximum de son activité. Les observations des maxima d'émission sur plusieurs décennies ont permis de conclure que l'augmentation de la luminosité Soleil, qui a commencé il y a des milliards d’années, se poursuit à notre époque. Au cours des derniers cycles, la luminosité totale du Soleil a augmenté d'environ 0,1 %. De tels changements (à la fois rapides et progressifs) ont sans aucun doute un impact grande influence sur nos vies, mais les mécanismes physiques de cette influence restent encore inconnus.

Le soleil et la météo spatiale

Soleil est la source du vent solaire, qui est un flux de gaz ionisé très chaud s'écoulant continuellement de Soleil vers la Terre (et plus loin dans l'espace interplanétaire) à une vitesse de plus de 500 km par seconde, soit près de 2 millions de kilomètres par heure. Ce flux pourrait constituer un danger mortel pour la vie sur notre planète s’il pouvait atteindre la surface de la Terre. Heureusement, notre planète est l’une des rares à posséder son propre champ magnétique puissant (magnétosphère). Ce champ constitue un obstacle insurmontable aux particules chargées rapidement qui constituent la base du vent solaire et les arrête à haute altitude. DANS régions polaires, où les lignes champ magnétique dirigé vers la Terre, accéléré par Soleil Le vent solaire ne peut pas pénétrer directement jusqu’à la Terre ; lorsqu’il interagit avec la magnétosphère terrestre, il la perturbe et la secoue. Ce phénomène - perturbation de la magnétosphère terrestre lors de l'interaction avec le vent solaire - est appelé orages magnétiques, dont on sait qu’ils ont un impact sur la santé et le bien-être des personnes. Outre le vent solaire, les éruptions solaires représentent un danger important, au cours duquel des flux importants de rayonnements ultraviolets et X sont émis, notamment dirigés vers la Terre. Et bien que ce rayonnement soit presque entièrement absorbé par les gaz de l'atmosphère terrestre, il constitue un danger pour tout ce qui se trouve à la surface de la Terre, c'est-à-dire qu'il peut endommager les satellites et menacer la santé des astronautes. Et si nous regardons vers l'avenir, lorsque l'humanité sera confrontée à la tâche d'explorer la Lune, Mars et éventuellement d'autres planètes du système solaire, qui ne sont protégées ni par une atmosphère ni par un champ magnétique, nous verrons que la mise en œuvre de cette tâche est impossible sans prendre en compte tous les effets décrits de la météorologie spatiale et sans la capacité de les prédire et de s'en défendre. les particules sont capables de pénétrer beaucoup plus près de la surface. Grâce à cela, nous pouvons y observer l'un des plus beaux phénomènes naturels - aurores. Cependant, même si

Structure du Soleil

Structure

D'un point de vue structurel, le Soleil peut être divisé en quatre zones dans lesquelles se produisent divers processus physiques. L'énergie du rayonnement et énergie thermique Les soleils naissent en profondeur, dans le noyau solaire, et sont ensuite transmis aux couches externes par rayonnement (principalement dans la gamme des rayons gamma et X). Plus près de la surface, les flux de plasma convectifs commencent à participer au transfert de chaleur (la matière solaire commence à « bouillir »). La couche dans laquelle cela se produit est appelée zone convective. Il commence à une profondeur d'environ 0,7 rayon solaire. Ici, entre les zones de convection et de rayonnement, il existe une interface très fine appelée tachocline ( de l'anglais tachocline). On suppose que des champs magnétiques solaires s'y forment.

Cœur

La région centrale de la structure interne du Soleil est son noyau, où se produit la réaction nucléaire de conversion de l'hydrogène en hélium. Au cours de ces réactions, de l'énergie est libérée, qui est finalement émise par la surface du Soleil dans la région visible du spectre. Pour que deux noyaux d’hydrogène entrent en collision et réagissent, leur énergie doit être suffisante pour vaincre forces électriques répulsion agissant entre toutes les particules également chargées. Pour cette raison, la réaction de conversion de l’hydrogène en hélium ne peut se produire qu’à des températures très élevées, lorsque toutes les particules ont une énergie cinétique très élevée. La température au centre même du Soleil est d’environ 15 millions de degrés et la densité du plasma est de 150 g/cm^3. C'est environ 10 fois plus élevé que la densité de l'or ou du plomb. À mesure que l'on s'éloigne du centre du Soleil, la densité et la température de la substance diminuent. Pour cette raison réactions nucléaires s'arrêtent presque complètement au-delà de la limite extérieure du noyau (à environ 175 000 km du centre, soit 1/4 du rayon solaire). La température de la matière solaire à la limite extérieure du noyau n’est que la moitié de la température au centre et la densité du plasma chute à 20 g/cm^3.

Dans les étoiles comme le Soleil, les réactions nucléaires se produisent selon un processus en trois étapes appelé cycle proton-proton ou pp. Dans un premier temps, deux protons entrent en collision et produisent du deutérium, un positron et un neutrino. Dans la deuxième étape, la troisième étape, deux noyaux d'hélium-3 fusionnent pour produire un noyau d'hélium-4 ordinaire et deux pronons libres. Un proton entre en collision avec le deutérium pour produire un noyau isotopique d’hélium-3 et un rayon gamma. Enfin sur

Au cours de ce processus de combustion de l’hydrogène et de production d’hélium, les réactions nucléaires produisent des particules élémentaires appelées neutrinos. Ces particules éphémères traversent toutes les couches du Soleil et de l’espace interplanétaire et peuvent être détectées sur Terre. Le nombre de neutrinos ainsi détectés s’avère inférieur à celui que l’on peut attendre d’après les concepts théoriques. Le problème du manque de neutrinos solaires est l’un des plus grands mystères de la physique solaire, qui pourrait désormais être résolu après la découverte de la masse des neutrinos.

Zone radiante

La zone radiative (ou zone de transfert radiatif) est une partie de la structure solaire qui s'étend de la limite externe du noyau solaire jusqu'à la fine couche limite (tachocline) à la limite inférieure de la zone convective et occupe ainsi un espace d'environ 0,25 à 0,70 fractions du rayon solaire. Cette zone doit son nom à la manière dont l'énergie solaire est transférée du noyau à la surface, par rayonnement. Les photons produits dans le noyau se déplacent dans la zone radiante et entrent en collision avec les particules de plasma. En conséquence, bien que la vitesse des photons soit égale à la vitesse de la lumière, ils entrent en collision et sont réémis tellement de fois qu'il faut environ un million d'années avant qu'un seul photon puisse atteindre la limite supérieure de la zone radiative et en sortir. . La densité du plasma, lorsqu'elle se déplace de la limite interne vers la limite externe de la zone radiante, diminue fortement de 20 g/cm3, ce qui est approximativement égal à la densité de l'or, à seulement 0,2 g/cm3, ce qui est inférieur à la densité de l'or. eau. Les températures à la même distance chutent de 7 millions de degrés à environ 2 millions de degrés.

Interface (tachocline)

La structure solaire comprend une fine couche limite, située entre la zone radiative et la zone convective et joue apparemment un rôle extrêmement important dans la formation du champ magnétique solaire. Il y a des raisons de croire que c’est là que le mécanisme dit à dynamo magnétique fonctionne le plus efficacement. L'essence de ce mécanisme est que les flux de plasma tirent lignes électriques champ magnétique et augmenter ainsi sa force. Il semble également qu’il y ait un changement radical dans la composition chimique du plasma dans cette région.

Zone convective

La zone convective est la plus externe des couches qui composent structure interne Soleil. Elle commence à une profondeur d'environ 200 000 km et s'étend jusqu'à la surface solaire. La température du plasma à la base de la zone convective est encore très élevée - elle est d'environ 2 000 000°C. Cependant, cela ne suffit plus pour ioniser complètement les atomes lourds (comme le carbone, l'azote, l'oxygène, le calcium et le fer). Ces ions avec des électrons en orbite absorbent efficacement le rayonnement provenant des profondeurs du Soleil et rendent le milieu moins transparent. En absorbant le rayonnement, la substance située au bas de la zone convective se réchauffe et le processus « d’ébullition » (ou convection) commence. La convection commence lorsque le gradient de température (la vitesse à laquelle la température diminue avec l'altitude) devient supérieur au gradient dit adiabatique (la vitesse à laquelle la température d'un élément de matière diminue à mesure que cet élément monte vers le haut sans chaleur supplémentaire). Lorsque cette condition est remplie, les volumes de plasma déplacés vers le haut seront plus chauds que environnement et c’est pour cette raison qu’ils continueront à augmenter sans l’application de forces extérieures. Ces mouvements convectifs du plasma transfèrent très rapidement la chaleur des profondeurs du Soleil vers sa surface. En même temps, la substance montante se dilate et se refroidit. À l'approche de la surface visible du Soleil, la température du plasma descend à 5 700° K et sa densité devient égale à seulement 0,0000002 g/cm³ (environ un dix millième de la densité de l'air au niveau de la mer). Les mouvements convectifs du plasma sont visibles à sa surface sous forme de granules et de supergranules.

Le soleil est comme une étoile

Bien que Soleil de par sa proximité avec nous et semble être un objet unique par ses caractéristiques, il représente néanmoins une étoile ordinaire et, grâce à cela, joue très rôle important dans la compréhension de la structure et de l'évolution de toutes les autres étoiles de l'Univers. Aucune des étoiles sauf Soleil, n'est pas assez proche de nous pour que nous puissions voir des détails sur sa surface. Grâce à au soleil, on devine que d'autres étoiles dispersées dans le ciel sous forme de points sont en fait des objets complexes avec une surface relativement froide et une atmosphère chaude. Nous connaissons l'âge Soleil, son rayon, sa masse, sa luminosité. Nous pouvons comparer ces informations avec des modèles évolution stellaire et, après avoir vérifié leur exactitude, appliquez-les à d'autres objets de notre Univers. Ainsi, même si l'attention astronomie solaire et concentré principalement sur un seul objet, il nous en apprend beaucoup sur les étoiles, les systèmes planétaires, les galaxies et même sur l'Univers lui-même.

Le soleil comme laboratoire de physique

Soleil produit de l'énergie par fusion thermonucléaire, un processus qui se produit au centre même Soleil, dans lequel quatre noyaux d'hydrogène, sous l'influence de la pression ambiante, fusionnent en un seul noyau d'hélium. L’un des domaines dominants de l’énergie moderne est la reproduction de ce processus en laboratoire sur Terre. Cette direction est appelée - gérée fusion thermonucléaire. De nombreux scientifiques étudient actuellement la structure du Soleil afin de comprendre comment se comporte le plasma dans des conditions physiques réelles pour ensuite tenter de reproduire ces conditions sur Terre. Ainsi, c’est aussi un gigantesque laboratoire naturel, permettant de réaliser d’importantes expériences scientifiques, qui pour une raison ou une autre ne peuvent pas encore être réalisées sur Terre.

Caractéristiques du Soleil : rayon, masse et distance

Le rayon du Soleil est de 696 000 km, soit 109 fois plus grand que le rayon de la Terre, et les diamètres polaire et équatorial 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 330 000 fois plus de masse Terre. La densité moyenne du Soleil est faible - seulement 1,4 g/cm3, bien qu'au centre elle atteigne 150 g/cm3. Chaque seconde, le Soleil émet 3,84 × 10^26 J d'énergie, ce qui en équivalent d'énergie massique correspond à une perte de masse de 4,26 millions de tonnes par seconde.

Caractéristiques du Soleil

Distance au Soleil : 149,6 millions de km = 1,496 · 10 11 m = 8,31 minutes-lumière
Masse du Soleil :

Rayon du Soleil : 695 990 km ou 109 rayons terrestres
Masse du Soleil : 1,989 10 30 kg = 333 000 masses terrestres
Luminosité du Soleil : 3,846 10 33 erg/s

Température de la surface solaire : 5770K
Densité du plasma à la surface solaire : 2,07 · 10 -7 g/cm3 = 0,00016 densité de l'air
Composition chimique sur la surface: 70% d'hydrogène (H), 28% d'hélium (He), 2% d'autres éléments (C, N, O, ...) en masse

Température au centre du Soleil : 15 600 000 K
Densité du plasma au centre du Soleil : 150 g/cm 3 (8 fois plus de densité or)
Composition chimique au centre du Soleil : 35% d'hydrogène (H), 63% d'hélium (He), 2% d'autres éléments (C, N, O, ...) en masse

Accélération chute libre au soleil : 274 m/s 2 (27,9 fois plus qu'à la surface de la Terre)
Deuxième vitesse de fuite au soleil : 618 km/s

Distance angulaire du Soleil dans le ciel : 0,5 degrés (30 minutes d'arc)
Magnitude du Soleil :-26,7 m
Magnitude absolue du Soleil :+4,83 m

Vitesse de rotation à l'équateur : 1 révolution en 25 jours
Vitesse de rotation aux pôles : 1 révolution en 30 jours
Inclinaison de l'axe de rotation du Soleil : 82° 45" par rapport au plan de l'orbite terrestre

Âge du Soleil : 4,57 milliards d'années

Pour la première fois, des astronomes ont pu observer le cœur d'une étoile en explosion en dernières minutes son existence. Cela a été réalisé par le télescope spatial à rayons X dur NuSTAR. Il a pu prendre des photos du titane radioactif dans le reste de la supernova Cassiopée A, devenue visible depuis la Terre au moment de l'explosion de l'étoile en 1671.

Travail similaire- cœur de la mission NuSTAR, lancée en juin 2012 pour mesurer les émissions de rayons X durs des étoiles explosives, ou supernovae, et des trous noirs, y compris le trou noir massif au centre Voie lactée.

Cette semaine, les scientifiques de l'équipe NuSTAR ont publié un article dans la revue Nature. L'article indique que les scientifiques ont pu créer la première carte de titane, éjecté du noyau d'une étoile qui a explosé en 1671. Cette explosion a produit un reste de supernova connu sous le nom de Cassiopée A.

Cet objet a été capturé plus d'une fois dans des images de divers télescopes, mais ce n'est que dans cette image que l'on peut voir comment les fragments spatiaux entrent en collision avec les gaz et la poussière environnants et les réchauffent. Grâce à NuSTAR, il a été possible pour la première fois de cartographier l'émission de rayons X durs de la matière créée directement au cœur d'une étoile en explosion : isotope radioactif le titane 44, qui s'est formé au cœur d'une étoile lorsqu'elle s'est effondrée en étoile à neutrons ou dans un trou noir. L'énergie libérée à la suite de l'effondrement du noyau de la supernova a « arraché » les couches externes de l'étoile, et les fragments de cette explosion volent toujours à une vitesse de 5 000 kilomètres par seconde.

Les scientifiques espèrent que ces informations aideront les astronomes à construire des images tridimensionnelles. modèles informatiques des étoiles qui explosent, et éventuellement comprendre certaines des caractéristiques mystérieuses des supernovae, comme les jets de matière qu'émettent certaines d'entre elles. Par exemple, des observations antérieures de Cassiopée A à l'aide du télescope à rayons X Chandra (Chandra) ont permis de voir les jets de silicium qu'émet l'étoile.

Cassiopée A est située à environ 11 000 années-lumière de la Terre et est l'un des restes de supernova les plus étudiés. 343 ans après l'explosion de l'étoile, les débris de l'explosion se sont répandus sur près de 10 années-lumière à la ronde.

À la suite d'observations antérieures de chaleur provenant de onde de choc du fer dans les fragments, certains scientifiques sont arrivés à la conclusion que l'explosion était également puissante dans toutes les directions - symétrique. Cependant, des preuves récentes suggèrent que l’origine du fer est si vague que sa distribution pourrait ne pas coïncider avec le « schéma » de l’explosion.

Nouvelle carte le titane-44, qui ne coïncide pas avec la répartition du fer dans les restes, permet d'avancer une autre hypothèse : il y a du fer froid à l'intérieur que Chandra ne voit pas. Le fer et le titane se forment au même endroit dans l’étoile, ils devraient donc être répartis de la même manière dans les débris issus de l’explosion.

Actuellement, NuSTAR continue de surveiller les émissions de titane-44 radioactif provenant de certains autres restes de supernova afin de déterminer comment les événements s'y développent. Ces restes de supernova doivent être suffisamment proches de la Terre pour voir la structure des fragments, et en même temps être suffisamment jeunes pour pouvoir éléments radioactifs, comme le titane, émettait toujours des rayons X durs.

Donc de tout le large courant rayonnement cosmique Seuls les rayons visibles et en partie les ondes radio atteignent la surface de la Terre. Mais agité l'atmosphère terrestre très dérangeant observations optiques: les étoiles scintillent, chatoyantes de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Étoiles scintillantes causé par un changement dans la réfraction des rayons dans des flux d'air en mouvement rapide avec différentes températures et la densité. De plus, plus le télescope et le grossissement utilisé sont grands, plus les interférences atmosphériques affectent la qualité de l'image : les disques planétaires tremblent et se brouillent, et les étoiles sautent littéralement...

En avril 1990, l'Américain vaisseau spatial Découverte livrée en orbite terrestre basse Télescope spatial nommé d'après. Hubble. Le diamètre du miroir principal de ce télescope à réflexion atteint 2,4 m.

Le premier avantage du télescope spatial est que la qualité de l'image n'est plus affectée par l'atmosphère terrestre. Deuxièmement, un télescope optique dans l'espace a accès à une gamme plus large de rayonnements, provenant de sources proches. rayons ultravioletsà l'infrarouge. Et enfin, grâce à presque absence totale la diffusion de la lumière en dehors de l'atmosphère "Hubble" donne un gain de plusieurs magnitudes - permet d'observer des objets du 31 ampleur; Des objets aussi faibles ne sont pas encore accessibles aux télescopes au sol.

L'une des tâches principales du télescope spatial. La mission de Hubble est d'étudier les systèmes stellaires les plus éloignés.

Une image transmise du télescope au sol montre partie centrale galaxie elliptique MS-S 4261 de l'amas de galaxies de la constellation de la Vierge. Il montre clairement une formation en forme de tore d’un diamètre d’environ 300 années-lumière entourant le noyau galactique. Les experts estiment qu'au cœur de cette galaxie se trouve un trou noir pesant environ 10 millions. masses solaires. Il est entouré d’une substance sombre et froide en forme d’énorme « beignet ». Se tordant lentement en spirale, cette substance se déplace vers le centre de masse, se réchauffe dans le disque d'accrétion et disparaît dans le trou noir. Peut-être qu'au centre de la galaxie supergéante M 87 dans la constellation de la Vierge se trouve également un objet similaire, mais encore plus massif - jusqu'à 2,6 milliards de masses solaires.

Ainsi, Hubble a trouvé la confirmation de l'existence de trous noirs dans les noyaux de certaines galaxies actives. Les astronomes espèrent que cette découverte aidera à comprendre la formation et le développement des galaxies et qu'avec elles, l'histoire de l'évolution de notre Univers pourra être éclairée. Le télescope spatial agit ici comme une « machine à voyager dans le temps », car il montre les galaxies telles qu’elles étaient il y a des milliards d’années. Et plus ils sont loin de nous, plus ils paraissent « jeunes ». L’âge des objets les plus éloignés se rapproche de l’âge de l’Univers. En un mot, le télescope Hubble a donné à l'homme la possibilité d'examiner des profondeurs inimaginables de l'Univers, là où ses plus grands télescopes au sol n'ont pas pénétré.

Aujourd'hui technologie spatiale permet de planifier l'assemblage dans l'espace d'un télescope de presque toutes les tailles. Avec l'aide du géant télescopes orbitaux Il sera possible d'étudier en détail les profondeurs de l'Univers. Les jeunes chercheurs peuvent s'attendre à de nouveaux télescopes miracles sur Terre, à des observatoires astrophysiques orbitaux, à des stations d'observation sur la Lune et sur Mars, ainsi qu'à de nouveaux appareils sensibles pour l'enregistrement des rayons X et gamma, particules élémentaires(astronomie des neutrinos) et ondes gravitationnelles(astronomie gravitationnelle).

>De quoi est fait le Soleil ?

Découvrir de quoi est fait le soleil: description de la structure et de la composition de l'étoile, liste des éléments chimiques, nombre et caractéristiques des couches avec photos, schéma.

Vu de la Terre, le Soleil semble lisse boule de feu, et avant que la sonde spatiale Galileo ne découvre les taches solaires, de nombreux astronomes pensaient que cela forme parfaite aucun défaut. Maintenant nous savons que Le soleil est constituéà partir de plusieurs couches, comme la Terre, dont chacune remplit sa propre fonction. Cette structure massive en forme de fournaise du Soleil est le fournisseur de toute l’énergie nécessaire à la vie terrestre sur Terre.

De quels éléments est constitué le Soleil ?

Si vous pouviez démonter l’étoile et comparer ses éléments constitutifs, vous vous rendriez compte que la composition est de 74 % d’hydrogène et de 24 % d’hélium. De plus, le Soleil est constitué de 1 % d'oxygène et les 1 % restants sont tels éléments chimiques tableaux périodiques, tels que chrome, calcium, néon, carbone, magnésium, soufre, silicium, nickel, fer. Les astronomes pensent qu’un élément plus lourd que l’hélium est un métal.

Comment tous ces éléments du Soleil sont-ils nés ? Par conséquent Big Bang l'hydrogène et l'hélium sont apparus. Au début de la formation de l’Univers, le premier élément, l’hydrogène, a émergé des particules élémentaires. À cause de haute température et les conditions de pression dans l’Univers étaient comme celles du cœur d’une étoile. Plus tard, l’hydrogène a été fusionné en hélium alors que l’univers avait la température élevée requise pour que la réaction de fusion se produise. Les proportions d’hydrogène et d’hélium présentes dans l’Univers se sont développées après le Big Bang et n’ont pas changé.

Les éléments restants du Soleil sont créés dans d’autres étoiles. Dans le noyau des étoiles, le processus de synthèse de l'hydrogène en hélium se produit constamment. Après avoir produit tout l’oxygène du noyau, ils passent à la fusion nucléaire d’éléments plus lourds comme le lithium, l’oxygène, l’hélium. Beaucoup métaux lourds, qui se trouvent dans le Soleil, se sont également formés dans d'autres étoiles à la fin de leur vie.

Les éléments les plus lourds, l’or et l’uranium, se sont formés lorsque des étoiles plusieurs fois plus grandes que notre Soleil ont explosé. En une fraction de seconde de formation du trou noir, les éléments sont entrés en collision grande vitesse et le plus éléments lourds. L’explosion a dispersé ces éléments dans tout l’Univers, où ils ont contribué à la formation de nouvelles étoiles.

Notre Soleil a collecté des éléments créés par le Big Bang, des éléments provenant d’étoiles mourantes et des particules créées à la suite de détonations de nouvelles étoiles.

De quelles couches est constitué le Soleil ?

À première vue, le Soleil n'est qu'une boule composée d'hélium et d'hydrogène, mais après une étude plus approfondie, il apparaît clairement qu'il est composé de différentes couches. En se déplaçant vers le noyau, la température et la pression augmentent, ce qui entraîne la création de couches, depuis quand conditions différentes L'hydrogène et l'hélium ont des caractéristiques différentes.

noyau solaire

Commençons notre mouvement à travers les couches, du noyau à la couche externe de la composition du Soleil. Dans couche intérieure Le soleil est le noyau, la température et la pression sont très élevées, propices à l'apparition de fusion nucléaire. Le Soleil crée des atomes d'hélium à partir d'hydrogène, à la suite de cette réaction, de la lumière et de la chaleur se forment, qui atteignent. Il est généralement admis que la température du Soleil est d'environ 13 600 000 degrés Kelvin et que la densité du noyau est 150 fois supérieure à la densité de l'eau.

Les scientifiques et les astronomes estiment que le noyau du Soleil atteint environ 20 % de la longueur du rayon solaire. Et à l’intérieur du noyau, la température et la pression élevées provoquent la fragmentation des atomes d’hydrogène en protons, neutrons et électrons. Le soleil les convertit en atomes d’hélium, malgré leur état flottant.

Cette réaction est dite exothermique. Lorsque cette réaction se produit, elle libère grand nombre chaleur égale à 389 x 10 31 J. par seconde.

Zone de rayonnement du Soleil

Cette zone prend naissance à la limite centrale (20 % du rayon solaire) et atteint une longueur allant jusqu'à 70 % du rayon solaire. À l'intérieur de cette zone se trouve la matière solaire qui, dans sa composition, est assez dense et chaude, donc rayonnement thermique le traverse sans perdre de chaleur.

La réaction de fusion nucléaire se produit à l'intérieur du noyau solaire - la création d'atomes d'hélium résultant de la fusion de protons. Cette réaction produit une grande quantité de rayonnement gamma. DANS ce processus Des photons d'énergie sont émis, puis absorbés dans la zone de rayonnement et réémis par diverses particules.

La trajectoire d’un photon est généralement appelée « marche aléatoire ». Au lieu de se déplacer en ligne droite vers la surface du Soleil, le photon se déplace en zigzag. En conséquence, chaque photon a besoin d’environ 200 000 ans pour surmonter la zone de rayonnement du Soleil. En passant d’une particule à une autre, le photon perd de l’énergie. C’est bon pour la Terre, car nous ne pouvons recevoir que le rayonnement gamma provenant du Soleil. Un photon entrant dans l’espace a besoin de 8 minutes pour se rendre sur Terre.

Un grand nombre d'étoiles ont des zones de rayonnement et leurs tailles dépendent directement de l'échelle de l'étoile. Comment moins d'étoile, plus les zones seront petites, la plupart que la zone convective occupera. Les plus petites étoiles peuvent manquer de zones de rayonnement et la zone convective atteindra la distance jusqu'au noyau. Au plus grandes étoiles la situation est inverse, la zone de rayonnement s'étend jusqu'à la surface.

Zone convective

La zone convective se situe à l'extérieur de la zone radiative, où la chaleur interne du soleil circule à travers des colonnes de gaz chauds.

Presque toutes les étoiles possèdent une telle zone. Pour notre Soleil, elle s'étend de 70 % de son rayon jusqu'à la surface (photosphère). Le gaz situé au plus profond de l'étoile, près du noyau même, s'échauffe et remonte à la surface, comme des bulles de cire dans une lampe. En atteignant la surface de l’étoile, une perte de chaleur se produit ; en refroidissant, le gaz redescend vers le centre, récupérant de l’énergie thermique. A titre d’exemple, vous pouvez mettre le feu à une casserole d’eau bouillante.

La surface du Soleil est comme un sol meuble. Ces irrégularités sont des colonnes de gaz chauds qui transportent la chaleur jusqu'à la surface du Soleil. Leur largeur atteint 1 000 km et le temps de dispersion atteint 8 à 20 minutes.

Les astronomes pensent que les étoiles de faible masse, comme les naines rouges, qui n'ont que zone convective, qui s'étend jusqu'au noyau. Ils n’ont pas de zone de rayonnement, ce qui n’est pas le cas du Soleil.

Photosphère

La seule couche du Soleil visible depuis la Terre est . En dessous de cette couche, le Soleil devient opaque et les astronomes utilisent d'autres méthodes pour étudier l'intérieur de notre étoile. Les températures de surface atteignent 6 000 Kelvin et brillent en jaune-blanc, visibles depuis la Terre.

L'atmosphère du Soleil se situe derrière la photosphère. La partie du Soleil visible pendant éclipse solaire, appelé .

Structure du Soleil dans le diagramme

NASA spécialement développé pour besoins éducatifs représentation schématique de la structure et de la composition du Soleil, indiquant la température de chaque couche :

(Rayonnement visible, IR et UV) – il s’agit du rayonnement visible, du rayonnement infrarouge et du rayonnement ultraviolet. Le rayonnement visible est la lumière que nous voyons provenant du Soleil. Le rayonnement infrarouge est la chaleur que nous ressentons. Le rayonnement ultraviolet est le rayonnement qui nous donne le bronzage. Le soleil produit ces radiations simultanément.
(Photosphère 6000 K) – La photosphère est couche supérieure Le soleil, sa surface. Une température de 6 000 Kelvin équivaut à 5 700 degrés Celsius.
Émissions radio (trans. Émission radio) - En plus de rayonnement visible, rayonnement infrarouge et le rayonnement ultraviolet, le Soleil émet des émissions radio que les astronomes ont détectées à l'aide d'un radiotélescope. En fonction du nombre de taches solaires, cette émission augmente et diminue.
Trou Coronal - Ce sont des endroits sur le Soleil où la couronne a une faible densité de plasma, par conséquent elle est plus sombre et plus froide.
2100000 K (2100000 Kelvin) – La zone de rayonnement du Soleil a cette température.
Zone convective/Convection turbulente (trans. Zone convective/Convection turbulente) – Ce sont des endroits sur le Soleil où l'énergie thermique du noyau est transférée par convection. Des colonnes de plasma atteignent la surface, abandonnent leur chaleur et redescendent pour se réchauffer à nouveau.
Boucles coronales (trans. Boucles coronales) - boucles constituées de plasma dans l'atmosphère solaire, se déplaçant le long lignes magnétiques. Ils ressemblent à d’immenses arches s’étendant depuis la surface sur des dizaines de milliers de kilomètres.
Le noyau (trans. Core) est le cœur solaire dans lequel la fusion nucléaire se produit à haute température et pression. Tous énergie solaire vient du noyau.
14 500 000 K (par 14 500 000 Kelvin) – Température du noyau solaire.
Zone Radiative (trans. Radiation zone) - Une couche du Soleil où l'énergie est transmise par rayonnement. Le photon franchit la zone de rayonnement au-delà de 200 000 et se dirige vers l'espace.
Les neutrinos (trans. Neutrino) sont des particules négligeables émanant du Soleil à la suite d'une réaction de fusion nucléaire. Des centaines de milliers de neutrinos traversent le corps humain chaque seconde, mais ils ne nous font aucun mal, nous ne les ressentons pas.
Flare Chromosphérique (traduit par Flare Chromosphérique) - Le champ magnétique de notre étoile peut se tordre, puis s'introduire brusquement dans diverses formes. À la suite de ruptures de champs magnétiques, de puissantes éruptions de rayons X apparaissent à la surface du Soleil.
Boucle de champ magnétique – Le champ magnétique du Soleil est situé au-dessus de la photosphère et est visible lorsque le plasma chaud se déplace le long des lignes magnétiques dans l'atmosphère du Soleil.
Tache– Une tache solaire (trans. Taches solaires) - Ce sont des endroits à la surface du Soleil où les champs magnétiques traversent la surface du Soleil et sont plus froids, souvent en boucle.
Particules énergétiques (trans. Particules énergétiques) - Elles proviennent de la surface du Soleil, entraînant la création vent solaire. DANS tempêtes solaires leur vitesse atteint la vitesse de la lumière.
Rayons X (trans. Rayons X) - rayons invisibles à l'œil humain, produits lors des éruptions solaires.
Points lumineux et régions magnétiques de courte durée (trans. Points brillants et régions magnétiques de courte durée) - En raison des différences de température, des points brillants et sombres apparaissent à la surface du Soleil.

Le radiotélescope spatial russe Radioastron a obtenu des images avec la résolution angulaire la plus élevée de l'histoire de l'astronomie. Les travaux ont été réalisés conjointement avec 15 radiotélescopes au sol de Russie (réseau Quasar-KVO), d'Europe et des États-Unis. Au même moment, les astronomes ont observé un noyau galactique actif dans la constellation du Lézard - l'objet BL Lacertae.

Les scientifiques ont pu discerner dans l'"image" résultante les caractéristiques de la structure des jets - jets géants substances éjectées par le trou noir supermassif situé au centre de cette galaxie, et restaurer la structure du champ magnétique.

Mais avant de parler du résultat obtenu par les scientifiques, il convient d’expliquer comment ce chiffre record a été atteint.

L'interférométrie à très longue base (VLBI) est utilisée en radioastronomie depuis 1974 et repose sur l'observation du même objet à l'aide de plusieurs radiotélescopes indépendants séparés d'une certaine distance (appelée « base ») et sur « l'addition » des signaux résultants.

L’« image » ainsi créée est équivalente à celle que pourrait produire un radiotélescope géant avec un diamètre de miroir égal à la distance entre les télescopes.

Développement de cette méthode d'observation pendant longtempsétait retenu par une barrière physique - les télescopes ne pouvaient pas être espacés à une distance supérieure au diamètre de la Terre. Depuis la fin des années 1970, l'astrophysicien Nikolai Kardashev et ses collègues ont développé un modèle d'interféromètre sol-espace qui pourrait surmonter cette limitation. En 2011, ce projet a été réalisé et mis en orbite. vaisseau spatial. Un radiotélescope d'un diamètre de miroir de 10 mètres y a été installé, ce qui a permis de créer presque égale à la distanceà la lune.

Depuis son lancement, RadioAstron fonctionne avec succès et les scientifiques qui en reçoivent des données organisent des projets communs avec des collègues utilisant les plus grands radiotélescopes de la Terre.

Au cours d'une séance d'observation menée à la longueur d'onde la plus courte de l'interféromètre (1,3 centimètres) avec la participation de 15 radiotélescopes au sol, les scientifiques ont pu atteindre une résolution angulaire record de 21 microarcsecondes.

Grâce à ces observations, il a été possible de « voir » des structures mesurant six mille unités astronomiques (une unité astronomique correspond à la distance de la Terre au Soleil). C'est environ 30 fois plus petit que le nuage d'Oort système solaire et 45 fois inférieure à la distance entre le Soleil et l'étoile la plus proche, Alpha Centauri.

"C'est plus de mille fois meilleure résolution télescope spatial"Hubble". Télescope optique avec une telle résolution angulaire, je pouvais voir boîte d'allumettesà la surface de la Lune », explique le responsable programme scientifique projet du Centre Astrocomique de l'Institut Physique Lebedev Yuri Kovalev.

Lui et ses collègues ont observé le comportement de l'objet BL Lacertae. Il s’agit d’un blazar – un trou noir supermassif entouré d’un disque de plasma chauffé à des températures de plusieurs milliards de degrés. Champs magnétiques puissants et températures élevées former des jets (éjections) - des jets de gaz pouvant atteindre plusieurs années-lumière.

Les modèles théoriques prédisaient qu'en raison de la rotation trou noir et le disque d'accrétion, les lignes de champ magnétique devraient former des structures en spirale, qui à leur tour accélèrent le flux de matière éjecté par les jets. Les scientifiques utilisant RadioAstron ont pu visualiser ces structures en spirale, ainsi que les zones d'ondes de choc dans la région de formation des jets, ce qui leur a permis de mieux comprendre comment fonctionnent ces sources de rayonnement les plus puissantes de l'Univers (les scientifiques ne savent toujours pas grand-chose à leur sujet). ).

"Le noyau de la galaxie s'est avéré extrêmement chaud. Si nous essayions de reproduire ces conditions physiques sur Terre, nous aurions une zone avec une température de plus de mille milliards de degrés », a commenté les résultats Andrei Lobanov, chercheur à l'Institut Max Planck de radioastronomie.

Tous les détails de l’étude record figurent dans l’article publié dans l’Astrophysical Journal.

Ajoutons que le projet RadioAstron est porté par l'Astrospace Center Institut de physique eux. P.N. Lebedev RAS et l'Association scientifique et de production du nom. S.A. Lavochkin sous contrat avec Roscosmos avec de nombreuses organisations scientifiques et techniques en Russie et dans d'autres pays.