Sun (Français)

Le Soleil est une étoile ordinaire, l’une des quelque 100 milliards de notre galaxie, la Voie Lactée. Le soleil a des influences extrêmement importantes sur notre planète: il entraîne le temps, les courants océaniques, les saisons et le climat, et rend la vie végétale possible grâce à la photosynthèse. Sans la chaleur et la lumière du soleil, la vie sur Terre n’existerait pas.
Environ 4,5 milliards d’années, le soleil a commencé à prendre forme à partir d’un nuage moléculaire qui est principalement composé d’hydrogène et d’hélium., Une supernova voisine a émis une onde de choc, qui est entrée en contact avec le nuage moléculaire et l’a dynamisé. Le nuage moléculaire a commencé à se comprimer et certaines régions de gaz se sont effondrées sous leur propre attraction gravitationnelle. Lorsque l’une de ces régions s’est effondrée, elle a également commencé à tourner et à chauffer à cause de la pression croissante. Une grande partie de l’hydrogène et de l’hélium sont restés au centre de cette masse chaude et tournante. Finalement, les gaz se sont suffisamment chauffés pour commencer la fusion nucléaire et sont devenus le soleil de notre système solaire.,
D’autres parties du nuage moléculaire se sont refroidies en un disque autour du tout nouveau soleil et sont devenues des planètes, des astéroïdes, des comètes et d’autres corps de notre système solaire.
Le Soleil est à environ 150 millions de kilomètres (93 millions de miles) de la Terre. Cette distance, appelée Unité astronomique (AU), est une mesure standard de la distance pour les astronomes et les astrophysiciens.
Une UA peut être mesurée à la vitesse de la lumière, ou le temps qu’il faut pour qu’un photon de lumière voyage du soleil à la Terre. Il faut environ huit minutes et 19 secondes de lumière sur le soleil pour atteindre la Terre.,
Le rayon du soleil, ou la distance entre le centre et les limites extérieures, est d’environ 700 000 kilomètres (432 000 miles). Cette distance est environ 109 fois la taille du rayon de la Terre. Le soleil a non seulement un rayon beaucoup plus grand que la Terre—il est également beaucoup plus massif. La masse du Soleil est plus de 333 000 fois celle de la Terre et contient environ 99,8% de toute la masse de l’ensemble du système solaire!
Composition
Le Soleil est constitué d’une combinaison flamboyante de gaz. Ces gaz sont en fait sous forme de plasma., Le Plasma est un État de matière similaire au gaz, mais avec la plupart des particules ionisées. Cela signifie que les particules ont un nombre accru ou réduit d’électrons.
environ les trois quarts du soleil sont de l’hydrogène, qui fusionne constamment et crée de l’hélium par un processus appelé fusion nucléaire. L’hélium constitue presque tout le quart restant. Un très faible pourcentage (1,69%) de la masse du Soleil est composé d’autres gaz et métaux: fer, nickel, oxygène, silicium, soufre, magnésium, carbone, néon, calcium et Chrome CE 1.,69% peut sembler insignifiant, mais sa masse est encore 5 628 fois la masse de la Terre.
Le soleil n’est pas une masse solide. Il n’a pas de frontières facilement identifiables comme les planètes rocheuses comme la Terre. Au lieu de cela, le soleil est composé de couches composées presque entièrement d’hydrogène et d’hélium. Ces gaz remplissent différentes fonctions dans chaque couche, et les couches du soleil sont mesurées par leur pourcentage du rayon total du soleil.
Le Soleil est imprégné et quelque peu contrôlé par un champ magnétique., Le champ magnétique est défini par une combinaison de trois mécanismes complexes: un courant électrique circulaire qui traverse le soleil, des couches du soleil qui tournent à différentes vitesses et la capacité du soleil à conduire l’électricité. Près de l’Équateur du soleil, les lignes de champ magnétique font de petites boucles près de la surface. Les lignes de champ magnétique qui traversent les pôles s’étendent beaucoup plus loin, des milliers de kilomètres, avant de revenir au pôle opposé.
Le soleil tourne autour de son propre axe, tout comme la Terre. Le soleil tourne dans le sens antihoraire et prend entre 25 et 35 jours pour effectuer une seule rotation.,
Le soleil tourne dans le sens des aiguilles d’une montre autour du centre de la Voie Lactée. Son orbite se situe entre 24 000 et 26 000 années-lumière du centre galactique. Le soleil prend environ 225 millions à 250 millions d’années pour orbiter une fois autour du centre galactique.
rayonnement électromagnétique
l’énergie du soleil se déplace vers la Terre à la vitesse de la lumière sous forme de rayonnement électromagnétique (EMR).
Le spectre électromagnétique existe sous forme d’ondes de fréquences et de longueurs d’onde différentes.
La fréquence d’une onde représente combien de fois la vague se répète dans une certaine unité de temps., Les ondes avec des longueurs d’onde très courtes se répètent plusieurs fois dans une unité de temps donnée, elles sont donc à haute fréquence. En revanche, les ondes basse fréquence ont des longueurs d’onde beaucoup plus longues.
La grande majorité des ondes électromagnétiques qui proviennent du soleil sont invisibles pour nous. Les ondes les plus hautes fréquences émises par le soleil sont les rayons gamma, les rayons X et les rayons ultraviolets (rayons UV). Les rayons UV les plus nocifs sont presque complètement absorbés par l’atmosphère terrestre. Les rayons UV moins puissants traversent l’atmosphère et peuvent causer des coups de soleil.,
Le soleil émet également un rayonnement infrarouge – dont les ondes sont une fréquence beaucoup plus basse. La plupart de la chaleur du soleil arrive sous forme d’énergie infrarouge.
pris en sandwich entre l’infrarouge et L’UV est le spectre visible, qui contient toutes les couleurs que nous, en tant qu’humains, pouvons voir. La couleur rouge a les longueurs d’onde les plus longues (les plus proches de l’infrarouge) et le violet (les plus proches des UV) les plus courtes.
Le soleil lui-même est blanc, ce qui signifie qu’il contient toutes les couleurs du spectre visible., Le Soleil apparaît jaune orangé parce que la lumière bleue qu’il émet a une longueur d’onde plus courte et est dispersée dans l’atmosphère—le même processus qui rend le ciel bleu.
Les astronomes, cependant, appellent le soleil une étoile « naine jaune » parce que ses couleurs tombent dans la section jaune-vert du spectre électromagnétique.
évolution du Soleil
Le soleil, bien qu’il ait soutenu toute la vie sur notre planète, ne brillera pas éternellement. Le soleil existe déjà depuis environ 4,5 milliards d’années.,
le processus de fusion nucléaire, qui crée la chaleur et la lumière qui rendent possible la vie sur notre planète, est également le processus qui modifie lentement la composition du soleil. Grâce à la fusion nucléaire, le soleil utilise constamment l’hydrogène de son cœur:chaque seconde, le soleil fusionne environ 620 millions de tonnes métriques d’hydrogène en hélium.
A ce stade de la vie du soleil, son noyau est d’environ 74% d’hydrogène. Au cours des cinq prochains milliards d’années, le soleil brûlera la majeure partie de son hydrogène et l’hélium deviendra sa principale source de carburant.,
au Cours de ces cinq milliards d’années, le soleil va de « nain jaune” à « géante rouge. »Lorsque presque tout l’hydrogène du cœur du soleil a été consommé, le cœur se contracte et se réchauffe, augmentant ainsi la quantité de fusion nucléaire qui a lieu. Les couches extérieures du soleil se dilateront à partir de cette énergie supplémentaire.
Le soleil s’étendra à environ 200 fois son rayon actuel, avalant mercure et Vénus.
les astrophysiciens débattent si l’orbite terrestre s’étendrait au-delà de la portée du soleil, ou si notre planète serait également engloutie par le soleil.,
à mesure que le soleil se dilate, il répartira son énergie sur une plus grande surface, ce qui a un effet de refroidissement global sur l’étoile. Ce refroidissement déplacera la lumière visible du soleil vers une couleur rougeâtre-un géant rouge.
finalement, le cœur du soleil atteint une température d’environ 100 millions sur l’échelle de Kelvin (près de 100 millions de degrés Celsius ou 180 millions de degrés Farenheit), l’échelle scientifique commune pour mesurer la température. Lorsqu’il atteint cette température, l’hélium commence à fusionner pour créer du carbone, un élément beaucoup plus lourd., Cela provoquera un vent solaire intense et une autre activité solaire, qui finira par rejeter l’ensemble des couches externes du soleil. La phase de la géante rouge sera terminée. Seul le noyau de carbone du soleil restera, et en tant que” naine blanche », il ne créera ni n’émettra d’énergie.
structure du Soleil
Le Soleil est composé de six couches: noyau, zone radiative, zone convective, photosphère, chromosphère et couronne.
noyau
Le noyau du soleil, plus de mille fois la taille de la Terre et plus de 10 fois plus dense que le plomb, est un énorme four. Les températures dans le noyau dépassent 15,7 millions de kelvin(également 15.,7 millions de degrés Celsius, ou 28 millions de degrés Fahrenheit). Le noyau s’étend à environ 25% du rayon du soleil.
Le noyau est le seul endroit où les réactions de fusion nucléaire peuvent se produire. Les autres couches du soleil sont chauffées à partir de l’énergie nucléaire qui y est créée. Les Protons des atomes d’hydrogène entrent violemment en collision et fusionnent, ou se rejoignent, pour créer un atome d’hélium.
Ce processus, connu sous le nom de réaction en chaîne PP (proton-proton), émet une énorme quantité d’énergie., L’énergie libérée pendant une seconde de fusion solaire est bien supérieure à celle libérée lors de l’explosion de centaines de milliers de bombes à hydrogène.
lors de la fusion nucléaire dans le noyau, deux types d’énergie sont libérés: les photons et les neutrinos. Ces particules transportent et émettent la lumière, la chaleur et l’énergie du soleil. Les Photons sont la plus petite particule de lumière et d’autres formes de rayonnement électromagnétique. Les Neutrinos sont plus difficiles à détecter et ne représentent qu’environ deux pour cent de l’énergie totale du soleil. Le soleil émet à la fois des photons et des neutrinos dans toutes les directions, tout le temps.,
Zone Radiative
La zone radiative du soleil commence à environ 25 pour cent du rayon, et s’étend jusqu’à environ 70 pour cent du rayon. Dans cette large zone, la chaleur du noyau se refroidit considérablement, de sept millions de K à deux millions de K.
dans la zone radiative, l’énergie est transférée par un processus appelé rayonnement thermique. Au cours de ce processus, les photons qui ont été libérés dans le noyau parcourent une courte distance, sont absorbés par un ion voisin, libérés par cet ion et absorbés à nouveau par un autre. Un photon peut continuer ce processus pendant près de 200 000 ans!,
zone de Transition: Tachocline
entre la zone radiative et la couche suivante, la zone convective, il y a une zone de transition appelée tachocline. Cette région est créée à la suite de la rotation différentielle du soleil.
la rotation différentielle se produit lorsque différentes parties d’un objet tournent à des vitesses différentes. Le soleil est composé de gaz subissant différents processus à différentes couches et différentes latitudes. L’Équateur du soleil tourne beaucoup plus vite que ses pôles, par exemple.
La vitesse de rotation du soleil change rapidement dans la tachocline.,
zone Convective
à environ 70% du rayon du soleil, la zone convective commence. Dans cette zone, la température du soleil n’est pas assez chaude pour transférer de l’énergie par rayonnement thermique. Au lieu de cela, il transfère la chaleur par convection thermique à travers des colonnes thermiques.
semblable à l’eau bouillante dans une casserole, ou à la cire chaude dans une lampe à lave, les gaz profondément dans la zone convective du soleil sont chauffés et « bouillir” vers l’extérieur, loin du cœur du soleil, à travers des colonnes thermiques. Lorsque les gaz atteignent les limites extérieures de la zone convective, ils refroidissent et replongent à la base de la zone convective, pour être chauffés à nouveau.,
Photosphère
La photosphère est la jaune vif, visibles « surface » du soleil. La photosphère est d’environ 400 kilomètres (250 miles) d’épaisseur, et les températures y atteignent environ 6,000 k (5,700° c, 10,300° F).
Les colonnes thermiques de la zone de convection sont visibles dans la photosphère, bouillonnant comme de la farine d’avoine bouillante. Grâce à de puissants télescopes, les sommets des colonnes apparaissent comme des granules entassés à travers le soleil. Chaque granule a un centre lumineux, qui est le gaz chaud montant à travers une colonne thermique., Les bords sombres des granules sont le gaz frais descendant vers le bas de la colonne vers le bas de la zone convective.
bien que les sommets des colonnes thermiques ressemblent à de petits granules, ils font généralement plus de 1 000 kilomètres (621 miles) de diamètre. La plupart des colonnes thermiques existent pendant environ huit à 20 minutes avant de se dissoudre et de former de nouvelles colonnes. Il existe également des « supergranules » pouvant atteindre 30 000 kilomètres (18 641 miles) et durer jusqu’à 24 heures.,
Les taches solaires, les éruptions solaires et les protubérances solaires prennent forme dans la photosphère, bien qu’elles soient le résultat de processus et de perturbations dans d’autres couches du soleil.
photosphère: taches solaires
Une tache solaire est exactement ce que cela ressemble—une tache sombre sur le soleil. Une tache solaire se forme lorsque l’activité magnétique intense dans la zone convective rompt une colonne thermique. Au sommet de la colonne rompue (visible dans la photosphère), la température est temporairement diminuée car les gaz chauds ne l’atteignent pas.,
Photosphère: Éruptions Solaires
Le processus de création de taches solaires ouvre une connexion entre la couronne (la couche externe du soleil) et de l’intérieur du soleil. La matière solaire surgit de cette ouverture dans des formations appelées éruptions solaires. Ces explosions sont massives: en quelques minutes, les éruptions solaires libèrent l’équivalent d’environ 160 milliards de mégatonnes de TNT, soit environ un sixième de l’énergie totale libérée par le soleil en une seconde.
des nuages d’ions, d’atomes et d’électrons éclatent des éruptions solaires et atteignent la Terre en environ deux jours., Les éruptions solaires et les protubérances solaires contribuent à la météorologie spatiale, qui peut provoquer des perturbations de l’atmosphère terrestre et du champ magnétique, ainsi que perturber les systèmes de satellites et de télécommunications.
photosphère: éjections de masse coronale
les éjections de masse coronale (EMC) sont un autre type d’activité solaire causée par le mouvement constant et les perturbations dans le champ magnétique du soleil. Les EMC se forment généralement près des régions actives des taches solaires, la corrélation entre les deux n’a pas été prouvée., La cause des EMC est toujours à l’étude, et il est émis l’hypothèse que les perturbations de la photosphère ou de la couronne conduisent à ces violentes explosions solaires.
photosphère: proéminence solaire
les proéminences solaires sont des boucles lumineuses de matière solaire. Ils peuvent éclater loin dans la couche coronale du soleil, s’étendant à des centaines de kilomètres par seconde. Ces caractéristiques courbes et torsadées peuvent atteindre des centaines de milliers de kilomètres de hauteur et de largeur, et durer de quelques jours à quelques mois.
les proéminences solaires sont plus froides que la couronne, et elles apparaissent comme des brins plus sombres contre le soleil., Pour cette raison, ils sont également connus sous le nom de filaments.
photosphère: Cycle solaire
Le soleil n’émet pas constamment de taches solaires et d’éjectas solaires; il traverse un cycle d’environ 11 ans. Au cours de ce cycle solaire, la fréquence des éruptions solaires change. Pendant les maximums solaires, il peut y avoir plusieurs éruptions par jour. Pendant les minimums solaires, il peut y en avoir moins d’un par semaine.
Le cycle solaire est défini par les champs magnétiques du soleil, qui tournent autour du soleil et se connectent aux deux pôles. Tous les 11 ans, les champs magnétiques s’inversent, provoquant une perturbation qui conduit à l’activité solaire et aux taches solaires.,
Le cycle solaire peut avoir des effets sur le climat de la Terre. Par exemple, la lumière ultraviolette du soleil divise l’oxygène dans la stratosphère et renforce la couche d’ozone protectrice de la Terre. Pendant le minimum solaire, il y a de faibles quantités de rayons UV, ce qui signifie que la couche D’ozone de la Terre est temporairement amincie. Cela permet à plus de rayons UV d’entrer et de chauffer l’atmosphère terrestre.
Atmosphère Solaire
L’atmosphère solaire est la région la plus chaude du soleil. Il est composé de la chromosphère, de la couronne et d’une zone de transition appelée région de transition solaire qui relie les deux.,
l’atmosphère solaire est obscurcie par la lumière vive émise par la photosphère, et elle peut rarement être vue sans instruments spéciaux. Ce n’est que lors des éclipses solaires, lorsque la lune se déplace entre la Terre et le soleil et cache la photosphère, que ces couches peuvent être vues à l’œil nu.
chromosphère
la chromosphère rose-rouge est d’environ 2 000 kilomètres (1 250 miles) d’épaisseur et criblée de jets de gaz chaud.
au fond de la chromosphère, là où elle rencontre la photosphère, le soleil est le plus frais, à environ 4 400 k (4 100° C, 7 500° F)., Cette basse température donne à la chromosphère sa couleur rose. La température dans la chromosphère augmente avec l’altitude et atteint 25 000 k (25 000° C, 45 000° F) Au bord extérieur de la région.
la chromosphère émet des jets de gaz brûlants appelés spicules, semblables aux éruptions solaires. Ces feux follets de gaz atteignent la chromosphère comme de longs doigts enflammés; ils ont généralement un diamètre d’environ 500 kilomètres (310 miles). Les Spicules ne durent que 15 minutes environ, mais peuvent atteindre des milliers de kilomètres de hauteur avant de s’effondrer et de se dissoudre.,
Région de Transition solaire
la région de transition solaire (STR) sépare la chromosphère de la couronne.
sous le STR, les couches du soleil sont contrôlées et restent séparées en raison de la gravité, de la pression du gaz et des différents processus d’échange d’énergie. Au-dessus du STR, le mouvement et la forme des couches sont beaucoup plus dynamiques. Ils sont dominés par des forces magnétiques. Ces forces magnétiques peuvent mettre en action des événements solaires tels que les boucles coronales et le vent solaire.
l’état de l’hélium dans ces deux régions présente également des différences. Sous le STR, l’hélium est partiellement ionisé., Cela signifie qu’il a perdu un électron, mais il en reste un. Autour du STR, l’hélium absorbe un peu plus de chaleur et perd son dernier électron. Sa température monte à près d’un million de k (un million de °C, 1,8 million de °F).
Corona
La corona est la couche la plus externe vaporeuse de l’atmosphère solaire et peut s’étendre sur des millions de kilomètres dans l’espace. Les gaz dans la couronne brûlent à environ un million de k (un million de° C, 1,8 million de° f) et se déplacent à environ 145 kilomètres (90 miles) par seconde.
certaines particules atteignent une vitesse d’échappement de 400 kilomètres par seconde (249 miles par seconde)., Ils échappent à l’attraction gravitationnelle du soleil et deviennent le vent solaire. Le vent solaire souffle du soleil au bord du système solaire.
D’autres particules forment des boucles coronales. Les boucles coronales sont des éclats de particules qui se courbent autour d’une tache solaire à proximité.
près des pôles du soleil se trouvent des trous coronaux. Ces zones sont plus froides et plus sombres que les autres régions du soleil, et permettent à certaines des parties les plus rapides du vent solaire de passer à travers.
Vent Solaire
Le vent solaire est un flux de particules chargées extrêmement chaudes qui sont rejetées de la haute atmosphère du soleil., Cela signifie que tous les 150 millions d’années, le soleil perd une masse égale à celle de la Terre. Toutefois, même à ce taux de perte, le soleil n’a perdu environ 0,01% de sa masse totale du vent solaire.
Le vent solaire souffle dans toutes les directions. Il continue à se déplacer à cette vitesse sur environ 10 milliards de kilomètres (six milliards de miles).
certaines des particules du vent solaire glissent à travers le champ magnétique terrestre et dans sa haute atmosphère près des pôles., Alors qu’elles entrent en collision avec l’atmosphère de notre planète, ces particules chargées illuminent l’atmosphère de couleurs, créant des aurores, des affichages de lumière colorés connus sous le nom de lumières du Nord et du Sud. Vents solaires peuvent également provoquer des tempêtes solaires. Ces tempêtes peuvent interférer avec les satellites et assommer les réseaux électriques sur Terre.
Le vent solaire remplit l’héliosphère, l’énorme bulle de particules chargées qui englobe le système solaire.
Le vent solaire finit par ralentir près de la frontière de l’héliosphère, à une limite théorique appelée héliopause., Cette frontière sépare la matière et l’énergie de notre système solaire de la matière des systèmes stellaires voisins et du milieu interstellaire.
Le milieu interstellaire est l’espace entre les systèmes stellaires. Le vent solaire, ayant parcouru des milliards de kilomètres, ne peut pas s’étendre au-delà du milieu interstellaire.
étudier le soleil
Le soleil n’a pas toujours fait l’objet de découvertes et d’enquêtes scientifiques. Pendant des milliers d’années, le soleil était connu dans les cultures du monde entier comme un Dieu, une déesse et un symbole de la vie.,
pour les anciens Aztèques, le soleil était une divinité puissante connue sous le nom de Tonatiuh, qui nécessitait un sacrifice humain pour voyager à travers le ciel. Dans la mythologie Baltique, le soleil était une déesse nommée Saule, qui apportait fertilité et Santé. La mythologie chinoise a soutenu que le soleil est le seul restant de 10 dieux du soleil.
En 150 après J.-C., l’érudit grec Claudius Ptolémée a créé un modèle géocentrique du système solaire dans lequel la Lune, les planètes et le soleil tournaient autour de la Terre., Ce n’est qu’au 16ème siècle que L’astronome polonais Nicolaus Copernicus a utilisé un raisonnement mathématique et scientifique pour prouver que les planètes tournaient autour du soleil. Ce modèle héliocentrique est celui que nous utilisons aujourd’hui.
au 17ème siècle, le télescope a permis aux gens d’examiner le soleil en détail. Le soleil est beaucoup trop lumineux pour nous permettre de l’étudier avec nos yeux non protégés.Avec un télescope, il était possible pour la première fois de projeter une image claire du soleil sur un écran pour examen.,
Le scientifique anglais Sir Isaac Newton a utilisé un télescope et un prisme pour disperser la lumière du soleil, et a prouvé que la lumière du soleil était en fait faite d’un spectre de couleurs.
en 1800, on a découvert que la lumière infrarouge et ultraviolette existait juste à l’extérieur du spectre visible. Un instrument optique appelé spectroscope a permis de séparer la lumière visible et d’autres rayonnements électromagnétiques dans ses différentes longueurs d’onde. La spectroscopie a également aidé les scientifiques à identifier les gaz dans l’atmosphère du soleil—chaque élément a son propre modèle de longueur d’onde.,
cependant, la méthode par laquelle le soleil a généré son énergie restait un mystère. De nombreux scientifiques ont émis l’hypothèse que le soleil se contractait et émettait de la chaleur à partir de ce processus.
en 1868, L’astronome anglais Joseph Norman Lockyer étudiait le spectre électromagnétique du soleil. Il a observé des raies lumineuses dans la photosphère qui n’avaient pas de longueur d’onde d’un élément connu sur Terre. Il a deviné qu’il y avait un élément isolé sur le soleil, et l’a nommé hélium d’après le dieu grec du soleil, Hélios.,
au cours des 30 années suivantes, les astronomes ont conclu que le soleil avait un noyau chaud et pressurisé capable de produire des quantités massives d’énergie par fusion nucléaire.
La Technologie a continué à s’améliorer et a permis aux scientifiques de découvrir de nouvelles caractéristiques du soleil. Les télescopes infrarouges ont été inventés dans les années 1960 et les scientifiques ont observé de l’énergie en dehors du spectre visible. Les astronomes du XXe siècle ont utilisé des ballons et des fusées pour envoyer des télescopes spécialisés au-dessus de la Terre et ont examiné le soleil sans aucune interférence de l’atmosphère terrestre.,
Solrad 1 a été le premier vaisseau spatial conçu pour étudier le soleil, et a été lancé par les États-Unis en 1960. Cette décennie, la NASA a envoyé cinq satellites Pioneer en orbite autour du soleil et collecter des informations sur l’étoile.
en 1980, la NASA a lancé une mission pendant le maximum solaire pour recueillir des informations sur les rayons gamma à haute fréquence, les rayons UV et les rayons x qui sont émis lors des éruptions solaires.
L’Observatoire solaire et Héliosphérique (SOHO) a été développé en Europe et mis en orbite en 1996 pour collecter des informations., SOHO collecte avec succès des données et prévoit la météo spatiale depuis 12 ans.
Voyager 1 et 2 sont des engins spatiaux voyageant au bord de l’héliosphère pour découvrir de quoi est faite l’atmosphère où le vent solaire rencontre le milieu interstellaire. Voyager 1 a franchi cette frontière en 2012 et Voyager 2 l’a fait en 2018.
Un autre développement dans l’étude du Soleil est l’héliosismologie, l’étude des ondes solaires. On suppose que la turbulence de la zone convective contribue aux ondes solaires qui transmettent continuellement la matière solaire aux couches externes du soleil., En étudiant ces ondes, les scientifiques comprennent mieux l’intérieur du soleil et la cause de l’activité solaire.
énergie du Soleil
photosynthèse
la lumière du Soleil fournit la lumière et l’énergie nécessaires aux plantes et aux autres producteurs du réseau trophique. Ces producteurs absorbent le rayonnement solaire et le convertissent en énergie par un processus appelé photosynthèse.
Les producteurs sont principalement des plantes (sur terre) et des algues (dans les régions aquatiques). Ils sont à la base du réseau trophique et leur énergie et leurs nutriments sont transmis à tous les autres organismes vivants.,
Combustibles Fossiles
la Photosynthèse est également responsable de tous les combustibles fossiles sur Terre. Les scientifiques estiment qu’il y a environ trois milliards d’années, les premiers producteurs ont évolué dans les milieux aquatiques. La lumière du soleil a permis à la vie végétale de prospérer et de s’adapter. Après la mort des plantes, elles se sont décomposées et se sont déplacées plus profondément dans la terre, parfois à des milliers de mètres. Ce processus s’est poursuivi pendant des millions d’années.
sous une pression intense et des températures élevées, ces restes sont devenus ce que nous connaissons comme des combustibles fossiles. Ces micro-organismes sont devenus le pétrole, le gaz naturel et le charbon.,
Les gens ont développé des procédés pour extraire ces combustibles fossiles et les utiliser pour l’énergie. Toutefois, les combustibles fossiles sont une ressource non renouvelable. Ils mettent des millions d’années à se former.
technologie de L’énergie solaire
La technologie de l’énergie solaire exploite le rayonnement du soleil et le convertit en chaleur, en lumière ou en électricité.
l’énergie Solaire est une ressource renouvelable, et de nombreuses technologies peuvent récolter directement pour une utilisation dans les maisons, les entreprises, les écoles et les hôpitaux., Certaines technologies d’énergie solaire comprennent les cellules et panneaux solaires voltaïques, les capteurs solaires thermiques, l’électricité solaire thermique et l’architecture solaire.
Le photovoltaïque utilise l’énergie du soleil pour accélérer les électrons dans les cellules solaires et générer de l’électricité. Cette forme de technologie a été largement utilisée et peut fournir de l’électricité dans les zones rurales, les grandes centrales électriques, les bâtiments et les appareils plus petits tels que les parcomètres et les compacteurs de déchets.,
l’énergie du soleil peut également être exploitée par une méthode appelée « énergie solaire concentrée », dans laquelle les rayons du soleil sont réfléchis et amplifiés par des miroirs et des lentilles. Le rayon de soleil intensifié chauffe un fluide, ce qui crée de la vapeur et alimente un générateur électrique.
L’énergie solaire peut également être collectée et distribuée sans machines ni électronique. Par exemple, les toits peuvent être recouverts de végétation ou peints en blanc pour diminuer la quantité de chaleur absorbée dans le bâtiment, diminuant ainsi la quantité d’électricité nécessaire à la climatisation. C’est l’architecture solaire.,
La Lumière du Soleil est abondante: en une heure, l’atmosphère terrestre reçoit suffisamment de lumière du soleil pour alimenter les besoins en électricité de tous pendant un an. Cependant, la technologie solaire est coûteuse et dépend de la météo locale ensoleillée et sans nuages pour être efficace. Méthodes de maîtrise de l’énergie du soleil sont encore développés et améliorés.