26 août 2023 – Des scientifiques détectent des rayons gamma record du soleil

Détection record des photons solairesLes scientifiques viennent peut-être de percer le plus grand mystère du soleilDes scientifiques détectent des rayons gamma record du soleilLe soleil émet le rayonnement le plus énergétique jamais enregistré, soulevant des questions pour la physique solaire« Nous pensions avoir découvert cette étoile, mais ce n’est pas le cas. »

Lors d’une découverte record, des scientifiques ont détecté que notre propre soleil émettait une quantité extraordinaire de rayons gamma – des longueurs d’onde de lumière connues pour transporter le plus d’énergie de toutes les autres longueurs d’onde du spectre électromagnétique. C’est un gros problème car il s’agit du rayonnement de la plus haute énergie jamais documenté provenant de l’étoile hôte de notre planète.Quelque chose comme 1 billion d’électron-volts, pour être exact.

« Après avoir examiné six ans de données, cet excès de rayons gamma est sorti », a déclaré Meher Un Nisa, chercheur postdoctoral à la Michigan State University et co-auteur d’un nouvel article sur les résultats publié mercredi 3 août., a déclaré dans un communiqué . « Quand nous l’avons vu pour la première fois, nous nous sommes dit: » Nous avons définitivement foiré. Le soleil ne peut pas être aussi brillant à ces énergies. «  »

Après délibération, cependant, l’équipe s’est rendu compte qu’une telle luminosité existait définitivement – et c’était simplement dû à la quantité de rayons gamma que le soleil semblait cracher.« Le soleil est plus surprenant que nous ne le savions », a déclaré Nisa.

Avant de commencer à vous inquiéter, non, ces rayons ne peuvent pas nous nuire. Mais ce qu’ils peuvent faire, c’est avoir un effet d’entraînement assez important pour l’avenir de la physique solaire. En fait, ils ont déjà soulevé des questions importantes sur le soleil, telles que le rôle que son champ magnétique pourrait jouer dans le phénomène de rayons gamma nouvellement observé.

Tout cela grâce à une lentille unique sur le cosmos appelée l’observatoire Cherenkov de l’eau à haute altitude, ou HAWC . En bref, cet observatoire, achevé au printemps 2015, est une installation spécifiquement conçue pour observer les particules associées aux rayons gamma de très haute énergie et aux rayons cosmiques, ces derniers étant tout aussi énergétiques mais aussi mystérieux en ce qu’ils voyagent souvent à travers le univers sans montrer un point de départ clair.« Dans ce régime énergétique particulier, d’autres télescopes au sol ne pouvaient pas regarder le soleil car ils ne fonctionnent que la nuit », a déclaré Nisa. « Le nôtre fonctionne 24h/24 et 7j/7. »

HAWC utilise essentiellement un réseau de 300 grands réservoirs d’eau, explique un communiqué de presse sur la nouvelle étude. Chacun de ces réservoirs est rempli d’environ 200 tonnes métriques d’eau purifiée, et ils sont tous nichés entre deux pics volcaniques endormis au Mexique à plus de 13 000 pieds (3 962 mètres) au-dessus du niveau de la mer. Toute cette eau purifiée est importante car, lorsque des particules à haute énergie provenant de l’espace frappent le liquide, la collision entraîne un phénomène connu sous le nom de rayonnement Cherenkov (dont vous avez peut-être entendu parler si vous avez regardé l’émission télévisée « Tchernobyl »).Nommé d’après Pavel Cherenkov, lauréat du prix Nobel de physique en 1958, le rayonnement Cherenkov fait essentiellement référence à une lueur bleuâtre qui se produit lorsque des particules chargées électriquement se déplacent à une certaine vitesse dans un certain milieu, dans ce cas l’eau.

S’appuyant sur ce concept, le champ de vision global de HAWC couvre 15 % du ciel, ce qui lui permet d’en surveiller les deux tiers au total toutes les 24 heures et de déterminer les racines de diverses particules à haute énergie dirigées vers la Terre.

À quoi ressemble le rayonnement solaire normal ?Même si les scientifiques ont déjà observé le soleil émettant des émissions de rayons gamma, de telles observations sont liées à des événements solaires incroyablement extrêmes tels que des éruptions solaires super puissantes. La découverte récente des rayons gamma ne semble pas être associée à ce genre de scénario.

Au sein du soleil, les processus de fusion nucléaire devraient également produire ces fortes longueurs d’onde, cependant, les rayons gamma créés de cette façon ne sortent pas exactement de l’étoile – et encore moins assez loin pour être détectés par des instruments terrestres.

Au lieu de cela, la plupart du temps, ce que nous voyons rayonner de notre étoile hôte sont des longueurs d’onde infrarouges, des longueurs d’onde ultraviolettes et, bien sûr, des longueurs d’onde visibles que nous pouvons voir à l’œil nu.

Pour le contexte, l’une de ces longueurs d’onde visibles transporte une énergie d’environ 1 électron-volt. Les rayons gamma dont Nisa et ses collègues chercheurs ont été témoins, en revanche, ont émis environ 1 000 milliards d’électron-volts. Et, il y en avait beaucoup.La première fois que des scientifiques ont observé des rayons gamma avec des énergies de plus d’un milliard d’électron-volts, selon le communiqué, c’était en 2011 avec le télescope spatial Fermi Gamma-ray de la NASA. Mais Fermi avait une limite. Il a atteint son maximum pour trouver des rayons gamma avec environ 200 milliards d’électron-volts. Ainsi, en 2015, l’équipe de recherche de la nouvelle étude a commencé à collecter des données sur les rayons gamma avec HAWC car cet observatoire ne semblait pas avoir la même restriction.

« Ils nous ont poussés du coude et ont dit: » Nous ne voyons pas de coupure. Vous pourrez peut-être voir quelque chose « , a déclaré Nisa.

Ce qui nous amène au présent – la première fois que nous avons vu des rayons solaires avec des énergies s’étendant jusqu’à un billion d’électron-volts. Et, selon Nisa, cela ne semble pas être le maximum.

« Nous pensions avoir découvert cette étoile, mais ce n’est pas le cas. »Détection record des photons solaires

Les mesures du rayonnement solaire le plus énergétique jamais vu soulignent la nécessité de meilleurs modèles solaires.

Les observations de la dernière décennie ont montré que le Soleil émet beaucoup plus de rayons gamma aux énergies GeV que ce qui est attendu de la modélisation. Aujourd’hui, une collaboration exploitant l’observatoire HAWC (High-Altitude Water Cherenkov) au Mexique montre que cet excès de rayons gamma s’étend jusqu’aux énergies TeV. Cette découverte a des implications pour notre compréhension des atmosphères stellaires et de la physique des astroparticules.Les rayons gamma solaires sont produits lorsque des particules de haute énergie appelées rayons cosmiques se dirigent vers la surface du Soleil mais sont retournées par le champ magnétique solaire. Au fur et à mesure que ces particules s’éloignent de la surface du Soleil, elles interagissent avec le gaz de l’atmosphère solaire pour créer des rayons gamma. Les modèles prédisent le nombre de photons émis d’une énergie donnée en supposant certaines propriétés des rayons cosmiques, du champ magnétique du Soleil et de l’atmosphère solaire.

La collaboration HAWC présente la première détection de rayons gamma TeV du Soleil, une découverte basée sur plus de six années de données. Le flux est beaucoup plus élevé que prévu, ce qui indique que les interactions entre les rayons cosmiques et l’atmosphère solaire sont remarquablement efficaces pour produire des rayons gamma. De plus, le flux de rayons gamma TeV varie en proportion inverse du niveau d’activité solaire, suggérant que le champ magnétique du Soleil affecte le flux, un résultat qui sera utile pour la modélisation.Les chercheurs affirment que leurs travaux nécessitent un cadre théorique révisé pouvant expliquer l’excès de rayons gamma solaires aux énergies GeV et TeV.

Des scientifiques détectent des rayons gamma record du soleil

Dans une découverte révolutionnaire, des scientifiques ont détecté que le soleil émettait une quantité sans précédent de rayons gamma, le rayonnement le plus énergétique du spectre électromagnétique. Cette découverte marque la première fois qu’un tel rayonnement à haute énergie est observé en provenance de notre propre soleil. Les rayons gamma émis par le soleil ont été mesurés à environ 1 billion d’électron-volts, ce qui en fait la source la plus brillante de ce type de rayonnement jamais enregistrée.

Le phénomène a été découvert par le High-Altitude Water Cherenkov Observatory (HAWC), une installation conçue pour observer les particules de haute énergie associées aux rayons gamma et aux rayons cosmiques. Contrairement à d’autres télescopes au sol qui ne peuvent fonctionner que la nuit, HAWC est opérationnel 24h/24 et 7j/7. À l’aide d’un réseau de 300 grands réservoirs d’eau remplis d’eau purifiée, HAWC détecte le rayonnement Cherenkov produit lorsque des particules à haute énergie provenant de l’espace entrent en collision avec le liquide. Cela permet à HAWC de couvrir 15% du ciel et de surveiller les particules de haute énergie dirigées vers la Terre.

Les rayons gamma émis par le soleil ne sont généralement pas observés car ils ne sortent généralement pas de l’étoile. Au lieu de cela, les observations du rayonnement solaire sont généralement limitées aux longueurs d’onde infrarouges, ultraviolettes et visibles. Les rayons gamma détectés par HAWC avaient une énergie d’environ 1 billion d’électron-volts, nettement plus élevée que ce qui avait été observé auparavant. Les observations précédentes avec le télescope spatial à rayons gamma Fermi de la NASA ont atteint une limite d’environ 200 milliards d’électrons-volts. La découverte récente soulève des questions sur le champ magnétique du soleil et son rôle dans l’émission de rayons gamma.

Cette découverte record montre qu’il reste encore beaucoup à apprendre sur notre propre soleil. Les découvertes ont des implications pour la physique solaire et pourraient fournir des informations sur le fonctionnement interne de notre étoile hôte. L’équipe de recherche à l’origine de cette découverte pense qu’il pourrait y avoir des rayons gamma encore plus énergétiques émis par le soleil qui n’ont pas encore été détectés. L’étude a été publiée dans la revue Physical Review Letters.

Les scientifiques viennent peut-être de percer le plus grand mystère du soleil

Les ondes magnétiques rapides récemment découvertes pourraient expliquer pourquoi la couronne solaire est si chaude.

Les scientifiques viennent peut-être de découvrir ce qui rend l’atmosphère extérieure du soleil, la couronne, si inexplicablement chaude.

Pendant des décennies, les scientifiques ont eu du mal à expliquer pourquoi les températures dans l’ atmosphère extérieure du soleil , la couronne, atteignent des températures ahurissantes de plus de 1,8 million de degrés Fahrenheit (un million de degrés Celsius). La surface du soleil n’a qu’environ 10 000 degrés F (6 000 degrés C), et avec la couronne plus éloignée de la source de chaleur à l’intérieur de l’ étoile , l’atmosphère extérieure devrait, en fait, être plus froide.

De nouvelles observations faites par le vaisseau spatial Solar Orbiter dirigé par l’Europe ont maintenant fourni des indices sur ce qui pourrait être derrière ce mystérieux échauffement. À l’aide d’images prises par l’Extreme Ultraviolet Imager (EUI) du vaisseau spatial, une caméra qui détecte la lumière ultraviolette extrême à haute énergie émise par le soleil , les scientifiques ont découvert des ondes magnétiques rapides à petite échelle qui tourbillonnent à la surface du soleil. Ces ondes oscillant rapidement produisent tellement d’énergie, selon les derniers calculs, qu’elles pourraient expliquer l’échauffement coronal.

Les scientifiques ont déjà détecté des ondes magnétiques plus lentes, mais celles-ci ne semblaient pas produire suffisamment d’énergie pour expliquer l’énorme différence de température entre la surface du soleil et l’atmosphère extérieure.

« Au cours des 80 dernières années, les astrophysiciens ont essayé de résoudre ce problème et maintenant de plus en plus de preuves émergent que la couronne peut être chauffée par des ondes magnétiques », a déclaré Tom Van Doorsselaere, professeur de physique des plasmas à l’Université catholique de Louvain en Belgique. et l’un des auteurs de la nouvelle étude, a déclaré dans un communiqué.

Les structures nouvellement découvertes peuvent être vues dans une séquence vidéo capturée par l’instrument EUI en octobre de l’année dernière. Chacune des oscillations magnétiques, mises en évidence dans des rectangles bleus, verts et rouges, mesure moins de 6 200 miles (10 000 kilomètres) de large. Pour le contexte, le disque solaire mesure 864 000 miles (1 392 000 km) de diamètre.

Solar Orbiter, lancé en février 2020, prend les images les plus proches de l’étoile au centre de notre système solaire. Bien que les télescopes terrestres puissent fournir des images du soleil dans une résolution plus élevée, ces télescopes ne peuvent pas étudier la partie ultraviolette extrême du spectre de la lumière solaire. Parce que ces fréquences sont filtrées par l’atmosphère terrestre , les télescopes au sol ne voient donc pas beaucoup des phénomènes clés qui déterminent le comportement du soleil.

Solar Orbiter, qui effectue des approches régulières à moins de 48 millions de miles (77 millions de km) du soleil (plus proche que l’orbite de la planète la plus interne du système solaire, Mercure), n’a pas ces problèmes. Dans ses premières images du soleil seul, publiées en juin 2020, Solar Orbiter a trouvé d’autres indications de processus qui pourraient jouer un rôle dans le mystère du chauffage coronal. 

David Berghmans, chercheur principal de l’instrument EUI et physicien solaire à l’Observatoire royal de Belgique, a ajouté que l’équipe consacrera désormais plus de temps à l’étude des ondes magnétiques nouvellement découvertes à la surface du soleil.

« Puisque ses résultats ont indiqué un rôle clé pour les oscillations rapides dans le chauffage coronal, nous consacrerons une grande partie de notre attention au défi de découvrir des ondes magnétiques à plus haute fréquence avec EUI », a déclaré Berghmans dans le communiqué.

Soleil

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 détermine la météo, 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.

Il y a environ 4,5 milliards d’années, le soleil a commencé à prendre forme à partir d’un  nuage moléculaire  composé principalement d’hydrogène et d’hélium. Une supernova proche   a émis une onde de choc, qui est entrée en contact avec le nuage moléculaire et l’a excité. 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 se réchauffer à cause de l’augmentation de la pression. Une grande partie de l’hydrogène et de l’hélium est restée au centre de cette masse chaude en rotation. Finalement, les gaz se sont suffisamment réchauffés pour amorcer  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  (UA), est une mesure standard de distance pour  les astronomes et les astrophysiciens.

Une UA peut être mesurée à la vitesse de la lumière, ou le temps qu’il faut à un photon de lumière pour voyager du soleil à la Terre. Il faut environ huit minutes et 19 secondes à la lumière pour atteindre la Terre depuis le soleil.Le  rayon  du soleil, ou la distance entre le centre même et les limites extérieures, est d’environ 700 000 kilomètres (432 000 milles). Cette distance est d’environ 109 fois la taille du rayon de la Terre. Le soleil a non seulement un rayon beaucoup plus grand que la Terre, mais il est aussi 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 tout le 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 la 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 la quasi-totalité du quart restant. Un très faible pourcentage (1,69 %) de la masse du soleil est constitué d’autres gaz et métaux : fer, nickel, oxygène, silicium, soufre, magnésium, carbone, néon, calcium et chrome. Ce 1,69 % peut sembler insignifiant, mais son la masse est toujours 5 628 fois la masse de la Terre.

Le soleil n’est pas une masse solide. Il n’a pas les limites facilement identifiables des 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 des fonctions différentes 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 des vitesses différentes et la capacité du soleil à conduire l’  électricité . Près de l’ équateur du soleil , les lignes de champ magnétique forment 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 retourner au pôle opposé.

Le soleil tourne autour de son propre axe, tout comme la Terre. Le soleil tourne dans le sens inverse des aiguilles d’une montre 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 met environ 225 à 250 millions d’années pour orbiter une fois autour du centre galactique.

Rayonnement électromagnétiqueL’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 différentes fréquences et  longueurs d’onde .

La  fréquence  d’une onde représente le nombre de fois que l’onde 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 à basse fréquence ont des longueurs d’onde beaucoup plus longues.

La grande majorité des ondes électromagnétiques provenant du soleil nous sont invisibles. 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 entièrement absorbés par l’atmosphère terrestre. Les rayons UV moins puissants traversent l’atmosphère et peuvent provoquer des coups de soleil.Le soleil émet aussi rayonnement infrarouge – dont les ondes sont à une fréquence beaucoup plus basse. La plupart de la chaleur du soleil arrive sous forme d’énergie infrarouge.

Entre l’infrarouge et l’UV se trouve le spectre visible, qui contient toutes les couleurs que nous, en tant qu’êtres humains, pouvons voir. La couleur rouge a les longueurs d’onde les plus longues (la plus proche de l’infrarouge) et le violet (la plus proche de l’UV) la plus courte.

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 fait que le ciel apparaît bleu.Les astronomes, cependant, appellent le soleil une étoile « naine jaune » parce que ses couleurs se situent dans la section jaune-vert du spectre électromagnétique.

Évolution du Soleil
Le soleil, bien qu’il ait soutenu toute 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 aussi le processus qui modifie lentement la composition du soleil. Grâce à la fusion nucléaire, le Soleil utilise constamment l’hydrogène de son noyau : Chaque seconde, le Soleil fusionne environ 620 millions de tonnes métriques d’hydrogène en hélium.À ce stade de la vie du soleil, son noyau contient 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 passera de « naine jaune » à « géante rouge »..” Lorsque presque tout l’hydrogène du noyau du soleil a été consommé, le noyau se contracte et se réchauffe, augmentant 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 jusqu’à environ 200 fois son rayon actuel, avalant Mercure et Vénus.

Les astrophysiciens se demandent si l’orbite de la Terre s’étendrait au-delà de la portée du soleil ou si notre planète serait également engloutie par le soleil.

Au fur et à mesure que le soleil se dilate, il répartit son énergie sur une plus grande surface, ce qui a un effet global de refroidissement sur l’étoile. Ce refroidissement transformera la lumière visible du soleil en une couleur rougeâtre, une géante rouge.Finalement, le noyau du soleil atteint une température d’environ 100 millions sur l’  échelle Kelvin(près de 100 millions de degrés Celsius ou 180 millions de degrés Farenheit), l’échelle scientifique commune pour mesurer la température. Lorsqu’il atteindra cette température, l’hélium commencera à fusionner pour créer du carbone, un élément beaucoup plus lourd. Cela provoquera un vent solaire intense et d’autres activités solaires, qui finiront par rejeter toutes les couches extérieures du soleil. La phase des géantes rouges 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 constitué de six couches : noyau, zone radiative , zone convective, photosphère , chromosphère et couronne .Core
Le soleil noyau , plus de mille fois plus gros que la Terre et plus de 10 fois  plus dense que le plomb, est une énorme fournaise. Les températures dans le cœur dépassent 15,7 millions de kelvins (également 15,7 millions de degrés Celsius ou 28 millions de degrés Fahrenheit). Le noyau s’étend sur environ 25 % du rayon du soleil.

Le cœur est le seul endroit où les réactions de fusion nucléaire peuvent se produire. Les autres couches du soleil sont chauffées par l’énergie nucléaire qui y est créée. Les protons des atomes d’hydrogène se heurtent violemment 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 cœur, 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 % du rayon et s’étend jusqu’à environ 70 % du rayon. Dans cette vaste zone, la chaleur du cœur se refroidit considérablement, passant de sept millions de K (12 millions de °F ou 7 millions de °C) à deux millions de K (2 millions de °C ou 4 millions de °F).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 proche, libérés par cet ion et à nouveau absorbés par un autre. Un photon peut poursuivre ce processus pendant près de 200 000 ans !

Zone de transition : Tachocline
Entre la zone radiative et la couche suivante, la zone convective, il existe une zone de transition appelée la 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 à 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 pour cent 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 situés en profondeur dans la zone de convection du soleil sont chauffés et « bouillint » vers l’extérieur, loin du noyau du soleil, à travers des colonnes thermiques. Lorsque les gaz atteignent les limites extérieures de la zone convective, ils se refroidissent et replongent à la base de la zone convective pour être à nouveau chauffés.Photosphère
La photosphère est la « surface » visible jaune vif du soleil. La photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres (250 miles) 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 granulesentassés à travers le soleil. Chaque granule a un centre brillant, qui est le gaz chaud montant à travers une colonne thermique. Les bords sombres des granules sont le gaz froid redescendant de la colonne vers le bas de la zone convective.Bien que les sommets des colonnes thermiques ressemblent à de petits granules, ils mesurent 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 » qui peuvent mesurer jusqu’à 30 000 kilomètres (18 641 miles) de diamètre et durer jusqu’à 24 heures.

Les taches solaires , les éruptions solaires et les proéminences 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 à quoi elle ressemble : une tache sombre sur le soleil. Une tache solaire se forme lorsqu’une intense activité magnétique 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 des taches solaires ouvre une connexion entre la couronne (la couche la plus externe du soleil) et l’intérieur du soleil. La matière solaire jaillit de cette ouverture dans des formations appelées éruptions solaires. Ces explosions sont massives : en l’espace de quelques minutes, les éruptions solaires libèrent l’équivalent d’environ 160 milliards de mégatonnes de TNT, soit environ un sixième de l’énergie totale que le soleil libère en une seconde.

Des nuages ​​d’ions, d’atomes et d’électrons jaillissent des éruptions solaires et atteignent la Terre en deux jours environ. Les éruptions solaires et les proéminences solaires contribuent à  la météo spatiale , ce qui peut perturber l’atmosphère et le champ magnétique terrestres, ainsi que perturber les systèmes de satellites et de télécommunications.Photosphère : éjections de masse coronale
Les éjections de masse coronale (CME) sont un autre type d’activité solaire causée par le mouvement constant et les perturbations dans le champ magnétique du soleil. Les CME se forment généralement près des régions actives des taches solaires, la corrélation entre les deux n’a pas été prouvée. La cause des CME est toujours à l’étude, et on suppose 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 brillantes 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 tordues 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 appelés filaments.Photosphère : cycle solaire
Le soleil n’émet pas constamment des taches solaires et des éjectas solaires ; il passe par 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 entraîne une activité solaire et des 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 pendant  les 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 rouge rosé mesure environ 2 000 kilomètres (1 250 miles) d’épaisseur et est criblée de jets de gaz chauds.

Au bas de la chromosphère, là où il rencontre la photosphère, le soleil est le plus froid, 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) à la limite extérieure de la région.La chromosphère émet des jets de gaz brûlants appelés  spicules , semblables aux éruptions solaires. Ces volutes de gaz enflammées sortent de la chromosphère comme de longs doigts enflammés ; ils mesurent généralement environ 500 kilomètres (310 miles) de diamètre. Les spicules ne durent qu’environ 15 minutes, 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 calques sont beaucoup plus dynamiques. Ils sont dominés par les 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. En dessous du STR, l’hélium est partiellement ionisé. Cela signifie qu’il a perdu un électron, mais qu’il en reste encore 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).

Couronne
La couronne est la fine couche la plus externe de l’atmosphère solaire et peut s’étendre sur des millions de kilomètres dans l’espace. Les gaz de 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 des 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 jusqu’aux confins du système solaire.

D’autres particules forment des boucles coronales. Les boucles coronales sont des éclats de particules qui se recourbent vers une tache solaire proche.Près des pôles du soleil se trouvent des trous coronaux. Ces zones sont plus froides et plus sombres que d’autres régions du soleil et permettent le passage de certaines des parties les plus rapides du vent solaire.

Vent solaire
Le vent solaire est un flux de particules extrêmement chaudes et chargées qui sont expulsées 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. Cependant, même à ce rythme de perte, le soleil n’a perdu qu’environ 0,01 % de sa masse totale à cause 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. Lorsqu’elles entrent en collision avec l’atmosphère de notre planète, ces particules chargées illuminent l’atmosphère de couleurs, créant  des aurores, jeux de lumière colorés connus sous le nom d’aurores boréales et aurores méridionales. Les 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, la bulle massive 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 l’  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 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 vie.

Pour les anciens Aztèques, le soleil était une divinité puissante connue sous le nom de Tonatiuh, qui exigeait des sacrifices humains pour voyager à travers le ciel. Dans la mythologie balte, le soleil était une déesse nommée Saule, qui apportait fertilité et santé. Selon la mythologie chinoise, le soleil est le seul des 10 dieux solaires restants.En 150 avant notre ère, le savant grec Claudius Ptolemy 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 XVIe 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 XVIIe siècle, le télescope permettait d’examiner le soleil en détail. Le soleil est beaucoup trop brillant pour nous permettre de l’étudier sans protection. 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 composée d’un spectre de couleurs.En 1800, on a découvert que la lumière infrarouge et ultraviolette existait juste en dehors 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 générait 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 lignes lumineuses dans la photosphère qui n’avaient la longueur d’onde d’aucun 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 possédait un noyau chaud et pressurisé capable de produire d’énormes quantités 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 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. Au cours de cette décennie, la NASA a envoyé cinq  satellites Pioneer  pour orbiter 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 émis lors des éruptions solaires.

LeL’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 aux confins de l’héliosphère pour découvrir de quoi est faite l’atmosphère là 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 en continu 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 alimentaire . Ces producteurs absorbent le rayonnement solaire et le convertissent en énergie grâce à 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 en milieu aquatique. 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 enfoncées 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 appelons des combustibles fossiles. Ces micro-organismes sont devenus du pétrole, du gaz naturel et du charbon.

Les gens ont développé des procédés pour extraire ces combustibles fossiles et les utiliser pour l’énergie. Cependant, 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 solaire et le convertit en chaleur, lumière ou électricité.

L’énergie solaire est une  ressource renouvelable et de nombreuses technologies peuvent la récolter directement pour l’utiliser 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 aux zones rurales, aux grandes centrales électriques, aux bâtiments et aux 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, qui crée de la vapeur et alimente un  générateur électrique .

L’énergie solaire peut également être collectée et distribuée sans machinerie 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 solaire pour répondre aux besoins en électricité de tous pendant un an. Cependant, la technologie solaire est coûteuse et dépend d’un temps local ensoleillé et sans nuages ​​pour être efficace. Les méthodes d’exploitation de l’énergie solaire sont encore en cours de développement et d’amélioration.

Scientists Detect Record-Breaking Gamma Rays from the Sun

Sun blasts out highest-energy radiation ever recorded, raising questions for solar physics

https://headtopics.com/us/sun-blasts-out-highest-energy-radiation-ever-recorded-raising-questions-for-solar-physics-41897479

https://www.space.com/sun-blasts-highest-energy-radiation-ever-recorded-raising-questions-solar-physics

https://www.space.com/solar-orbiter-fast-magnetic-waves-sun-coronal-heating

https://education.nationalgeographic.org/resource/sun/

https://physics.aps.org/articles/v16/s107