SOLEIL
Une étoile parmi d'autres dans notre Galaxie
Près de 200 milliards d’étoiles et leurs planètes composent la Voie lactée, notre Galaxie. Elles sont réparties selon des bras spiraux autour d’un noyau central (qui abrite d'ailleurs un trou noir) et sont essentiellement confinées dans un disque lenticulaire. La lumière met près de 100 000 ans à traverser ce disque à la vitesse de 300 000 km/s et parcourt donc une distance de 100 000 années-lumière. Notre Soleil est, lui, à près de 30 000 années-lumière du centre de la Galaxie et, comme il fait un tour de disque en 200 millions d'années, sa vitesse de déplacement est de l’ordre de 250 km/s. Mais y a-t-il 200 milliards de soleils ? La réponse est non : un observateur débutant connaît la couleur jaune du Soleil (à ne pas regarder en face) mais aussi les couleurs de certaines étoiles dans nos constellations familières (Aldébaran qui est rouge, Véga d’un blanc-bleu...), ces astres étant également bien différents en termes de masse et d'âge.
Avec le développement d'outils de spectroscopie, qui permettent d'analyser le contenu de la lumière des astres, les astronomes ont commencé à classifier les étoiles sur des critères plus précis que la simple couleur.
Le rayonnement solaire
Le rayonnement solaire désigne l'ensemble des ondes électromagnétiques (qui vont des rayons γ aux ondes radio) émises par le Soleil et résultant de la perte d'énergie liée aux réactions nucléaires ayant lieu en son cœur. Il met quelque huit minutes pour atteindre l’orbite de la Terre depuis la surface du Soleil.
Spectre du rayonnement solaire
Encyclopædia Universalis France
La distribution de l’énergie lumineuse solaire avec la longueur d’onde – c’est-à-dire le spectre solaire – est proche de celle d’un corps noir(corps idéal qui absorbe toute la lumière qu’il reçoit) porté à la température de 5 770 K. Cela est à peu près vrai de l’ultraviolet (vers 400 nm, soit 0,4 µm) jusqu’aux longueurs d’onde radio inférieures à 1 mm. L'émission totale (intégrée sur tout le spectre) d’énergie est essentiellement proportionnelle à la puissance 4 de la température (loi de Stefan), ce qui permet – en connaissant cette énergie totale et en utilisant la loi de Stefan – d'attribuer la valeur 5 770 K à la température dite « effective » du Soleil. Le pic d’émission a lieu dans le vert, à 470 nm, et correspond à une température d’émission de 6 200 K, communément appelée « température de couleur ». Les photons émis dans cette vaste gamme de longueurs d'onde (de 400 à 2 000 nm) proviennent de la « surface » du Soleil (sommet de la photosphère). À première vue, le spectre solaire paraît continu mais, à haute résolution spectrale, il présente des cannelures (spectre dit cannelé), c’est-à-dire des bandes sombres qui sont le fait de raies dites d’absorption émises par des éléments bien identifiés (hydrogène, calcium, hélium…) de la couche froide située au sommet de la photosphère, et qui absorbent le rayonnement sous-jacent. Il s'agit là d'une manifestation de l'écart entre le Soleil réel et le corps noir qui représente son rayonnement.
Cette température de corps noir équivalent (température effective) est une grandeur fondamentale qui caractérise le rayonnement du Soleil. Il est donc naturel d'utiliser ces deux grandeurs (température et rayonnement) pour situer le Soleil par rapport aux autres étoiles. Elles sont à la base de la classification des étoiles, résumée par le diagramme de Hertzsprung-Russell. Celui-ci, qui reposait initialement sur la couleur et l'éclat des étoiles, s’est enrichi et est devenu de plus en plus quantitatif avec l’utilisation de la spectroscopie puis désormais de la photométrie hors atmosphère terrestre. Le diagramme de Hertzsprung-Russell permet non seulement de comparer le Soleil aux[...]
La suite de cet article est accessible aux abonnés
- Des contenus variés, complets et fiables
- Accessible sur tous les écrans
- Pas de publicité
Déjà abonné ? Se connecter
Écrit par
- Jean-Claude VIAL : directeur de recherche émérite à l'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS-université Paris-Sud, université Paris-Saclay), Orsay
. In Encyclopædia Universalis []. Disponible sur : (consulté le )
Médias
Les différentes couches du Soleil
Encyclopædia Universalis France (photos : NASA)
Exemple de réactions thermonucléaires au cœur du Soleil
Encyclopædia Universalis France
Exemples de trajectoires d’ondes acoustiques à l’intérieur du Soleil
Encyclopædia Universalis France
Autres références
-
SYSTÈME SOLAIRE
- Écrit par Arnaud CASSAN
- 8 101 mots
- 8 médias
Le système solaire est l’un des très nombreux systèmes planétaires qu’abrite notre Galaxie, la Voie lactée. Autour de l'étoile centrale, notre Soleil, orbitent huit planètes, des planètes naines et d'autres petits corps, tels les astéroïdes et les comètes, ainsi que des...
-
TERRE - Planète Terre
- Écrit par Jean AUBOUIN, Jean KOVALEVSKY
- 9 225 mots
- 9 médias
Avant d'être un concept, la Terre fut une donnée : d'abord, la Terre nourricière – autrement dit, la « terre végétale » –, puis, la Terre où l'homme vit, par opposition à la mer, c'est-à-dire les terres émergées. Tout naturellement, cette Terre, siège de l'humanité, était le centre du monde, qui s'ordonnait...
-
AÉRONOMIE
- Écrit par Gaston KOCKARTS
- 4 157 mots
- 11 médias
Si le Soleil se comportait comme un corps noir parfait, il suffirait de connaître sa température d'émission pour décrire tout le spectre à l'aide de la loi de Planck relative à l'émission d'un corps noir. La nature est cependant plus complexe, et l'approximation d'un corps noir ne permet en tout cas pas... -
ASTRONOMIE
- Écrit par James LEQUEUX
- 11 339 mots
- 20 médias
C'est en effet la première fois depuis Aristarque que l'on propose un système héliocentrique : le Soleil devient le centre du Monde. Les anciennes sphères du système de Ptolémée sont remplacées par des « orbes » plans qui entraînent chacune des planètes autour de lui. En particulier, la Terre... -
ASTROPARTICULES
- Écrit par Pierre BAREYRE
- 2 125 mots
- 1 média
Les neutrinos solaires sont abondamment produits par les réactions de fusion au cœur du Soleil : le flux de neutrinos électroniques (νe) au niveau de la Terre atteint 65 milliards par centimètre carré et par seconde. Cinq expériences, dont une pionnière, datant des années 1960 – celle de ... - Afficher les 59 références
Voir aussi
- CHAMP MAGNÉTIQUE
- CORPS NOIR
- CONVECTION ou CONVEXION
- ASTROPHYSIQUE
- OSCILLATION DES NEUTRINOS
- RAYONNEMENT SOLAIRE
- SPECTROSCOPIE, astronomie
- HERTZSPRUNG-RUSSELL (HR) DIAGRAMME
- NUCLÉAIRES RÉACTIONS
- PHOTO-IONISATION
- ÉRUPTIONS SOLAIRES ou TEMPÊTES SOLAIRES
- VENT SOLAIRE
- IRRADIANCE SOLAIRE
- HÉLIUM
- TEMPÉRATURE
- ORAGES MAGNÉTIQUES ou TEMPÊTES MAGNÉTIQUES
- TACHES SOLAIRES
- CHANGEMENT CLIMATIQUE
- PHOTOSPHÈRE
- CYCLE SOLAIRE
- CHROMOSPHÈRE
- COURONNE SOLAIRE
- CORONOGRAPHE
- TOKAMAK ou TOKOMAK
- SPICULES SOLAIRES
- ÉTOILES GÉANTES ROUGES
- ROTATION, astronomie
- ACTIVITÉ SOLAIRE
- HÉLIOSISMOLOGIE
- GRANULATION SOLAIRE
- TROU CORONAL
- HÉLIUM 4
- RAIES D'ABSORPTION, astronomie
- ORBITE, mécanique céleste
- OSCILLATIONS SOLAIRES
- PROTUBÉRANCE SOLAIRE
- CONSTANTE SOLAIRE
- RAIE SPECTRALE
- SONDES SPATIALES
- PARKER SOLAR PROBE, mission
- ÉJECTION DE MASSE CORONALE
- LEIGHTON ROBERT B. (1919-1997)
- HALE GEORGE ELLERY (1868-1938)
- MAUNDER MINIMUM DE
- PARKER SPIRALE DE
