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Notre étoile: Le Soleil
Le Soleil est une étoile qui se situe dans la séquence principale, du diagramme HR (Hertzsprung-Russell). Celui-ci
met en évidence, la relation qui existe entre magnitude, couleur et classe spectrale des étoiles.
Le Soleil est situé au 2/3 du centre de notre galaxie, vers le bord à une distance approximative de 25 000 années-lumière du centre. Le Soleil se déplace à une vitesse de 217 km/s autour de ce centre galactique pendant sa révolution qu'il effectue en 226 millions d'années. Depuis sa naissance, il a fait 18 fois le tour de la voie lactée.
Le noyau :
Le noyau est la zone où se produisent les réactions nucléaires (fusion des atomes d'hydrogène). Au centre du Soleil la température atteint environ 15 millions de degrés et la pression 340 milliards de fois la pression terrestre au bord de la mer.
Par comparaison la pression de l'atmosphère sur terre, varie autour de 1013,25 hPa.
La zone radiative :
La zone radiative est une région ionisée de gaz denses bombardée par les rayons G (gamma) issus de la fusion des protons du noyau. Ces rayons G rebondissent sur les gaz, sont absorbés puis réémis sous forme de rayons X et de rayonnement U.V.
La zone convective :
La zone convective transporte l'énergie du cœur vers la surface par convection. Les gaz amènent l'énergie à la surface du Soleil et retourne vers le fond après avoir perdu leur énergie.
La photosphère :
La photosphère de 160 km d'épaisseur seulement est responsable de l'émission d'énergie qui baigne les planètes, elle est tachetée de granules.
La chromosphère :
La chromosphère est une couche semi-transparente visible lors d'éclipses. C’est là que se forment les protubérances. Les spicules sont ces longs jets de matière projetée.
La couronne :
La couronne est l'atmosphère externe du soleil. Elle ondule et change de forme lors des émissions de jets de gaz. C’est la partie visible du Soleil.
Réactions Nucléaires.
A chaque seconde 627 millions de tonnes d'hydrogène 1 fusionnent en hélium 4 avec une perte de masse de:
4,4 millions de tonnes qui est transformée en énergie. Cette transformation s'écrit:
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On peut aussi symboliser cette réaction par la chaîne proton-proton ci-après:
Dans les étoiles de type solaire, une suite de réactions appelée "chaine proton-proton" opère en plusieurs étapes. D'abord 2 protons fusionnent en un noyau de deutérium (isotope de l'hydrogène ) avec émission d'un positron (ou antiélectron) et de neutrinos qui emportent 2% de l'énergie globale.
Le deutérium fusionne avec un proton pour donner un noyau d'hélium 3 (2 protons et 1 seul neutron) et un photon; deux de ces noyaux instables fusionnent pour conduire au béryllium 6 très instable qui se désintègre immédiatement pour donner enfin le noyau stable d'hélium 4 avec formation de 2 protons.
6 protons sont donc nécessaires pour qu'un noyau stable d'hélium puisse se former, avec restitution de 2 protons; le bilan est bien de 4 protons pour un noyau He4. Les chaines proton-proton exigent une température supérieure à 10 millions de degrés. Une petite quantité d'hélium 3 forme du béryllium 7, lequel, au cours d'autres chaines de réactions, conduit au lithium 7 ou au bore 8 donnant du béryllium 8 (avec dégagement intense de neutrinos) : tous ces noyaux, très instables, se transmutent rapidement en hélium 4.
Ci-dessous un exemple de quelques étoiles avec leur type spectral , associé à leur température et leur couleur.
Calculs de la Masse et de la durée de vie du Soleil