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Couronne Solaire

Couronne solaire

ja:コロナ zh:日冕]] Catégorie:Soleil La couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située au-delà de la chromosphère et qui s'étend sur des millions de kilomètres en se diluant dans l'espace, provoquant le vent solaire. On ne peut l'observer que pendant les éclipses totales ou à l'aide d'un coronographe de Lyot, son éclat étant extrêmement plus faible que celui de la photosphère. La radioastronomie a permis l'étude de la couronne en écoutant les ondes radio émises par le Soleil. La température de la couronne est extrêmement élevée : de 20 000 K à la frontière de la chromosphère, elle atteint le million de degrés dans sa partie la plus éloignée du soleil. Elle est constituée de gaz fortement ionisés, ou plasma, d'une densité extrêmement faible.

Catégorie:Soleil

Catégorie:Système solaire Catégorie:étoile Cette catégorie contient les articles en relation avec le Soleil, étoile du système solaire. ja:Category:太陽 th:Category:ดวงอาทิตย์

Soleil

Cet article traite du Soleil en tant qu'astre. Pour les autres sens, voir soleil (homonymie) ---- Le Soleil est l'étoile du système solaire auquel appartient la Terre. Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition originale de l'unité astronomique (u.a.). Le Soleil fait partie d'un ensemble constitué de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : notre Galaxie. Il se situe à 15 pc du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 pc (environ 25 000 années lumière) du centre galactique.

Caractéristiques physiques

Le Soleil est une étoile naine évoluant sur la séquence principale, de type spectral G2, ce qui signifie qu'elle est légèrement plus chaude et plus brillante que la moyenne mais bien moins lumineuse qu'une géante rouge. Une étoile de type G2 reste sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell pendant environ dix milliards d'années. L'âge du Soleil et du système solaire est estimé à environ cinq milliards d'années. La brillance du Soleil augmente d'environ 7% par milliard d'années écoulé. Au centre du Soleil, des réactions de fusion nucléaire transforment l'hydrogène en hélium. L'énergie produite par ces réactions parvient jusqu'à la surface du Soleil qui émet des rayonnements électromagnétiques et un flux de particules : on nomme l'ensemble vent solaire. L'énergie dégagée par le Soleil est de 382,6 YW ou 382,6×10²⁴ W. Chaque seconde, 0,7×10¹² kg d'hydrogène sont transformés en 0,695×10¹² kg d'hélium, la perte de masse de 5×10⁹ kg étant convertie en énergie, principalement sous la forme de rayonnements et de particules. Un modèle du Soleil [2] permet d'estimer la température de son noyau à 15,43 millions de kelvins et la densité à 145 700 kg/m³. Cette partie active du noyau n’occupe toutefois qu’un centième de son volume total. Dans certains modèles, le « feu nucléaire » s'éteint à 175 000 km du centre (quart du rayon) ; la température a déjà chuté de moitié et la densité n'est plus que de 20 000 kg/m³ (comparable à celle de l'or). À une distance du centre égale au 3/4 du rayon, la densité n'est plus que de 200 kg/m³ et nous nous trouvons en lisière de la zone de convection. Sur ces 380 000 km, la température a chuté de 7 MK à environ 2 MK. Pour finir, la température atteint 5780 K à la surface, où la densité n'est plus que de 10^-4 kg/m³, près de dix mille fois inférieure à la densité de l'air (de la Terre) aux conditions normales de pression et de température. La mesure du nombre de neutrinos reçus sur la Terre (ceux-ci sont produits dans le Soleil de façon quasi exclusive) n'est que le tiers de celui prédit par la théorie, ce qui a longtemps été inexpliqué. Récemment, il a été démontré que les neutrinos avaient une masse, extrêmement faible ; ainsi, une partie du flux de neutrinos émis par le soleil peut se transformer en d'autres variétés de neutrinos (non détectées) avant d'atteindre la Terre. La structure et dynamique interne du Soleil peuvent-être étudiées en utilisant les techniques de l'héliosismologie.

Structure

Structure du Soleil En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :
- le noyau, où se développent les réactions thermonucléaires : au centre, la température est de 14 MK, et la pression de 150×10⁹ atmosphères.
- la zone radiative : de 7 à 2 MK.
- La tachocline, couche intermédiaire.
- la zone convective : de 2 MK à 6000 K.
- la photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- la chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15 000 km environ.
- la couronne, qui s'étend de 15 000 km à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 000 000 K. Elle ne peut être convenablement observée que lors des éclipses totales de soleil, car son rayonnement est très faible comparé à ceux de la photosphère et de la chromosphère.

Le système solaire

À lui seul, le soleil représente 99,8 % de la masse totale du système solaire, les 0,2 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), dont la Terre. Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes

Notes

Valeur maximale.
Cette distance n'est pas connue avec une grande précision en raison de la forte absorption interstellaire au centre du disque.

Symbolisme

Le soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture. D'une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d'Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c'est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est Dame Amaterasu, la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a importée dans son œuvre. Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s'éteindrait sur Terre, d'où le symbole de vie (donneur de vie). Dans l'Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu-Soleil (il était l'un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d'Aton. Dans le Panthéon grec c'est Apollon, fils de Zeus et du titan Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l'appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maître du monde. S'il n'est pas associé à un dieu, des gens l'ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d'Amaterasu, déesse du Soleil. En alchimie, le symbole du Soleil et de l'or est un cercle avec un point au centre : alchimie. Il représente l'intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le même.

Voir aussi

- analemme
- astronomie
- autorégulation du Soleil
- couronne solaire
- cycle solaire
- éclipse
- sursaut solaire
- transit
- Énergie solaire

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=3 Astrofiles: le soleil]
- [http://ptaff.ca/soleil/ Heure de lever et de coucher du soleil pour tous les endroits du monde]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=soleil Le Système Solaire - Le Soleil] Catégorie:Symbolique catégorie:étoile catégorie:Soleil als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Chromosphère

Catégorie:Soleil Catégorie:Soleil]] La chromosphère est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumière visible qui entoure la photosphère. Son épaisseur est de l'ordre de quinze milliers de km. Elle n'est visible que lors d'une éclipse totale de Soleil ou à l'aide d'instruments adaptés. Contrairement à l'intérieur du Soleil, la température dans la chromosphère augmente au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue. C'est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s'échappant à très haute vitesse), les protubérances et les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de km de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu'elles éjectent de la matière dans l'espace ; elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de portée. Le plasma qui constitue la chromosphère est très peu dense puisque la densité électronique N_e ne dépasse pas 10¹⁸ électrons par m³. ja:彩層

Vent solaire

Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement de protons et des électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère des étoiles. Dans le système solaire, la composition de ce plasma est identique à celle de la couronne solaire : 73 % d'hydrogène et 25 % d'hélium. Le Soleil perd environ 800 kg de matière par seconde sous forme de vent solaire. À proximité de la Terre la vitesse du vent solaire varie de 200 à 900 km/s (de 720 000 à 3 200 000 km/h), la moyenne étant de 450 km/s (1 600 000 km/h). Comme le vent solaire est un plasma, donc électriquement chargé, il subit l'influence du champ magnétique du Soleil et de la Terre. À une distance approximative de 160 000 000 km, à cause de la rotation du Soleil, le vent solaire spirale autour de celui-ci, étant entraîné par les lignes de son champ magnétique. Mais au-delà de cette distance, le vent solaire s'éloigne en subissant peu d'influences de la part du Soleil, le champ magnétique devenant trop faible. Les rafales de vent solaire particulièrement énergétiques provoquées par des éruptions solaires et d'autres phénomènes sont appelées tempêtes solaires. Celles-ci peuvent soumettre les sondes spatiales et les satellites à de grandes doses de radiations et peuvent aussi perturber fortement la transmission des signaux électromagnétiques comme ceux de la radio et de la télévision. Les particules du vent solaire piégées dans le champ magnétique terrestre ont tendance à s'accumuler dans la ceinture de Van Allen et provoquent les aurores polaires lorsqu'elles pénètrent dans l'atmosphère terrestre à proximité des pôles. La magnétosphère s'oppose au vent solaire comme le fait une culée de pont vis-à-vis du courant de la rivière. D'autres planètes possédant un champ magnétique ont aussi leur propre aurore ; Neptune en est un exemple. La pression du vent solaire crée une « bulle » dans le milieu interstellaire. La limite à laquelle le vent solaire n'est plus capable de repousser le milieu interstellaire est appelé héliopause et est souvent considérée comme la « frontière » du système solaire. La distance de l'héliopause n'est pas connue avec précision et probablement varie considérablement avec la vitesse courante du vent solaire et la densité locale du milieu interstellaire, mais on sait qu'elle se situe beaucoup plus loin que l'orbite de Pluton. Une tentative de recueil de poussières issue du vent solaire a été tentée par le lancement d'une sonde (mission Genesis) mais la récupération des échantillons s'avère délicate suite au crash sur terre de la capsule les contenant. Pour "écouter" le vent solaire, cliquez [http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/voyager-sound.html ici]. Catégorie:Soleil ja:太陽風 ms:Angin suria th:ลมสุริยะ

Éclipse

, 1999 Ph. Luc Viatour]] Une éclipse correspond à l'occultation d'une source de lumière par un objet physique. En astronomie, une éclipse se produit lorsqu'un objet tel qu'une planète ou un satellite naturel s'intercale entre une source de lumière comme une étoile, et un autre objet, masquant du point de vue de l'observateur soit la source de lumière, soit l'objet éclairé. Lorsque l'objet s'intercalant a un diamètre angulaire nettement plus petit que celui de l'autre objet, on parle plutôt de transit.

Les éclipses dans le système Terre-Lune-Soleil

Principes mécaniques

Une éclipse de soleil se produit lorsque la Lune se trouve entre le Soleil et la Terre, ce qui ne peut se passer que lors d'une nouvelle lune. Une partie de la Terre se trouve alors dans l'ombre ou la pénombre de la Lune. Une éclipse de lune se produit lorsque la Terre se trouve entre le Soleil et la Lune, ce qui ne peut se passer que lors d'une pleine lune. La Lune se trouve alors dans l'ombre de la Terre. Terre]] Une éclipse peut être totale ou partielle. Lorsque la source de lumière est entièrement bloquée par l'objet éclipsant, on parle d'éclipse totale. Si l'objet éclipsant ne bloque pas entièrement la lumière provenant de la source, on parle d'éclipse partielle. Une éclipse annulaire est un cas particulier d'éclipse partielle où les trois objets concernés sont parfaitement alignés, mais où l'objet éclipsant est trop petit (ou l'objet éclipsé trop gros) pour bloquer complètement la source de lumière : il reste alors un anneau lumineux encore visible. C'est une situation relativement fréquente pour les éclipses de Soleil car, bien que par coïncidence, la Lune et le Soleil aient quasiment la même taille apparente vus de la Terre, selon leurs distances respectives à la Terre, une faible différence de taille apparente (de l'ordre de quelques %) est perceptible. À partir de la Terre, une éclipse n'est possible que lorsque le Soleil, la Lune et la Terre sont alignés. Si le plan de l'orbite de la Lune coïncidait avec celui de la Terre, appelé l'écliptique, il y aurait une éclipse de Soleil et une éclipse de Lune chaque mois synodique lunaire. Comme ces deux plans sont inclinés d'un angle de 5,9°, il faut que la Lune soit à proximité d'un des deux points d'intersection de ces plans, points appelés nœuds, pour qu'une éclipse puisse se produire. Pour une éclipse totale de Lune, l'écart entre la Lune et un nœud ne doit pas dépasser 4,6°, pour une éclipse totale de Soleil, cet écart peut aller jusqu'à 10,3°.

Phases générales d'une éclipse solaire

nœuds
- Le commencement de l'éclipse générale est l'instant où le cône de pénombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
- Le commencement de l'éclipse totale ou annulaire est l'instant où le cône d'ombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
- Le commencement de la centralité est l'instant où l'axe du cône d'ombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
- Le maximum de l'éclipse est l'instant où la grandeur de l'éclipse est maximale (l'instant où la plus grande surface terrestre est dans l'ombre).
- La fin de la centralité est l'instant où l'axe du cône d'ombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre.
- La fin de l'éclipse totale ou annulaire est l'instant où le cône d'ombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre.
- La fin de l'éclipse générale est l'instant où le cône de pénombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre. nœuds

Phases locales d'une éclipse solaire

- On appelle « premier contact » ou « premier contact extérieur » le moment où le disque lunaire commence à empiéter sur le disque solaire.
- On appelle « deuxième contact » ou « premier contact intérieur » le moment où le disque lunaire est complètement entouré par le disque solaire (éclipse annulaire) ou le moment où le disque solaire disparaît complètement (éclipse totale).
- On appelle « troisième contact » ou « deuxième contact intérieur » le moment où le disque lunaire commence à se dégager du disque solaire (éclipse annulaire) ou le moment où le disque solaire commence à réapparaître (éclipse totale).
- Enfin, on appelle « quatrième contact » ou « deuxième contact extérieur » le moment où le disque lunaire se détache du disque solaire.

Phases d'une éclipse lunaire

nœuds Il y a trois types d'éclipses lunaires : par la pénombre, lorsque la Lune passe uniquement dans le cône de pénombre de la Terre; partielles, lorsque la Lune passe en partie dans le cône d'ombre de la Terre; et totales, lorsque la Lune passe en totalité dans le cône d'ombre de la Terre.
- On appelle « premier contact » ou « premier contact extérieur » le moment où la Lune commence à entrer dans le cône d'ombre de la Terre.
- On appelle « deuxième contact » ou « premier contact intérieur » le moment où la Lune entre complètement dans le cône d'ombre de la Terre. C'est le début de la totalité.
- Le maximum de l'éclipse est l'instant où la distance angulaire entre le centre du disque lunaire et le centre du cône d'ombre atteint sa plus petite valeur.
- On appelle « troisième contact » ou « deuxième contact intérieur » le moment où la Lune commence à sortir du cône d'ombre de la Terre. C'est la fin de la totalité.
- Enfin, on appelle « quatrième contact » ou « deuxième contact extérieur » le moment où la Lune sort complètement du cône d'ombre de la Terre.

Cycles

En pratique de 2 à 7 éclipses peuvent se produire annuellement. Elles se produisent par groupes séparés par un intervalle de 173 jours. Ces groupes sont constitués d'une éclipse de Soleil ou d'une succession d'éclipses de Soleil, ou bien d'une éclipse de Lune et d'une autre éclipse de Soleil. Le Soleil et un nœud de l'orbite lunaire se retrouvent dans la même direction tous les 346,62 jours. Dix-neuf de ces périodes, soit 6585,3 jours ou 18 ans et 11 jours, ont presque la même durée que 223 mois synodique lunaire. Ceci veut dire que la configuration Lune-Soleil et les éclipses se répètent dans le même ordre dans le même laps de temps. Ce cycle appelé Saros était déjà connu des Babyloniens. Comme la durée exacte de ce cycle n'est pas un nombre entier de jours mais possède un excédent d'environ 1/3 de jour, les éclipses se reproduisent donc selon ce cycle avec un décalage d'environ 8 heures et sont donc visibles à une longitude distante d'environ 120° par rapport à celle du cycle précédent. Un autre cycle concernant les éclipses est l'Inex. Sa durée est de 358 mois synodiques lunaires (28,9 ans) après lequel les même éclipses se reproduisent quasiment à la même longitude géographique mais à une latitude opposée. Après une période de 669 mois synodiques lunaires, appelé Exeligmos ou triple Saros, un cycle d'éclipses similaires se reproduit à la même longitude. latitude latitude]]

Voir aussi

Articles connexes

- Éclipse du 11 août 1999
- Éclipse solaire du 3 octobre 2005

Liens externes

- [http://www.imcce.fr/imcce.php?lang=fr Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides] :
- [http://www.imcce.fr/page.php?nav=fr/ephemerides/phenomenes/eclipses/soleil/index.php Les éclipses de Soleil]
- [http://www.imcce.fr/page.php?nav=fr/ephemerides/phenomenes/eclipses/lune/index.php Les éclipses de Lune]
- [http://www.urania.be/dossiers/eclips2005/index_fr.php Eclipse solaire 3 octobre 2005]

Homonyme

- Eclipse, dans le monde de l'informatique.
- Eclipse Aviation Eclipse Eclipse Eclipse ko:식현상 ms:Gerhana th:อุปราคา

Radioastronomie

ja:電波天文学 Catégorie:Astronomie La radioastronomie est une branche de l'astronomie qui s'occupe de l'observation du ciel dans le domaine des ondes radios. C'est une science relativement jeune qui a fait ses débuts dans les années 1930. Karl Jansky découvrit un signal radio avec une période de 23 heures 56 minutes, soit un jour sidéral, la période caractéristique du passage des étoiles fixes, c'est le premier signal radio d'origine extra-terrestre capté sur terre. En 1937, Grote Reber, n'ayant pas réussi à se faire engager dans l'équipe de Jansky, construisit un radiotélescope à ses propres frais pour explorer l'espace dans le domaine radio, en amateur. Il fut pratiquement le seul à faire de la radioastronomie pendant 10 ans. Après la Seconde Guerre mondiale, les recherches commencèrent sur une plus grande échelle avec du matériel militaire recyclé (radars). Le 25 mars 1951, Harold Ewen et Edward Purcell détectèrent la raie 21 cm de l'hydrogène neutre dans la Voie lactée avec une antenne cornet. En 1963, Penzias et Wilson découvrent le rayonnement fossile du Big Bang prévu par Gamow en essayant d'éliminer un bruit de fond dans leur équipement de transmission. En 1967, Jocelyn Bell Burnell détecta le premier pulsar (... et son chef reçut le Prix Nobel). Afin d'obtenir suffisamment de signal, certaines antennes sont gigantesques (par exemple le radiotélescope d'Arecibo a un diamètre de 305 mètres). Pour obtenir une résolution fine, on utilise des réseaux d'antennes (et même des Very Large Array). Comme pour l'astronomie optique, il existe des radioastronomes amateurs.

Voir aussi

Liens internes

- Radiotélescope
- Interférométrie
- Observation millimétrique

Lien externe

- [http://web.wanadoo.be/merlin Merlin Observatory] : ce site décrit pas à pas la construction d'un radiotélescope abordable.

Kelvin

Le kelvin (symbole K, du nom de Lord Kelvin) est l'unité SI de température thermodynamique. Par convention, les noms d'unité sont des noms communs et s'écrivent en minuscule (« kelvin » et non « Kelvin »). Le kelvin est la fraction 1/273,16 de la température thermodynamique du point triple de l'eau (H₂O), et une variation de température de 1 K est équivalente à une variation de 1°C. Toutefois, à la différence du degré Celsius, le kelvin est une mesure absolue de la température qui a été introduite grâce au troisième principe de la thermodynamique. La température de 0 K est égale à -273,15°C et correspond au zéro absolu (le point triple de l'eau est à +0,01°C). N'étant pas une mesure relative, le kelvin n'est jamais précédé du mot « degré » ni du symbole « ° », contrairement aux degrés Celsius ou Fahrenheit. À l'origine, en 1954 (10 CGPM, résolution 3, CR 79), le kelvin s'appelait le « degré Kelvin », et s'écrivait alors °K. Le « degré » fut supprimé lors de la 13 CGPM, en 1967 (résolution 3, CR 104) et son symbole devint K. Conversion vers les autres unités :
- kelvins en degrés Celsius : °C = K - 273,15
- degrés Celsius en kelvins : K = °C + 273,15
- kelvins en degrés Fahrenheit : °F = K × 1,8 − 459,67
- degrés Fahrenheit en kelvins : K = (°F + 459,67) / 1.8 Catégorie:Unité de mesure thermodynamique Catégorie:Unité SI de base ja:ケルビン ko:켈빈 simple:Kelvin th:เคลวิน

Dois Portos

Dois Portos é uma freguesia portuguesa do concelho de Torres Vedras, com 38,21 km² de área e 2 153 habitantes (2001). Densidade: 56,3 hab/km².

Património

- Igreja de São Pedro de Dois Portos
- Ermida de Nossa Senhora da Purificação

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