Activité solaire (I)
Bien qu'étant l'étoile la plus proche de nous, jusqu'à présent nous n'en avons pas parlé. Il est donc temps de parler de ses particularités avec l'excuse de cette intense activité qu'il a montré dernièrement. À cette occasion, nous réaliserons une analyse générale du Soleil et dans la suivante nous approfondirons les manifestations les plus communes de l'activité et ses effets sur la Terre et l'espace environnant.
Comme on le sait, à partir des observations des émissions de milliers d'étoiles, les scientifiques ont pu mettre en évidence les étapes les plus importantes de leur évolution. Puisque nous pouvons considérer le Soleil comme une étoile courante en termes de sa taille, température et autres particularités, toutes ces connaissances sont d'un grand intérêt à détecter les aspects les plus généraux de sa vie (par exemple, qu'il y a 4.600 millions d'années est né et qu'il en vivra autant). Mais ce qui nous intéressera, surtout, sera des phénomènes qui peuvent être vus grâce à la proximité du Soleil et qui n'ont pas encore trouvé d'explication dans ces lignes principales que nous avons mentionnées.
La Terre est à seulement 8,5 minutes lumière du Soleil (149.600.000 km). Par conséquent, les processus générés sur leur surface peuvent être visualisés assez bien. Les plus importantes sont les drogues, les noirs, les saillies et les soi-disant éruptions ou éclats. Mais, comme nous l'avons dit, il faudra d'abord analyser la structure du Soleil pour pouvoir ensuite expliquer correctement tous ces phénomènes.
La plupart de la sphère solaire est opaque au rayonnement. Par conséquent, l'intérieur est divisé en fonction du peu d'informations que nous pouvons obtenir par des modèles théoriques. La partie extérieure, connue comme l'atmosphère du soleil, est transparente et selon les observations, elle est divisée en trois couches: la photosphère, la chromosphère et la couronne. Dans l'image vous pouvez voir la section du Soleil avec ses dimensions approximatives. Quant à la masse, on peut dire qu'elle est 332.946 fois plus grande que celle de la Terre, c'est-à-dire 1,989.1030 g. La densité est très différente en fonction de la distance au centre, mais la valeur moyenne est de 1,41 g/cm 3, quatre fois inférieure à celle de la Terre.
En convertissant l'hydrogène en hélium dans le noyau solaire, des réactions thermonucléaires caractérisent les étoiles et génèrent de l'énergie. La température est d'environ 10 millions de degrés, une densité d'environ 160 g/cm 3 et une pression d'environ 10 11 atmosphères. En conséquence des processus mentionnés, il émet un rayonnement spectral et un grand nombre de neutrinos. Ces derniers peuvent traverser le soleil sans aucun obstacle et se jeter dans l'espace, mais l'élimination d'énergie libérée sous forme de rayonnement rencontre des obstacles beaucoup plus grands, qui se prolongent d'environ un million d'années.
Bien sûr, les composants les plus abondants de notre étoile sont l'hydrogène et l'hélium avec des pourcentages très bas d'autres éléments plus lourds, bien que la combustion de l'hélium augmentera légèrement la quantité d'autres éléments à la fin de la vie du soleil. Il faut dire, d'autre part, que la majeure partie de la matière se trouve dans l'état de plasma, c'est-à-dire comme atomes qui ont perdu un ou plusieurs électrons (souvent tous).
L'intérieur est radiatif et est ainsi appelé parce que l'émission g qui est généré dans le noyau est effectuée par des processus de rayonnement, à savoir les atomes présents absorbent le rayonnement pour être réémise à une autre fréquence. Ces interactions se répètent sans interruption, car l'énergie prend environ un million d'années à parcourir les 500.000 km qui séparent le noyau de la fin de cette région. Ensuite, la zone intérieure convective, qui s'étend à environ 200.000 km.
Le transport d'énergie se fait par convection et le croisement se fait autour d'un mois. Les couches au-dessus sont transparentes et désormais la lumière se propage sans difficulté. Par conséquent, toute la lumière qui nous arrive vient de l'atmosphère dite qui chauffe l'énergie qui est sortie. Ce qui est sous ces couches est invisible, bien sûr, car il ne nous émet pas de lumière. Mais plus précisément, la première couche que nous trouvons est la photosphère, et comme elle est beaucoup plus dense que les autres, sa luminosité couvre celle des autres. C'est pourquoi la photosphère est la seule couche que nous voyons dans des conditions normales. Il est estimé que son épaisseur est d'environ 200 ou 300 km et sa base a une température d'environ 8000 K.
Comme dans les parties précédentes, la température à l'intérieur de cette couche diminue à mesure que nous augmentons jusqu'à atteindre les 4000 degrés à la limite supérieure. La densité évolue également de la même manière, dépendante de la fonction radio, et à ce niveau peut être 8 ordres mineurs que le gramme par centimètre cube. La partie inférieure de la photosphère a une structure spéciale, provoquée par la couche convective qui a dessous. Il se compose de fines “grains de riz” qui lui donnent un aspect granulé. Ces spécimens lumineux apparaissent dans des endroits où les courants de convection affleurent la matière chaude inférieure, tandis que les bords sombres entre eux apparaissent dans les limites où la matière se refroidit et s'estompe. La taille moyenne des grues est d'environ 1000 km et sont la conséquence d'un processus dynamique, ce qui provoque un changement continu de forme.
La chromosphère tire son nom de sa couleur rougeâtre, mais comme nous l'avons déjà dit, dans des conditions normales la lumière de la photosphère la couvre. Par conséquent, vous ne pouvez voir que dans les éclipses totales ou avec des instruments spéciaux. Les formations les plus visibles dans la structure de la chromosphère sont les gravures. Ce sont des jets de tuerie, en forme de cône, qui atteignent une hauteur de 10.000 km, bien que la matière tombe au soleil. Certains pensent que les épaisseurs s'étendent au-dessus de la chromosphère et considèrent que leur largeur n'est que de 3000 km. La densité est si basse qu'elle ne se produit pas en g/cm 3, mais en fractions/cm 3. Par exemple, à 2000 km du sommet de la photosphère 13x10 9 fractions/cm 3.
La température, cependant, ne suit pas la même loi logique que la hauteur et augmente par le bas de la chromosphère. Ainsi, à 2000 km mentionnés ci-dessus, la température est d'environ 105 K. Cependant, ces valeurs ne sont pas homogènes, car les conditions dans les plaques ou en dehors peuvent être différentes.
La couronne, enfin, est un flash qui entoure le soleil. Il est très mince et surtout composé de matière tirée. Ainsi, selon l'activité du Soleil, il peut avoir des formes et des dimensions très différentes. Pour la même raison, nous ne pouvons pas le considérer comme sphérique et homogène.
La densité diminue à mesure que la distance au soleil augmente, jusqu'à l'égalisation avec la poussière interstellaire, et la température, comme déjà mentionné pour le cas de la chromosphère, augmente en fonction de la distance, jusqu'à atteindre 1,5x106 K à 100 millions de kilomètres du centre.
Ce réchauffement pourrait causer un problème thermodynamique si un processus efficace de chauffage de la couronne n'était pas trouvé, car la chaleur ne peut pas passer continuellement d'une couche froide à une autre plus chaude. Le problème n'est toujours pas résolu. Cela peut être dû à des processus d'ionisation, mais il faut encore étudier en suivant d'autres lignes.
Pour finir, et pour avoir l'idée de la violence des processus qui ont lieu dans le Soleil, nous dirons : La puissance d'émission solaire est de 4x10 23 kW.
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