Quels gaz composent le soleil ?

Notre soleil, comme toutes les autres étoiles, est une gigantesque boule de plasma incandescent. C'est un réacteur thermonucléaire autonome qui fournit la lumière et la chaleur dont notre planète a besoin pour maintenir la vie, tandis que sa gravité nous empêche (ainsi que le reste du système solaire) de sombrer dans les profondeurs espace.

Le soleil contient plusieurs gaz et autres éléments qui émettent des rayonnements électromagnétiques, permettant aux scientifiques d'étudier le soleil sans pouvoir accéder à des échantillons physiques.

TL; DR (trop long; n'a pas lu)

Les gaz les plus courants dans le soleil, en masse, sont: l'hydrogène (environ 70 pour cent, l'hélium (environ 28 pour cent), le carbone, l'azote et l'oxygène (ensemble environ 1,5 pour cent). Le reste de la masse solaire (0,5%) est constitué d'un mélange de traces d'autres éléments, y compris, mais sans s'y limiter, le néon, le fer, le silicium, le magnésium et le soufre.

Deux éléments constituent l'écrasante majorité de la matière solaire, en masse: l'hydrogène (environ 70 pour cent) et l'hélium (environ 28 pour cent). Notez que si vous voyez des chiffres différents, ne vous inquiétez pas; vous voyez probablement des estimations en fonction du nombre total d'atomes individuels. Nous allons en masse parce que c'est plus facile à penser.

Les 1,5 pour cent suivants de la masse sont un mélange de carbone, d'azote et d'oxygène.

Vous vous demandez peut-être comment, exactement, nous savons ce qui compose le soleil. Après tout, aucun humain n'y est jamais allé et aucun vaisseau spatial n'a jamais rapporté d'échantillons de matière solaire. Le soleil, cependant, baigne constamment la terre dansun rayonnement électromagnétiqueet les particules libérées par son noyau alimenté par fusion.

Chaque élément absorbe certaines longueurs d'onde de rayonnement électromagnétique (c'est-à-dire la lumière) et émet également certaines longueurs d'onde lorsqu'il est chauffé. En 1802, le scientifique William Hyde Wollaston a remarqué que la lumière du soleil passant à travers un prisme produisait le spectre arc-en-ciel attendu, mais avec des lignes sombres notables dispersées ici et là.

Pour mieux comprendre ce phénomène, l'opticien Joseph von Fraunhofer a inventé le premier spectromètre - essentiellement un prisme amélioré - qui diffuse encore plus les différentes longueurs d'onde de la lumière solaire, les rendant plus faciles à voir. Cela permettait également de voir plus facilement que les lignes sombres de Wollaston n'étaient pas un piège ou une illusion - elles semblaient être une caractéristique de la lumière du soleil.

Les scientifiques ont découvert que ces lignes sombres (maintenant appelées lignes de Fraunhofer) correspondaient aux longueurs d'onde spécifiques de la lumière absorbée par certains éléments comme l'hydrogène, le calcium et le sodium. Par conséquent, ces éléments doivent être présents dans les couches externes du soleil, absorbant une partie de la lumière émise par le noyau.

Au fil du temps, des méthodes de détection de plus en plus sophistiquées ont permis de quantifier la sortie du soleil: électromagnétique le rayonnement sous toutes ses formes (rayons X, ondes radio, ultraviolet, infrarouge, etc.) et le flux de particules subatomiques comme neutrinos. En mesurant ce que le soleil libère et absorbe, nous avons acquis une compréhension très approfondie de la composition du soleil à distance.

Avez-vous remarqué des motifs dans les matériaux qui composent le soleil? L'hydrogène et l'hélium sont les deux premiers éléments du tableau périodique: les plus simples et les plus légers. Plus un élément est lourd et complexe, moins on en trouve au soleil.

Cette tendance à la baisse à mesure que nous passons d'éléments plus légers/simples à des éléments plus lourds/plus complexes reflète la façon dont les étoiles naissent et leur rôle unique dans notre univers.

Immédiatement après le Big Bang, l'univers n'était rien de plus qu'un nuage chaud et dense de particules subatomiques. Il a fallu près de 400 000 ans de refroidissement et d'expansion pour que ces particules se réunissent sous une forme que nous reconnaîtrions comme le premier atome, l'hydrogène.

Pendant longtemps, l'univers a été dominé par des atomes d'hydrogène et d'hélium qui ont pu se former spontanément au sein de la soupe subatomique primordiale. Lentement, ces atomes commencent à former des agrégats lâches.

Ces agrégats exerçaient une plus grande gravité, ils ont donc continué à croître, attirant plus de matériaux à proximité. Après environ 1,6 million d'années, certains de ces agrégats sont devenus si gros que la pression et la chaleur dans leurs centres étaient suffisantes pour déclencher la fusion thermonucléaire, et les premières étoiles sont nées.

Voici l'élément clé de la fusion nucléaire: même si elle nécessite une énorme quantité d'énergie pour démarrer, le processuscommuniquésénergie.

Considérons la création d'hélium par fusion d'hydrogène: deux noyaux d'hydrogène et deux neutrons se combinent pour former un un seul atome d'hélium, mais l'hélium résultant a en fait 0,7 % de masse en moins que les matériaux de départ. Comme vous le savez, la matière ne peut être ni créée ni détruite, donc cette masse doit être allée quelque part. En fait, il a été transformé en énergie, selon l'équation la plus célèbre d'Einstein :

Dans lequel Eest l'énergie en joules (J),mest la masse en kilogrammes (kg) etcest la vitesse de la lumière en mètres/seconde (m/s) – une constante. Vous pouvez mettre l'équation en anglais simple comme suit :

​​énergie (joules) = masse (kilogrammes) × vitesse de la lumière (mètres/seconde)²​

La vitesse de la lumière est d'environ 300 000 000 mètres/seconde, ce qui signifiec²a une valeur d'environ 90 000 000 000 000 000 000 - c'est quatre-vingt-dixquadrillion– mètres²/second². Normalement, lorsque vous traitez des nombres aussi gros, vous les mettez en notation scientifique pour économiser de l'espace, mais il est utile ici de voir à combien de zéros vous avez affaire.

Comme vous pouvez l'imaginer, même un petit nombre multiplié parquatre-vingt-dix quadrillionsva finir très gros. Maintenant, regardons un seul gramme d'hydrogène. Pour nous assurer que l'équation nous donne une réponse en joules, nous exprimerons cette masse en 0,001 kilogramme - les unités sont importantes. Donc, si vous branchez ces valeurs pour la masse et la vitesse de la lumière :

C'est proche de la quantité d'énergie libérée par la bombe nucléaire larguée sur Nagasaki contenue dans un seul gramme de l'élément le plus petit et le plus léger. Conclusion: Le potentiel de production d'énergie en convertissant la masse en énergie via la fusion est ahurissant.

C'est pourquoi les scientifiques et les ingénieurs ont essayé de trouver un moyen de créer un réacteur à fusion nucléaire ici sur Terre. Tous nos réacteurs nucléaires fonctionnent aujourd'hui via fission nucléaire, qui divise les atomes en éléments plus petits, mais est un processus beaucoup moins efficace pour convertir la masse en énergie.

Le soleil n'a pas une surface solide comme la croûte terrestre - même en mettant de côté les températures extrêmes, vous ne pourriez pas vous tenir debout sur le soleil. Au lieu de cela, le soleil est composé de sept couches distinctes deplasma​.

Le plasma est le quatrième état de la matière, le plus énergétique. Faites chauffer de la glace (solide) et elle fond en eau (liquide). Continuez à le chauffer et il se transforme à nouveau en vapeur d'eau (gaz).

Si vous continuez à chauffer ce gaz, cependant, il deviendra du plasma. Le plasma est un nuage d'atomes, comme un gaz, mais il a été imprégné de tant d'énergie qu'il a étéionisé. C'est-à-dire que ses atomes se sont chargés électriquement du fait que leurs électrons se sont détachés de leurs orbites habituelles.

La transformation du gaz en plasma modifie les propriétés d'une substance et les particules chargées libèrent souvent de l'énergie sous forme de lumière. Les enseignes lumineuses au néon, en fait, sont des tubes de verre remplis d'un gaz néon - lorsqu'un courant électrique traverse le tube, le gaz se transforme en un plasma incandescent.

La structure sphérique du soleil est le résultat de deux forces en constante compétition :la gravitéde la masse dense au centre du soleil essayant de tirer tout son plasma vers l'intérieur par rapport à l'énergie de la fusion nucléaire qui se déroule dans le noyau, provoquant l'expansion du plasma.

Le soleil est composé de sept couches: trois intérieures et quatre extérieures. Ce sont, du centre vers l'extérieur :

1. Cœur
2. Zone radiative
3. Zone convective
4. Photosphère
5. Chromosphère
6. Région de transition
7. Couronne

Nous avons parlé de la cœurdéjà beaucoup; c'est là que la fusion a lieu. Comme vous vous en doutez, c'est là que vous trouverez la température la plus élevée du soleil: quelque 27 000 000 000 (27 millions) de degrés Fahrenheit.

lezone radiative, parfois appelée zone de « rayonnement », est l'endroit où l'énergie du noyau se déplace vers l'extérieur principalement sous forme de rayonnement électromagnétique.

le zone convective, alias la zone de « convection », est l'endroit où l'énergie est principalement transportée par les courants dans le plasma de la couche. Pensez à la façon dont la vapeur d'une marmite en ébullition transporte la chaleur du brûleur dans l'air au-dessus du poêle, et vous aurez la bonne idée.

La « surface » du soleil, telle qu'elle est, est la photosphère. C'est ce que nous voyons quand nous regardons le soleil. Le rayonnement électromagnétique émis par cette couche est visible à l'œil nu sous forme de lumière, et il est si brillant qu'il cache les couches externes moins denses de la vue.

lechromosphèreest plus chaud que la photosphère, mais ce n'est pas aussi chaud que la couronne. Sa température fait que l'hydrogène émet une lumière rougeâtre. Il est généralement invisible mais peut être vu comme une lueur rougeâtre entourant le soleil lorsqu'une éclipse totale cache la photosphère.

lezone de transitionest une couche mince où les températures changent considérablement de la chromosphère à la couronne. Il est visible par les télescopes capables de détecter la lumière ultraviolette (UV).

Finalement, le couronneest la couche la plus externe du soleil et est extrêmement chaude - des centaines de fois plus chaude que la photosphère - mais invisible à l'œil nu sauf lors d'une éclipse totale, lorsqu'elle apparaît comme une fine aura blanche autour du soleil. Exactement Pourquoiil fait si chaud est un peu un mystère, mais au moins un facteur semble être des « bombes thermiques »: des paquets de matériau extrêmement chaud qui flotte des profondeurs du soleil avant d'exploser et de libérer de l'énergie dans le couronne.

Comme toute personne ayant déjà eu un coup de soleil peut vous le dire, les effets du soleil s'étendent bien au-delà de la couronne. En fait, la couronne est si chaude et éloignée du noyau que la gravité du soleil ne peut pas garder le plasma surchauffé - les particules chargées s'écoulent dans l'espace comme une constantevent solaire​.

Malgré la taille incroyable du soleil, il finira par manquer de l'hydrogène dont il a besoin pour maintenir son cœur de fusion. Le soleil a une durée de vie totale estimée à environ 10 milliards d'années. Il est né il y a environ 4,6 milliards d'années, il y a donc un bon moment avant qu'il ne s'éteigne, mais il le fera.

Le soleil rayonne environ 3,846 × 10²⁶ J d'énergie chaque jour. Avec cette connaissance, nous pouvons estimer la masse qu'il doit convertir par seconde. Nous vous épargnerons plus de maths pour le moment; il fait environ 4,27 × 10⁹ kgpar seconde. En seulement trois secondes, le soleil consomme à peu près autant de masse que la Grande Pyramide de Gizeh, deux fois plus.

Lorsqu'il n'aura plus d'hydrogène, il commencera à utiliser ses éléments les plus lourds pour la fusion - une substance volatile processus qui le fera s'étendre jusqu'à 100 fois sa taille actuelle tout en crachant une grande partie de sa masse dans espace. Lorsqu'il épuisera enfin son carburant, il laissera derrière lui un petit objet extrêmement dense appelé unnain blanc, à peu près de la taille de notre Terre mais beaucoup, beaucoup plus dense.