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noyau solaire
La structure de soleil

la noyau solaire Il est la partie la plus interne du soleil, et par conséquent plus chaud (environ 15 millions kelvin). Place à l'intérieur des réactions de la fusion nucléaire, responsable de la production d'énergie du Soleil, son éclat et, finalement, la subsistance de la vie sur terre.

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Le noyau est la partie moins connue du soleil, car elle est cachée à l'observation directe. Les meilleurs indices de son état sont de 'héliosismologie, qui utilise les vibrations du Soleil, et l'analyse des neutrino émis par les réactions de fusion, qui peuvent atteindre jusqu'à nous non perturbée (en particulier dans le noyau solaire, où l'hydrogène est converti en hélium). En plus de ceux-ci, d'autres données telles que la production totale d'énergie et la composition chimique de la surface du Soleil posent des limites strictes aux modèles théoriques possibles.

La production d'énergie

noyau solaire
Schéma de la fusion nucléaire au sein du Soleil

Selon les théories d'aujourd'hui, le centre du Soleil se compose principalement de hydrogène. la température est d'environ 16 millions de degrés, la pression Il est très élevé, environ 500 milliards atmosphères, et la densité de la matière dans le noyau est d'environ 150 g / cm³. Ces conditions sont extrêmes pour nous, mais normal pour un star. Étoiles plus grands noyaux ont le soleil encore plus dense et chaud.

Les atomes d'hydrogène du noyau ne peuvent pas rester intact à ces températures, et sont séparés en protons et électrons. L 'énergie thermique Il est si élevé que plus de protons, quand ils se rencontrent, ils gagnent au hasard la répulsion électrique entre les charges de même signe et sont joints pour former un noyau de hélium. Chaque seconde, 594 millions de tonnes d'hydrogène sont convertis, libérant de l'énergie égale à 386 milliards de milliards mégajoules. Cette énergie est égale à la masse de 4 millions de tonnes (l'autre 590 sont convertis en hélium). Le soleil illumine chaque seconde de 4 millions de tonnes. Sa masse totale est assez grand, car même après environ 5 milliards d'années de vie active, sa masse est réduite légèrement.

L'énergie libérée par la fusion nucléaire est d'abord présenté sous forme de photons gamme, en commençant sur une tangente à la vitesse de la lumière. Mais ils ne peuvent pas aller très loin, car étant donné la forte densité sera bientôt absorbée par un atome dans leur chemin, qui les redessiner dans une direction différente et avec un spectre de fréquences plus large. Le cycle sera répété plusieurs fois, jusqu'à ce que les photons ne parviennent pas à la surface du Soleil et de laisser à un moment de l'espace interplanétaire. On estime que le transport d'énergie à l'intérieur des disques Sole 10 millions d'années. En d'autres termes, si le noyau du soleil a soudainement cessé de produire de l'énergie, la surface continuera à briller pendant longtemps. la neutrino, Un autre sous-produit des réactions de fusion nucléaire, passent à la place presque sans entrave à travers le matériau, et hors de la ligne dans la ligne du Soleil. Une petite partie est intercepté par les quelques Les détecteurs de neutrino dans les activités de la Terre.

Le processus de fusion est très difficile. Dans des conditions actuelles dans le centre du Soleil, le puits de protons moyen doit attendre 13 milliards d'années avant de fusionner avec trois autres personnes et forment un noyau d'hélium. Cela signifie que de nos jours, la production de l'énergie du Soleil est dérivé des protons « chanceux », qui ont rencontré leur sort à l'avance, et que le temps passe peu à peu sur la probabilité de réaction augmente. L'augmentation de luminosité solaire si lentement, ce qui a conduit certains théoriciens à spéculer que le Soleil sera trop chaud pour soutenir la vie sur Terre entre 500 millions et un milliard d'années.

Cette augmentation est indépendante de 'évolution des étoiles qui fera face au Soleil, et qui le conduira dans environ 5 milliards d'années pour devenir géant rouge. Le noyau solaire deviendra encore plus chaud et concentré que aujourd'hui: la fusion de l'hélium, ce qui est typique des géants rouges, exige des centaines de millions de degrés.

bibliographie

  • Lewis, Richard (1983) L'encyclopédie illustrée de l'Univers. Harmony Books, New York, 65.
  • Luca Cavalli Sforza (2000) nature.

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