Soleil

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Le Soleil est une étoile du type espectral G2 qu'il se trouve dans le centre du Système Solaire. Le Terroir et autres matières (en comprenant à autres planètes, asteroides, météorites, commettezs et poussière) orbitan autour d'elle,^[1] en constituant à la majeure source de énergie électromagnétique de cette constellation.^[1] Par soi seulement, le soleil représente autour de 98,6% de la masse du Système Solaire. La distance moyenne du Soleil au Terroir est d'environ 149.600.000 de kilomètres, ou 92.960.000 milles, et sa lumière il parcourt cette distance en 8 minutes et 19 secondes. L'énergie du Soleil, en forme de lumière solaire, soutient à presque toutes les formes de vie dans le Terroir à travers la fotosíntesis, et conduit le climat du Terroir et la météorologie.

Il est la étoile du système planétaire dans lequel se trouve le Terroir; par tellement, il est la plus proche au Terroir et l'astre avec majeure éclat apparent. Sa présence ou son absence dans le ciel ils déterminent, respectivement, le jour et la nuit. La énergie radiada par le Soleil est profitée de par les êtres fotosintéticos, que constituent la base de la chaîne trófica, en étant ainsi la principale source d'énergie de la vie. il aussi apporte l'énergie qu'il maintient en fonctionnement les procès climatiques. Le Soleil est une étoile qui se trouve dans la phase dénommée séquence principale, avec un type espectral (estelar) G2, que s'a formé il fait quelques 5000 millions d'ans et demeurera dans la séquence principale environ autres 5000 millions d'ans. Le Soleil, je joins avec le Terroir et tous les corps célestes qu'orbitan à son autour, forment le Système Solaire.

Malgré être une étoile moyenne (encore ainsi, est plus brillante que 85% des étoiles existantes à à nous galaxie), est l'unique dont la forme se peut apprécier à simple vue, avec un diámetro angulaire de 32' 35" d'arc en le perihelio et 31' 31" en le afelio, ce que donne un diámetro moyen de 32' 03". La combinaison de tailles et distances du Soleil et la Lune ils sont telles que se voient, environ, avec la même taille apparente dans le ciel. Ceci permet une ample gamme de eclipses solaires divers (totaux, annulais ou partiels).

Naissance et mort du Soleil

Le Soleil vu à travers les lentilles d'une caméra photographique depuis la surface terrestre.

Le Soleil s'a formé il fait 4.650 millions d'ans et il a combustible pour 5.000 millions plus. Après, il commencera à se faire plus et plus grand, jusqu'à se convertir en une géante rouge. Enfin, il s'effondrera par son propre poids et il se convertira dans une naine blanche, que peut tarder un trillón d'ans en se refroidir. Il s'a formé à partir de nuages de gaz et poussière que contenaient des résidus de générations antérieures d'étoiles. Grâce à la metalicidad de dit gaz, de son disque circumestelar ont surgi, plus tard, les planètes, asteroides et commettezs du Système Solaire. Dans l'intérieur du Soleil ils se produisent des réactions de fusion dans lesquelles les átomos de hidrógeno se transforment en helio, en se produisant l'énergie qu'irradia. Actuellement, le Soleil se trouve en pleine séquence principale, phase dans laquelle suivra quelques 5000 millions d'ans plus en brûlant hidrógeno de façon stable.

Il arrivera un jour en que le Soleil harassez tout l'hidrógeno dans la région centrale au l'avoir transformé en helio. La pression sera incapable de soutenir les capes supérieures et la région centrale tenderá à se contracter gravitacionalmente, en échauffant progressivement les capes adjacentes. L'excès d'énergie produite fera que les capes extérieures du Soleil tiendan à se développer et se refroidir et le Soleil se convertira dans une étoile géante rouge. Le diámetro peut arriver à obtenir et dépasser au de l'orbite du Terroir, avec ce que, n'importe quelle forme de vie s'y aura extinguido. Lorsque la température de la région centrale portée environ 100 millions de kelvins, commencera à se produire la fusion de l'helio en carbone tandis qu'autour du noyau se suit en fusionnant hidrógeno en helio. Cela produira que l'étoile se contractez et diminuez son éclat à la fois qu'il augmente sa température, en se convertissant le Soleil dans une étoile de la branche horizontale. Au s'harasser l'helio du noyau, s'entamera une nouvelle expansion du Soleil et l'helio commencera aussi à se fusionner dans une nouvelle cape autour du noyau inerte -composé de carbone et oxygène et que par n'avoir masse suffisante le Soleil n'obtiendra pas les pressions et températures suffisantes pour fusionner dits éléments en des éléments plus lourds- qu'il le convertira de nouveau en une géante rouge, mais celle-ci fois de la branche asintótica géante et provoquera que l'astre expulsez grande part de sa masse dans la forme d'une nebulosa planétaire, en restant uniquement le noyau solaire qui se transformera dans une naine blanche et, beaucoup plus tard, au se refroidir totalement, dans une naine noire. Le Soleil n'arrivera pas à éclater comme une supernova au n'avoir la masse suffisante pour cela.

Si il bien se croyait dans un principe que le Soleil finirait par absorber outre Mercure et le Vénus au Terroir au se convertir en géant rouge, la grande perte de masse que souffrira dans le procès a fait penser par un temps que l'orbite terrestre -de même que la de les autres planètes du Système Solaire- se développerait vraisemblablement en la sauvant de celui-là destination.^[2] Pourtant, un article récent postula que cela n'arrivera pas et que les interactions mareales ainsi comment le frôlement avec la matière de la cromosfera solaire feront que notre planète soit absorbée.^[3] Un autre article posterior aussi vise dans la même direction.^[4]

Structure du Soleil

Comme toute lance le Soleil il possède une forme sphérique, et à cause de son lent mouvement de roulement, a aussi un léger achatamiento polaire. Comme à n'importe quel de corps massif toute la matière qui le constitue est attirée vers le centre de l'objet par sa propre force gravitatoria. Pourtant, le écran à plasma qui forme le Soleil se trouve en équilibre puisque la croissante pression dans l'intérieur solaire compense l'attraction gravitatoria en se produisant un équilibre hidrostático. Ces énormes pressions se génèrent en raison de la densité du matériel dans son noyau et aux énormes températures qu'ils se donnent en il grâce aux réactions termonucleares que là deviennent. Il existe outre la contribution purement thermique une d'origine fotónico. Il s'agit de la pression de radiation, rien despreciable, qu'est causée par l'ingente flux de photons émis dans le centre du Soleil.

Le Soleil présente une structure en des capes sphériques ou en "capes d'oignon". La frontière physique et les différences chimiques entre les diverses capes sont difficiles d'établir. Pourtant, il se peut établir une fonction physique qu'il est différente pour chacune des capes. Dans l'actualité, la astrofísica dispose d'un modèle de structure solaire qu'explique de manière satisfaisante la plupart des phénomènes remarqués. Selon ce modèle, le Soleil est formé par: 1) Noyau, 2) Zone radieuse, 3) Zone convectiva, 4) Fotosfera, 5) Cromosfera, 6) Couronne et 7) Vent solaire.

Noyau

Il occupe quelques 139 000 km du radio solaire, 1/5 du même, et il est dans cette zone où ils se vérifient les réactions termonucleares que fournissent toute l'énergie que le Soleil produit. Le Soleil est constitué par un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio et le 1 % restant que se répartit entre autres éléments. Dans son centre se calcule qu'il existe un 49 % d'hidrógeno, 49 % d'helio et le 2 % restant dans autres éléments que servent comme catalizadorest dans les réactions termonucleares. À des débuts du décennie des ans 30 du siècle XX, le physicien austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) et l'astronome anglais Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) ont uni ses efforts pour découvrir si la production d'énergie dans l'intérieur du Soleil et dans les étoiles se pouvait expliquer par les transformations nucléaires. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005) aux États-Unis et Karl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Allemagne, simultanée et indépendamment, ont trouvé le fait notable de que un groupe de réactions dans lesquelles ils interviennent le carbone et le nitrogène comme catalizadores constituent un cycle, qu'il se répète une et une autre fois, tandis que dure l'hidrógeno. À ce groupe de réactions se les connaît comme "cycle de Bethe ou du carbone", et il est équivalent à la fusion de quatre protones dans un noyau d'helio. Dans ces réactions de fusion il y a une perte de masse, ceci est, l'hidrógeno consommé pèse plus que l'helio produit. Cette différence de masse se transforme en énergie selon l'équation de Einstein (Et = mc²), où Et est la énergie, m la masse et c la vitesse de la lumière. Ces réactions nucléaires transforment le 0,7 % de la masse affectée en photons, long d'onde cortísima et, donc, très énergétiques et penetrantes. L'énergie produite maintient l'équilibre thermique du noyau solaire à des températures environ de 15 millions de kelvins.

Le cycle arrive dans les suivantes étapes:

₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³ ;

₇N¹³ → ₆C¹³ + et⁺ + neutrino ;

₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴ ;

₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈Ou¹⁵ ;

₈Ou¹⁵ → ₇N¹⁵ + et⁺ + neutrino ;

₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂Ai⁴.

En ajoutant tous les réactions et en annulant les termes communs, il s'a

4 ₁H¹ → ₂Ai⁴ + 2et⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV.

L'énergie nette libérée dans le procès est 26,7 MeV, ou soit près 6,7·10¹⁴ J par kg de protones consommés. Le carbone agit comme catalizador, donc à la fin du cycle se regenera.

Un autre réaction de fusion qu'arrive dans le Soleil et dans les étoiles, est le cycle de Critchfiel ou protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) était en 1938 un jeune physique élève de George Gamow (1904-1968) dans la Université de George Washington, et a eu une idée complètement différente, au se rendre compte que dans le choc entre deux protones très rapides peut arriver qu'un perde sa charge positive et il se convertisse en un neutrón, que demeure uni à l'autre protón en constituant un deuterón, c'est-à-dire, un noyau d'hidrógeno lourd.

Le réaction peut se produire de deux façons quelque chose diverses:

₁H¹ + ₁H¹ → ₁H² + et⁺ + neutrino ;

₁H¹ + ₁H² → ₂Ai³ ;

₂Ai³ + ₂Ai³ → ₂Ai⁴ + 2 ₁H¹.

Le premier cycle se donne en des étoiles plus chaudes et avec majeure masse que le Soleil, et la chaîne protón-protón en les similaires au Soleil. En ce qui concerne le Soleil, jusqu'à l'an 1953 a cru que son énergie était produite presque exclusivement par le cycle de Bethe, mais s'a démontré pendant ces derniers ans que la chaleur solaire il vient dans la plupart (75%) du cycle protón-protón.

Dans les derniers stades de son évolution, le Soleil il fusionnera l'helio produit de ceux-ci procès pour donner carbone et oxygène. Voir Procès triple-alfa

Zone convectiva

Cette région s'étend par dessus de la zone radiativa et en elle les gaz solaires laissent d'être ionizados et les photons sont absorbés avec facilité en se revenant le matériel opaco au transport de radiation. Donc, le transport d'énergie se réalise par convection, de sorte que la chaleur se véhicule de façon n'homogénea et turbulenta par le propre fluide. Les fluides se dilatan en étant échauffés et diminuent sa densité. Donc, ils se forment des courants ascendants de matériel depuis la zone chaude jusqu'à la zone supérieure, et ils simultanément se produisent des mouvements descendants de matériel depuis les zones extérieures froides. Ainsi à quelques 200 000 km sous la fotosfera du Soleil, le gaz se revient opaco sous l'effet de la diminution de la température; en conséquence, absorbe les photons originaires des zones inférieures et il s'échauffe à expensas de son énergie. Ils se forment ainsi des sections convectivas turbulentas, dans celles qui les parcelles de gaz chaud et léger montent jusqu'à la fotosfera, où à nouveau l'atmosphère solaire se revient transparente à la radiation et le gaz chaud cède son énergie en forme de lumière visible, en se refroidissant avant de descendre à nouveau aux profondeurs. L'analyse des oscillations solaires a permis établir que cette zone s'étend jusqu'à estratos de gaz situés à la profondeur indiquée antérieurement. L'observation et étude de ces oscillations solaires constitue le sujet d'étude de la heliosismología.

Fotosfera

La fotosfera est la zone visible où il s'émet lumière visible du Soleil. La fotosfera s'envisage comme la «surface» solaire et, vue à travers un télescope, se présente formée par gránulos brillantes que se projettent sur un fond un plus obscur. À cause de l'agitation de notre atmosphère, ces gránulos semblent être toujours en agitation. Puisque le Soleil est gaseoso, son fotosfera est quelque chose transparent: peut être remarquée jusqu'à une profondeur de quelques cents de kilomètres avant de se revenir complètement opaca. il normalement s'envisage que la fotosfera solaire a quelques 100 ou 200 km de profondeur.

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Schéma de la structure d'anneau d'une llamarada solaire et son origine causée par la déformation des lignes du champ électromagnétique.

Bien que le bord ou limbo du Soleil apparaît assez nítido dans une photographie ou dans l'image solaire projetée avec un télescope, s'apprécie facilement que l'éclat du disque solaire diminue vers le bord. Ce phénomène d'oscurecimiento du centre au limbo est conséquence de que le Soleil est un corps gaseoso avec une température que diminue avec la distance au centre. La lumière qui se voit dans le centre procède dans la majeure part des capes inférieures de la fotosfera, plus chaude et par tellement plus lumineuse. Au regarder vers le limbo, la direction visuelle de l'observateur est presque tangente au bord du disque solaire par ce que arrive radiation originaire surtout des capes supérieures de la fotosfera, plus froides et en émettant avec moindre intensité que les capes profondes dans la base de la fotosfera.

Un photon tarde en promedio un million d'ans en traverser la zone radieuse et un mois en parcourir les 200 000 km de la zone convectiva, en employant seulement quelques 8 minutes et moyen en croiser la distance qui sépare le Terroir du Soleil. il ne s'agit de pas que les photons voyagent plus vite maintenant, mais que dans l'extérieur du Soleil le chemin des photons ne se voit pas entravé par les continus changements, chocs, quiebros et turbulencias qu'éprouvaient dans l'intérieur du Soleil.

Les gránulos brillants de la fotosfera ont beaucoup de fois il forme hexagonal et sont séparés par des fines lignes obscures. Les gránulos sont l'évidence du mouvement convectivo et burbujeante des gaz chauds dans la part extérieure du Soleil. Certes, la fotosfera est une masse en continue ébullition dans lequel les cellules convectivas s'apprécient comme gránulos en mouvement dont la vie moyenne est tellement seule de quelques neuf minutes. Le diámetro moyen des gránulos individuels est de quelques 700 à 1000 km et résultent particulièrement notoires dans les périodes de minime activité solaire. Il y a aussi des mouvements turbulentos à une échelle majeure, l'appel "supergranulación", avec diámetros typiques de quelques 35 000 km. Chaque supergranulación contient cents de gránulos individuels et sobrevive entre 12 à 20 heures. Il a été Richard Christopher Carrington (1826-1875), brasseur et astronome passionné, le premier en remarquer la granulación fotosférica dans le siècle XIX. En 1896 le français Pierre Jules César Janssen (1824-1907) a réussi photographier par première fois la granulación fotosférica.

Image détaillée d'un ensemble de taches solaires remarquées en le visible. L'umbra et la pénombre sont clairement discernibles ainsi que la granulación solaire.

Le signe le plus évident d'activité en la fotosfera sont les taches solaires. Dans les temps anciens il s'envisageait au Soleil comme un feu divin et, par conséquent, parfait et infaillible. il de la même manière se savait que le brillant visage du Soleil était parfois nublada avec quelques taches obscures, mais s'imaginait qu'il était en raison d'objets que passaient dans l'espace entre le Soleil et le Terroir. Lorsque Galilée (1564-1642) a bâti le premier télescope astronómico, en donnant origine à une nouvelle étape dans l'étude du Univers, a fait la suivante affirmation "Répétées observations m'ont convaincu, de que ces taches sont des substances dans la surface du Soleil, dans celle qui ils se produisent constamment et dans laquelle ils aussi se dissolvent, quelques plus bientôt et autres plus tard". Une tache solaire typique consiste à une région centrale obscure, appel "umbra", entourée par une "pénombre" plus claire. Une seule tache peut arriver à mesurer jusqu'à 12 000 km (presque tellement grand comme le diámetro du Terroir), mais un groupe de taches peut obtenir 120 000 km d'extension et même quelques fois plus. La pénombre est constituée par une structure de filamentos clairs et obscurs que s'étendent plus ou moins radialmente depuis l'umbra. Les deux (umbra et pénombre) semblent obscures par contraste avec la fotosfera, simplement parce que sont plus froides que la température moyenne de la fotosfera. Ainsi, l'umbra a une température de 4000 K, alors que la pénombre obtient les 5600 K, inférieurs dans les deux cas aux 6000 K qu'ont les gránulos de la fotosfera. Par la loi de Stefan-Boltzmann, en que l'énergie totale radiada par un corps noir (comme une étoile) est proportionnelle à la quatrième puissance de sa température effective (Et = σT⁴, où σ = 5,67051·10⁻⁸ W/m²·K⁴ ), l'umbra émet environ 32% de la lumière émise par un zone égale de la fotosfera et análogamente la pénombre a un éclat de 71% de la fotosfera. L'obscurité d'une tache solaire est causée uniquement par un effet de contraste; si nous pussions voir à une tache type, avec une umbra de la taille du Terroir, isolée et à la même distance que le Soleil, brillerait une 50 fois plus que la Lune pleine. Les taches sont relativement immobiles quant à la fotosfera et participent du roulement solaire. Le zone de la surface solaire couverture par les taches se mesure en des termes de millonésima du disque visible.

Cromosfera

La cromosfera est une cape extérieure à la fotosfera visuellement beaucoup plus transparente. Sa taille est d'environ quelques 10 000 km et il est impossible la remarquer sans des filtres spéciaux en étant eclipsada par le majeur éclat de la fotosfera. La cromosfera peut se remarquer pourtant en un eclipse solaire dans un ton rojizo caractéristique et en des longueurs d'onde spécifiques, notablement en Hα, une longueur d'onde caractéristique de l'émission par hidrógeno à très de grande température.

Les prominencias solaires montent occasionnellement depuis la fotosfera en obtenant hauteurs de jusqu'à 150 000 km en produisant éruptions solaires spectaculaires.

Couronne solaire

La couronne solaire est formée par les capes plus tenues de l'atmosphère supérieure solaire. Sa température obtient les millions de kelvin, un chiffre très supérieur à la de la cape que lui suit, la fotosfera, en étant cet investissement thermique un des principaux enigmas de la science solaire récente. Ces elevadísimas températures sont une donnée trompeuse et conséquence de la grande vitesse des peu de particules que composent l'atmosphère solaire. Ses grandes vitesses sont dues à la basse densité du matériel coronal, à le intense champs magnétiques émis par le Soleil et aux ondes de choc que cassent dans la surface solaire stimulées par les cellules convectivas. Comme résultat de son élevée température, depuis la couronne s'émet grande quantité d'énergie en des rayons X. En réalité, ces températures ils ne sont pas plus que un indicateur des grandes vitesses qu'obtient le matériel coronal que s'accélère dans les lignes de champ magnétique et en dramatiques eyecciones de matériel coronal (EMCs). L'il vrai est que cette cape est trop peu dense comme pour pouvoir parler de température dans le sens usual d'agitation thermique.

La couronne solaire seulement est observable depuis l'espace avec des instruments appropriés que donnent la préférence un disque opaco pour eclipsar artificiellement au Soleil ou pendant un eclipse solaire naturel depuis le Terroir. Le matériel tenue de la couronne est constamment expulsé par la forte radiation solaire en donnant lieu à un vent solaire. Ainsi donc, il se croit que les structures remarquées dans la couronne sont modeladas en grande mesure par le champ magnétique solaire et les cellules de transport convectivo.

CME

Tempête solaire.

La CME est une onde faite de radiation et vent solaire que se desprende du Soleil dans la période appelée Activité Maximale Solaire. Cette onde est très dangereuse puisque daña les circuits électriques, les transformadores et les systèmes de communication. Lorsque ceci arrive, il se dit qu'il y a une tempête solaire.

• Chaque 11 ans, le Soleil entre en un turbulento cycle (Activité Maximale Solaire) que représente l'époque la plus propice pour que la planète souffre une tempête solaire.
• Le prochain maximum solaire arrivera dans l'an 2012.^[5]
• Une puissante tempête solaire est capable de paralyser par complet le réseau électrique des grandes villes, une situation qui pourrait il durer semaines, mois ou même ans.
• La ville de New York possède le réseau électrique plus vulnérable de la côte ce de les États-Unis.
• Les tempêtes solaires peuvent causer des interférences dans les signaux de radio, affecter aux systèmes de navigation aériens, dañar les signaux théléphoniques et inutilizar satellites par complet.
• Le 13 mars 1989]], la ville de Québec, en Canada, a été frappée par une forte tempête solaire. Comme résultat de cela, six millions de personnes ils s'ont vus affectées par une grande panne d'électricité qu'il a duré 90 secondes. Le réseau électrique de Montréal a été paralysée pendant plus de neuf heures. Les dommages qu'il a provoqué la panne d'électricité, je joins avec les pertes causées par la faute d'énergie, ont obtenu les cents de millions de dollars.
• Entre les jours 1 et 2 septembre de 1859, une intense tempête solaire il a affecté à la majeure part de la planète. Les lignes telegráficas des États-Unis et le le Royaume-Uni sont resté inutilizadas et s'ont provoqués divers incendies. En plus, une impressionante aurora boreal, phénomène que normalement seulement peut se remarquer depuis les régions árticas, a pu se voir en des lieux tellement éloignés entre soi comme Rome ou Hawai.

Importance de l'énergie solaire dans le Terroir

La majeure part de l'énergie utilisée par les êtres vifs procède du Soleil, les plantes ils l'absorbent directement et ils réalisent la fotosíntesis, les herbivores absorbent indirectement une petite quantité de cette énergie en mangeant les plantes, et les carnívoros absorbent indirectement une quantité une plus petite en mangeant aux herbivores.

La plupart des sources d'énergie usées par l'homme ils dérivent indirectement du Soleil. Les combustibles fossiles préservent énergie solaire capturée il fait des millions d'ans moyennant fotosíntesis, l'énergie hidroeléctrica use l'énergie potentielle d'eau que se condensó en hauteur après s'avoir evaporado par la chaleur du Soleil, etc.

Pourtant, l'usage direct de énergie solaire pour l'obtention d'énergie n'est pas encore très étendu en raison de que les mécanismes actuels ils ne sont pas suffisamment efficaces.

Réactions termonucleares et incidence sur la surface terrestre

Une minime quantité de matière peut se convertir dans une énorme manifestation d'énergie. Cette relation entre la matière et l'énergie explique la puissance du Soleil, que fait possible la vie. Quel est l'equivalencia? En 1905, Einstein y avait predicho une equivalencia entre la matière et l'énergie moyennant son équation Et=mc². Une fois qu'Einstein a formulé la relation, les scientifiques ont pu expliquer par quels il a brillé le Soleil par des milliers de millions d'ans. Dans l'intérieur du Soleil ils se produisent continu réactions termonucleares. De cette manière, le Soleil convertit chaque seconde quelques 564 millions de tonnes de hidrógeno en 560 millions de tonnes de helio, ce que signifie que quelques quatre millions de tonnes de matière se transforment en énergie solaire, une petite part de laquelle arrive au Terroir et il soutient la vie.

Avec la formule et les données antérieures il se peut calculer la production d'énergie du Soleil, en s'obtenant que la puissance de notre étoile est environ 3,8*10²⁶ watts, ou 3,8*10²³ kilovatios -ou, autrement dit, le Soleil produit dans une seconde 760000 fois la production énergétique annuelle à niveau mondial-.

Observation astronómica du Soleil

Les premières observations astronómicas de l'activité solaire ont été réalisées par Galileo Galilei en utilisant le méthode de projection. Galilée a découvert ainsi les taches solaires et il a pu mesurer le roulement solaire ainsi que percevoir la variabilité de celles-ci. Dans l'actualité l'activité solaire est monitoreada constamment par des observatoires astronómicos terrestres et observatoires spatiaux. Entre les buts de ces observations il se trouve ne seulement obtenir une majeure compréhension de l'activité solaire mais aussi la prédiction d'événements d'élevée émission de particules potentiellement dangereuses pour les activités en l'espace et les télécommunications terrestres.

Exploration solaire

Pour obtenir une vision ininterrumpida du Soleil en des longueurs d'onde inaccessibles depuis la surface terrestre la Agence Spatiale Européenne et NASA ont jeté cooperativamente le satellite SOHO (Solaire and Heliospheric Observatory) le 2 décembre 1995]]. La sonde européenne Ulysses a réalisé des études de l'activité solaire et la sonde nord-américaine Génesis s'a jeté dans un vol proche à l'heliosfera pour rentrer au Terroir avec un échantillon direct du matériel solaire. Génesis Est rentré au Terroir dans le 2004 mais son reentrada dans l'atmosphère a été accompagnée d'une faute dans son parachute principal qu'a fait qu'il se lançât sur la surface. L'analyse des échantillons obtenus poursuit dans l'actualité.

Précautions nécessaires pour remarquer le Soleil

• Ne regarder jamais directement au Soleil sans la due protection, peut causer des lésions et des brûlures graves dans les yeux et même la ceguera permanente.
• Les gafas de soleil, filtres faits avec film photographique veillé, polarizadores, gelatinas, CD ou vitres fumées n'offrent pas la suffisante protection aux yeux.

Références

Bibliografía

Voyez-vous aussi

• Dieu du Soleil
• Eclipse solaire
• Système Solaire
• Soleil de minuit
• Variation solaire
• Vent solaire
• Énergie solaire
• Indice de protection solaire
• Évolution estelar

Tu raccordes des externes

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Généraux

• Système Solaire
• Le Soleil (solarviews.com)
• Le Soleil (astronomiaonline.com)
• Notre Soleil Activité éducative: le Système Solaire

Observation du Soleil

• Recommandations pour remarquer le Soleil
• Prête de la plupart d'observatoires solaires terrestres (en anglais)
• Page web de SOHO (The Solaire and Heliospheric Observatory (en anglais)
• Solaire Position algorithm (en anglais)

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