La fusion nucléaire comme source d'énergie
L'énergie libérée par le soleil est créée profondément dans le soleil par la transformation de l'énergie nucléaire. La réaction décisive est la fusion des noyaux d'hydrogène (protons simples) en hélium à travers la chaîne p-p. Dans une première phase, deux protons fusionnent pour former un noyau d'hydrogène lourd, le deutérium. En raison de la répulsion électromagnétique des protons avec la même charge, une telle fusion est très peu probable. Cependant, la température et la pression dans le noyau du Soleil sont si élevées que deux protons entrent parfois en collision et fondent. L'un des deux protons se transforme en un neutron, qui reste dans le noyau du deutérium, et un positron et un neutrino, qui quittent tous deux le noyau atomique. (Le positron se brise immédiatement avec un électron en deux photons de haute énergie, tandis que le neutrino laisse le Soleil libre). Lorsque le noyau de deutérium entre en collision avec un autre proton, un noyau d'isotope d'hélium léger hélium-3 et un autre photon de haute énergie se forment. Enfin, deux noyaux d'hélium-3 peuvent s'unir pour former un noyau de l'isotope lourd hélium-hélium-4, qui libère à nouveau deux protons. En résumé, quatre protons sont ainsi devenus un seul noyau d'hélium, libérant de l'énergie sous forme de photons de haute énergie.
Ainsi, 564 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées en 560 millions de tonnes d'hélium par seconde au soleil. La différence de masse de 4 millions de tonnes (0,7%) est convertie en énergie de rayonnement.
Cependant, les photons libérés n'atteignent pas directement la surface du soleil, mais sont absorbés à plusieurs reprises par les particules de plasma à l'intérieur du soleil par des processus de dispersion et réémis à nouveau. En conséquence, leur énergie diminue progressivement. En moyenne, l'énergie de rayonnement libérée dans le noyau prend environ 100 000 ans pour atteindre la surface du soleil. Lorsqu'un photon est finalement émis de la photosphère vers l'espace, il parcourt la distance de la Terre en seulement huit minutes parce qu'il se déplace à la vitesse de la lumière.
Par mètre carré de sa surface, le soleil rayonne une puissance de 63 mégawatts. Le rayonnement d'une seconde de notre étoile quotidienne suffirait à fournir à l'humanité l'énergie dont elle a besoin pendant plusieurs milliards d'années. Cependant, le soleil a brillé pratiquement inchangé pendant 4,6 milliards d'années, et continuera à briller avec la même intensité pendant encore quatre milliards d'années.
Granulation et taches solaires
Dans la photosphère, les structures sont reconnaissables même lorsque le soleil n'est pas actif, c'est-à-dire le nid d'abeilles ou les granules en forme de cellules. Ils sont le signe visible de la zone de convection de l'hydrogène : le plasma chaud monte au centre des granules, se refroidit par rayonnement énergétique, s'écoule vers les bords et s'enfonce à nouveau dans des couches plus profondes. Les granules ne sont pas des cellules de convection stables, mais se forment, atteignent une extension d'environ 1000 kilomètres et disparaissent à nouveau après quelques minutes. La granulation peut être observée avec des télescopes qui atteignent une résolution d'une seconde d'arc. (1 seconde d'arc sur le disque solaire correspond à une distance d'environ 725 kilomètres).
Les taches solaires sont une caractéristique impressionnante de l'activité solaire. Ils se présentent sous la forme de grandes régions sombres qui apparaissent souvent en groupes et sont visibles en moyenne pendant quelques jours. Aux taches solaires, des faisceaux de lignes de champ magnétique émergent (ou entrent) de la surface du soleil. Ces champs magnétiques affaiblissent la convection et entravent le transport de l'énergie vers la surface. En conséquence, la température dans les taches solaires est réduite à moins de 4000 Kelvin. Si nous pouvions regarder une tache solaire isolément, elle brillerait encore de lumière. En raison du contraste avec la photosphère encore plus chaude et plus claire, il apparaît plus sombre dans le télescope et sur les photographies.
Comment bien paraître au soleil !
Ne regardez jamais directement au soleil, surtout avec le télescope ou son viseur - de graves dommages aux yeux en seraient la conséquence immédiate ! N'utilisez pas de filtres solaires même sur le côté de l'oculaire : dans la chaleur de la lumière solaire focalisée, ces lunettes noires peuvent éclater sans avertissement ! La projection du soleil sur un écran de projection blanc avec un télescope et un oculaire à longue focale est sûre. Pour trouver le soleil, utilisez l'ombre du tube télescopique : elle doit apparaître exactement ronde, puis votre optique pointe vers le soleil et son image est projetée sur l'écran. Pour améliorer le contraste, vous pouvez appliquer des écrans latéraux en carton foncé. N'oubliez pas de fermer le viseur avec un couvercle ! Vous ne pouvez regarder directement à travers l'oculaire que si des filtres spéciaux en verre ou en film de protection solaire avec un facteur d'amortissement de 1 : 100 000 sont installés devant l'ouverture d'entrée de lumière du télescope.