Photosphère

moyen de radiations. La couche recouvrant la zone de radiations forme la zone de convection où l'énergie est conduite vers la photosphère grâce à la convection, autrement dit, les déplacements physiques du gaz. On croit que cette zone de convection est à l'origine de l'activité magnétique qui génère les taches[1]. La surface extérieure du soleil est appelée la photosphère. Juste au-dessus de cette couche se trouve une mince région appelée la chromosphère. Ensuite, nous avons la couronne solaire.

rotation de la Terre est inférieure de 27,32°/ooo (pour dix mille) à la journée terrestre ; or 27,32 jours est justement la durée de révolution lunaire. On a déduit, en observant les tâches solaires de sa surface, que la rotation sidérale de sa photosphère, sur le noyau du Soleil, était de 25,38 jours à son équateur. Or, les deux astres nous apparaissent dans le ciel sous forme d’un disque de 0,25 degré, soit un quart (1/4) de degré, de rayon. On retrouve donc ici chez le chiffre 4. Le noyau, quant

puis transportée par rayonnement ; - La zone convective (son rayon va de 0,71 à 1 Rsol), qui transporte l’énergie par des mouvements de convection6 turbulents et multi-échelles. La tachocline est la couche de transition entre ces deux zones. La photosphère est la partie visible de la surface du Soleil. En-dessous d'elle, le Soleil devient opaque à la lumière visible. Au-delà, la lumière visible est libre de se propager dans l'espace, et son énergie lumineuse de s'échapper entièrement du Soleil. Au

par un apport d’énergie et la présence d’un métabolisme dans les cellules vivantes. Il existe différents espaces tels que : Atmosphère Hydrosphère Lithosphère L’écosphère est l’interaction entre la biosphère et les organismes vivants et la photosphère (soleil) Répartition et fonctionnement des organismes vivants selon : Disponibilité en eau et hygrométrie Lumière Température FIN

minutes lumières de nous soit 150 millions de km ; on appelle cette distance une unité astronomique (UA). Son diamètre est de 1 392 000 km (contre 12 756 km pour la Terre) et il tourne sur lui même en 25 jours. Le globe solaire limité par la photosphère a un rayon égal à 696 000 km, soit environ 109 fois le rayon équatorial de la Terre. Sa densité moyenne n'est que de 1,41, de sorte que sa masse est seulement 333 000 fois celle de la Terre, pour un volume 1 300 000 fois plus important. La distance

radiation ou radiative : elle se situe approximativement entre 0, 25 et 0, 7 rayon solaire. - La zone de convection ou convective : elle s’étend de 0, 7 rayon solaire à la surface du Soleil. - 9 II, 1, 1, 2 – Partie externe du Soleil La photosphère : il s’agit de la surface du Soleil. Il y règne une température beaucoup plus froide qu’au niveau du noyau : elle avoisine les 5 500 °C. - La chromosphère : cette couche est la partie basse de l’atmosphère solaire. Elle présente une température

Lors de ce paroxysme, il y a inversion entre les pôles + et – des taches. Cette inversion semble être la conséquence de l’inversion du dipôle apparent du champ magnétique solaire global dont les lignes de force émergent au niveau des taches de la photosphère. Les raisons de ces inversions et de leur fréquence de 11 ans sont encore très, très mal comprises. • • Notre Soleil émet une très grande quantité de chaleur et de lumière, mais également une grande quantité de particules. Ce flot de particules

an electron (e+ + e- →2 gamma-rays); the gamma-rays will be absorbed and re-emitted by the dense matter in the stellar interior, gradually diffusing outward and being "degraded" into photons of lower energy. When the gamma-ray energy reaches the photosphere each gamma-ray will have been transformed into about 200,000 visible photons. The neutrino, which only interacts through the Weak Force streams straight out of the sun. 2 H + 1H → 3He + gamma-ray Y. Arnoud 2007-2008 Page 5 sur 27

faire comprendre. III. Etude du rayonnement venant des étoiles Nos connaissances sur la structure d’une étoile proviennent uniquement du rayonnement que nous recevons. 1. Composition de l’atmosphère d’une étoile La surface d’une étoile (photosphère) émet un spectre continu. Ces radiations vont traverser l’atmosphère de l’étoile (chromosphère) qui contient des atomes et des ions. On va donc visualiser le spectre d’absorption de l’atmosphère de cette étoile (spectre de raies). A partir des

faible pour qu’ils s’échappent. La couche d’où les photons s’échappent s’appelle la « photosphère ». Si les photons de toutes longueurs d’onde interagissaient avec la même section efficace, le rayon d’échappement serait indépendant de la longueur d’onde et les spectres stellaires seraient ceux de corps noirs presque parfaits, à la température de la photosphère. La présence d’atomes non ionisés au voisinage de la photosphère provoque une dépendance de la section efficace dans la longueur d’onde. Les photons