# La classification périodique des éléments/Annexe/Le Soleil

Le Soleil est une étoile, c’est-à-dire que contrairement aux planètes, il émet sa propre lumière (alors que les planètes ne font que réfléchir la lumière du soleil). Son rayon est de 695 500 km et sa distance moyenne à la Terre de 149 598 845 km (retenir 150 × 10$^6$ km, soit une unité astronomique). La question de savoir d’où venait ce rayonnement s’est longtemps posée, et nombreuses furent les théories pour y répondre. C’est vers 1920 qu’Eddington suggéra que l’énergie des étoiles était d’origine nucléaire.
On peut découper l’intérieur du soleil en trois zones dont seule la surface (appelée photosphère) de la zone supérieure est accessible aux observations. Ces trois zones sont (de l’intérieur vers l’extérieur) : le noyau, la zone radiative et la zone convective (voir schéma).

## Le noyau

La masse volumique du noyau est 160 × 10$^3$ kg m$^{−3}$ et sa température de 15 millions de °C. C’est là que se déroulent les réactions nucléaires qui fournissent de l’énergie au Soleil. Les réactions nucléaires s'accompagnent, en plus de l'émission de photons y (un photon est un grain de lumière) , de l'émission de particules appelées neutrinos, extrêmement difficiles à détecter puisqu'elles sont capables de traverser toutes les couches du Soleil, de même que la Terre, sans être perturbées. Chaque seconde, environ 4 millions de tonnes de matière se transforment en photons très énergétiques (photons y) qui vont s‘échapper vers l'extérieur, repoussant les couches de gaz qui, sous l'effet de l'attraction gravitationnelle tendent à tomber vers le cœur du Soleil. C‘est ainsi que se préserve l'équilibre de cette énorme boule de gaz qu'est notre astre. Actuellement, environ 40 % de l'hydrogène du noyau a été consumé, et le Soleil en est à la moitié de sa vie (il lui reste environ 5 milliards d’années à vivre).

## La zone radiative

Elle occupe environ 70 % du diamètre du Soleil. Cette zone est aussi très dense (sa densité varie avec l'altitude de plus de 10$^5$ à 10$^3$ kg m$^{−3}$). C'est pourquoi le rayonnement issu du noyau ne peut se propager sur une grande distance sans « heurter » sur les atomes du milieu. Il est ainsi absorbé pour être émis de nouveau, avec une énergie diñ‘érente, dans une direction quelconque. L'énergie se transporte dans cette zone, de choc en choc, de façon aléatoire. On appelle cette région de l'intérieur solaire ”zone radiative" en raison du mode de transport de l'énergie sous forme de rayonnement. Un photon y émis dans le noyau va mettre environ un million d'années pour traverser la zone radiative et en émerger sous forme de photon UV ou visible (ce n'est plus, bien sûr, le même photon).

## La zone convective

Cette zone occupe environ 30 % du diamètre solaire. Elle est beaucoup moins dense que la zone radiative, ce qui fait que des mouvements locaux de la matière y sont possibles. L'énergie qui arrive de la zone radiative du Soleil ne va mettre que deux mois à en émerger. On appelle cette région de l'intérieur solaire « zone convective » en raison des mouvements complexes de matière qui transportent l'énergie par convection, comme dans une casserole d'eau bouillante: la matière chaude remonte à la surface, tandis que la matière plus froide redescend. Cette zone tourne sur elle-même avec une vitesse qui varie selon la latitude. Il faut ainsi entre 25 jours à l'équateur et 33 jours près des pôles aux couches supérieures du Soleil pour faire un tour complet.

## La photosphere

La photosphère est la région située à 1 rayon solaire du centre de l'étoile, à partir de laquelle le rayonnement peut parvenir jusqu'à nous. Cette surface représente une frontière « virtuelle » entre l'intérieur du Soleil (noyau, zone radiative et convective) et son atmosphère. Ce que l'on voit du Soleil à l'œil un est la photosphère.
La photosphère correspond a une couche de quelques centaines de kilomètres d’épaisseur et de température moyenne 5 500 °C. Elle est située juste au-dessus de la zone convective et constitue le disque solaire visible à l'œil nu. Elle émet un rayonnement dont le maximum de puissance est situé dans le vert (500 nm), mais elle émet aussi dans le bleu et le rouge et paraît ainsi blanc car toutes les couleurs sont assez bien représentées pour queue l'œil perçoive de la lumière blanche.
L’atmosphère du Soleil (enveloppe de gaz ténue autour de l’étoile) est constituée de couches d’épaisseur différentes et de caractéristiques très diverses.

## L’atmosphère du soleil

La couche intérieure de l’atmosphère solaire est la chromosphère visible de courts instants lors des éclipses totales. C’est une région assez mince (quelques milliers de kilomètres) dont la température varie de 4 000 à 8 000 °C.
La couche extérieure de l’atmosphère solaire est la couronne qui auréole le Soleil durant les éclipses totales. Elle s’étend bien au-delà de la chromosphère et se fond dans le milieu interplanétaire. Sa température atteint par endroits 2 000 000 °C.
Cette zone tourne sur elle-même d'un seul bloc en 26 jours.