noyau solaire
L'intérieur du Soleil est exponentiellement plus gazeux et dense que ses couches externes, et ne possède pas une limite définie comme les planètes rocheuses qui l'entourent. Sa structure intérieure bien définie, cependant, est nettement différent de son enveloppe extérieure et de la zone de transition, le tachocline. Le noyau solaire, ce qui représente seulement 10% du volume du Soleil, mais 40% de sa masse, étend du centre à environ 0,2 rayons solaires. Sa température comme le point le plus chaud dans le système solaire est proche de 13.600.000 kelvin (en revanche, la surface du Soleil est d'environ 5.800 kelvin). Le noyau du soleil tourne plus rapidement que la couche externe, ce qui provoque son champ électromagnétique, un peu comme celui qui résulte de la rotation du noyau en fusion de la Terre contre sa rotation externe. Pendant la majeure partie de la vie du Soleil, le noyau du Soleil produit la majorité de la chaleur par fusion, qui à son tour réchauffe le reste du soleil comme il est transféré à travers de nombreuses couches vers l'enveloppe, ou photosphère, et au-delà.
Une histoire de la théorie solaire
Au début des années 1900, Ernest Rutherford a émis l'hypothèse que la source de la production continue du soleil était un stockage interne de chaleur causée par la désintégration radioactive. En 1920, Arthur Eddington construit sur la théorie de Rutherford en postulant que les réactions de fusion entre théoriquement présents hydrogène et d'hélium atomes entraîné une modification de la masse et, par conséquent, la production d'énergie sous forme de chaleur. La présence d'hydrogène et de l'hélium a été confirmée en 1925 par Cecilia Payne, qui a conduit à l'élaboration d'un concept théorique de la fusion nucléaire par Subrahmanyan Chandrasekhar et Hans Bethe. Enfin, en 1957, un article de Margaret Burbidge a réussi à démontrer effectivement que de nombreux aspects de notre univers actuel, y compris le soleil et d'autres étoiles, a entraîné des réactions de fusion nucléaire.
Une histoire de la science solaire
Bien que la théorie a pris près de cinquante ans pour se développer dans son intégralité, la première mission d'observer le soleil a été lancé par la NASA juste un an après Burbidge a publié son document sur la nature de la fusion nucléaire dans l'univers. En 1958 et 1959, quatre vaisseaux spatiaux d'observation de Pioneer ont été lancées pour observer le soleil, dont le dernier a continué en orbite à peu près la distance de la Terre, la mesure des vents solaires et le magnétisme, jusqu'en 1987. stéréoscopique ultérieure des couches extérieures du Soleil ont continué depuis lors, y compris les plus récentes missions SOHO et STEREO, mais il y a encore peu de données scientifiques sur l'intérieur solaire car aucune donnée n'a été recueillie directement de lui. Le retour du vaisseau spatial Genesis en 2004, qui a également étudié les vents solaires, a apporté un matériau mesurable pour les scientifiques et leur a permis d'étudier les vents et, à son tour, l'intérieur à partir de laquelle ils ont pris naissance.
héliosismologie
Helioseismology est l'étude des ondes de pression à l'intérieur du Soleil Turbulence sur les couches extérieures du Soleil (la zone de convection) transmettre à travers le Soleil à son intérieur. Les ondes résultantes sont mesurables par effet Doppler dans les images de déchéance de temps, et les variations de la pression des vagues a révélé une idée détaillée de ce que l'intérieur solaire est probablement aimer. Helioseismology a révélé que l'intérieur (zone de rayonnement) du Soleil tourne uniformément, tandis que la zone de convection externe a une rotation différente.