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  • Les Plus Grosses Eruptions Solaires de Classe X

    Posté le 30 juillet 2017

    Tout d’abord, voici un classement des 15 plus grosses éruptions solaires de classe X

    Classement Jour/Mois/Année Puissance
    1 04/11/2003 X28+
    2 02/04/2001 X20.0
    2 16/08/1989 X20.0
    3 28/10/2003 X17.2
    4 07/09/2005 X17
    5 06/03/1989 X15.0
    5 11/07/1978 X15.0
    6 15/04/2001 X14.4
    7 24/04/1984 X13.0
    7 19/10/1989 X13.0
    8 15/12/1982 X12.9
    9 06/06/1982 X12.0
    9 01/06/1991 X12.0
    9 04/06/1991 X12.0
    9 06/06/1991 X12.0
    9 11/06/1991 X12.0
    9 15/06/1991 X12.0
    10 17/12/1982 X10.1
    10 20/05/1984 X10.1
    11 29/10/2003 X10
    11 25/01/1991 X10.0
    11 09/06/1991 X10.0
    12 09/07/1982 X9.8
    12 29/09/1989 X9.8
    13 22/03/1991 X9.4
    13 06/11/1997 X9.4
    14 24/05/1990 X9.3
    15 05/12/2006 X9.0
    15 06/11/1980 X9.0
    15 02/11/1992 X9.0

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  • SDO : 7 ans d’Observation du Soleil

    Posté le 29 juillet 2017

    SDO (Solar Dynamics Observatory), lancé le 11 février 2010, a maintenant capturé près de 7 ans d’images haute résolution du Soleil. La vidéo ci-dessous montre l’évolution des taches solaires pendant toute cette période, en affichant une image par 12h

    Le soleil orange montre le Soleil en lumière visible, capturée par l’instrument HMI (Helioseismic and Magnetic Imager)

    Le petit soleil sur la droite est en lumière ultraviolette extrême, capturée par l’instrument AIA (Atmospheric Imaging Assembly), révélant la couronne solaire qui est une partie de l’atmosphère du Soleil

    On a maintenant suffisamment de données pour montrer les hauts et les bas du cycle solaire actuel. Un cycle solaire dure environ 11 ans en moyenne. Le graphique affiche le nombre de Wolf (mesure de l’activité solaire basée sur le nombre de taches individuelles et le nombre de groupes de taches), le nombre de taches solaires quotidiennes et une moyenne du nombre de taches solaires sur 26 jours.

    Source : NASA

  • Première mondiale : Mesure directe de l’énergie solaire grâce aux neutrinos

    Posté le 27 août 2014

    EPSON DSC pictureL’expérience Borexino du laboratoire souterrain de Gran Sasso (Italie) a permis d’observer quasiment en temps-réel le flux de neutrinos de basse énergie, appelés neutrinos pp, provenant du Soleil.

    Il s’agit d’une prouesse car le détecteur Borexino est le seul au monde à avoir mesuré le flux de ces neutrinos pp, les plus nombreux mais les plus difficiles à détecter. Cela a été possible grâce à son emplacement sous 1400 mètres de roches qui absorbent les rayons cosmiques, et grâce à la haute technologie développée qui permet de supprimer les traces de radioactivité à un niveau encore jamais atteint (10 milliards de fois moins de radioactivité que dans un verre d’eau).

    L’énergie du Soleil provient (pour plus de 99%) de la fusion de noyaux d’hydrogène (protons) en son centre. Cette réaction primordiale transforme deux protons en un noyau de deutérium en émettant un positron et un neutrino de basse énergie. Le détecteur Borexino a réussi la première mesure directe du flux de ces neutrinos pp.

    Une fois produits, les neutrinos franchissent en quelques secondes le plasma solaire et arrivent sur Terre 8 minutes plus tard. Mais l’énergie produite par la réaction (transportée sous forme de photons) va mettre entre 100 000 et 200 000 ans pour traverser la matière dense du Soleil avant de pouvoir voyager vers la Terre. Pour résumer, les neutrinos observés par Borexino nous montrent ce qui se passe aujourd’hui au centre de notre Soleil alors que l’énergie solaire qui nous réchauffe a été produite il y a très longtemps.

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  • Notre Système Solaire [illustration]

    Posté le 21 juin 2014

    Systeme_solaireCette illustration de Roberto Ziche permet de se faire une idée des différences de taille entre les différents corps célestes de notre système solaire.

    Sous le Soleil (de gauche à droite) sont représentés Mercure, Vénus, la Terre et la Lune, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune, Pluton, Hauméa, Makémaké et Eris.

  • Evolution Stellaire : formation et évolution des étoiles

    Posté le 29 mai 2014

    Evolution_stellaire
    (Cliquez pour agrandir l’image) De bas en haut on va d’une protoétoile de faible masse à une protoétoile de masse de plus en plus importante.

    La vitesse d’évolution et le destin d’une étoile dépend de sa masse

    Tout commence avec un nuage de poussière et de gaz
    En raison de la pression exercée par la force gravitationnelle, La poussière et le gaz se compressent et s’échauffent pour créer une protoétoile. Selon sa taille, la protoétoile ne donne pas le même résultat.

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