BIENVENUE DANS HAPPY BIRTHDAY SOLEIL ! - Happy Birthday, oh soeur Lune et frère Soleil !

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SOLEIL,Happy,Birthday,

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Vis comme si tu devais mourir demain... Apprends comme si tu devais vivre toujours. GandhiSITE EN ALCHIMIE PERMANENTE ! Tu ne vois que ton ombre lorsque tu tournes le dos au soleil. Khalil GibranEn maison cinq, ses besoins essentiels satisfaits, l' tre peutexprimer son tour sa cr ativit . La crise transcend e est en Lion source de cr ativit . Avez-vous de la poussi re dans l'oeil ? il vaut mieux ne pas le frotter. Des paroles vous blessent-elles ? mieux vaut ne pas y r pondre. Rabindranath Tagore Au pays de la porte des étoiles, pays de Jupiter et de Junon , de Chiron et des Centaures, Visiteurs depuis le 09/10/2009 : 138602 Connect s : 1 Record de connect s : 64Tr s haut, tout puissant et bon Seigneur, toi louange, gloire, honneur,et toute b n diction ; toi seul ils conviennent, Tr s-Haut,et nul homme n est digne de te nommer.Lou sois-tu, mon Seigneur, avec toutes tes cr atures,sp cialement messire fr re Soleil.par qui tu nous donnes le jour, la lumi re :il est beau, rayonnant d une grande splendeur,et de toi, le Tr s-Haut, il nous offre le symbole.Lou sois-tu, mon Seigneur, pour soeur Lune et les toiles :dans le ciel tu les as form es,claires, pr cieuses et belles.Lou sois-tu, mon Seigneur, pour fr re Vent,et pour l air et pour les nuages,pour l azur calme et tous les temps :gr ce eux tu maintiens en vie toutes les cr atures.Lou sois-tu, mon Seigneur, pour soeur Eau.qui est tr s utile et tr s humble,pr cieuse et chaste.Lou sois-tu, mon Seigneur, pour soeur notre m re la Terre,qui nous porte et nous nourrit,qui produit la diversit des fruits,avec les fleurs diapr es et les herbes.Lou sois-tu, mon Seigneur, pour ceuxqui pardonnent par amour pour toi ;qui supportent preuves et maladies :heureux s ils conservent la paixcar par toi, le Tr s-Haut, ils seront couronn s.Lou sois-tu, mon Seigneur,pour notre soeur la Mort corporelle qui nul homme vivant ne peut chapper.Malheur ceux qui meurent en p ch mortel ;heureux ceux qu elle surprendra faisant ta volont ,car la seconde mort ne pourra leur nuire.Louez et b nissez mon Seigneur,rendez-lui gr ce et servez-leen toute humilit ! votre commentaire"OH, SOLEIL, TOI SANS QUI LES CHOSES NE SERAIENT QUE CE QU'ELLES SONT! "KAHIL GIBRAN QUE CE SOLEIL RECHAUFFE LE COEUR DE TOUTES CELLES ET CEUX QUI NOUS RENDENT VISITE ! WE HOPE THAT SUN GIVE LOVE TO EVERY BODY WHO VISIT THIS SPACE !BEAUTIFUL DAY TO YOU!Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ἥ ο en grec) est l toile du Syst me solaire. Dans la classification astronomique, c est une toile de type naine jaune, compos e d hydrog ne (74% de la masse ou 92,1% du volume) et d h lium (24% de la masse ou 7,8% du volume)[8]. Autour de lui gravitent la Terre, et sept autres plan tes, au moins cinq plan tes naines, de tr s nombreux ast ro des et com tes et une bande de poussi re. Le Soleil repr sente lui seul 99,86% de la masse du Syst me solaire ainsi constitu , Jupiter repr sentant plus des deux tiers de tout le reste.L nergie solaire transmise par rayonnement rend possible la vie sur Terre par apport d' nergie lumineuse (lumi re) et d' nergie thermique (chaleur), permettant la pr sence d eau l tat liquide et la photosynth se des v g taux. Les UV solaires contribuent d sinfection naturelle des eaux de surfaces et y d truire certaines mol cules ind sirables (quand l'eau n'est pas trop turbide)[9]. La polarisation naturelle de la lumi re solaire (y compris de nuit apr s diffusion ou r flexion, par la Lune) ou par des mat riaux tels que l eau ou les cuticules v g tales est utilis e par de nombreuses esp ces pour s orienter.Le rayonnement solaire est aussi responsable des climats et de la plupart des ph nom nes m t orologiques observ s sur notre plan te. En effet, le bilan radiatif global de la Terre est tel que la densit thermique la surface de la Terre est en moyenne 99,97% ou 99,98% d origine solaire[note 1]. Comme pour tous les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement mis dans l espace, sous forme de rayonnement thermique infrarouge; la Terre restant ainsi en quilibre dynamique .Le Soleil fait partie de notre galaxie constitu e de mati re interstellaire et d environ 234 milliards d toiles (estimation 2009)[10]: la Voie lact e. Il se situe 15parsecs du plan quatorial du disque, et est distant de 8500parsecs (environ 26000ann es-lumi re) du centre galactique.Le demi-grand axe de l orbite de la Terre autour du Soleil, couramment appel distance de la Terre au Soleil , gal 149597870km[1], est la d finition originale de l unit astronomique (ua). Il faut 8minutes et 19 secondes pour que la lumi re du Soleil parvienne jusqu la Terre[11].Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point en son centre: .De superbes images du Soleil pour f ter les 5... par Futura-SciencesOrigine et tymologie du termeLe mot Soleil provient du latin populaire soliculus, d riv du latin classique sol, solis d signant l astre et la divinit , mais aussi employ par m taphore en po sie pour jour, journ e et par analogie aux sens de plein jour , de vie publique et de grand homme (voir le Roi Soleil)[12]. Ces diff rents sens se retrouvent dans de nombreuses p riphrases qui le caract risent: l il du ciel, le ma tre des astres, l me du monde, le seigneur des toiles, le p re du jour, le fils a n de la nature, le grand flambeau,etc. Le dieu du soleil commun entre les romains et les grecs, tait le dieu H lios, dieu de la v rit et du soleil.Pr sentation g n raleLe Soleil tel que vu dans l ultraviolet lointain (UVC) (image en fausses couleurs ). : la chromosph re et les protub rances sont les sources essentielles, bien plus chaudes que la surface (la photosph re).Le Soleil est une toile naine jaune qui se compose de 74% d hydrog ne, de 24% d h lium et d une fraction d l ments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2 V. G2 signifie qu il est plus chaud (5770kelvins en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de m taux ionis s et neutres, ainsi que de faibles bandes d hydrog ne. Le suffixe V (ou classe de luminosit ) indique qu il volue actuellement, comme la majorit des toiles, sur la s quence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell: il tire son nergie de r actions de fusion nucl aire qui transforment, dans son noyau, l hydrog ne en h lium, et se trouve dans un tat d quilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles.Il existe dans notre galaxie plus de 100millions d toiles de type spectral identique, ce qui fait du Soleil une toile assez ordinaire, bien qu il soit en fait plus brillant que 85% des toiles de la Galaxie, qui sont en majorit des naines rouges[13].Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lact e dont il est distant d environ 25000 28000ann es-lumi re. Sa p riode de r volution galactique est d environ 220millions d ann es, et sa vitesse de 217km s-1, quivalente une ann e-lumi re tous les 1400ans (environ), et une unit astronomique tous les 8jours[14].Dans cette r volution galactique, le Soleil, comme les autres toiles du disque, a un mouvement oscillant autour du plan galactique: l orbite galactique solaire pr sente des ondulations sinuso dales perpendiculaires son plan de r volution. Le Soleil traverserait ce plan tous les 30millions d ann es environ, d un c t puis de l autre sens Nord-Sud galactique, puis inversement et s en loignerait au maximum de 230ann es-lumi re environ, tout en restant dans le disque galactique. La masse du disque galactique attire les toiles qui auraient un plan de r volution diff rent de celui du disque galactique[note 2]. Actuellement, le Syst me solaire se situerait 48ann es-lumi re au-dessus (au nord) du plan galactique et en phase ascendante la vitesse de 7km/s[15].Le Soleil tourne galement sur lui-m me, avec une p riode de 27jours terrestres environ. En r alit , n tant pas un objet solide, il subit une rotation diff rentielle: il tourne plus rapidement l quateur (25jours) qu aux p les (35jours). Le Soleil est galement en rotation autour du barycentre du Syst me solaire, ce dernier pouvant se situer un peu plus d un rayon solaire du centre de l toile (hors de sa surface)[16], en raison de la masse de Jupiter (environ un milli me de la masse solaire).Les grandes dates[modifier | modifier le code]La plus ancienne clipse solaire r pertori e date de 1223 av.J.-C.[17], elle est repr sent e sur une table d argile dans la cit d Ugarit (aujourd hui en Syrie). Vers 800 av.J.-C., a eu lieu la premi re observation plausible d une tache solaire en Chine. Environ 400ans apr s, en 400 av.J.-C., les premi res civilisations pensaient que la Terre tait plate et que le Soleil tait un dieu. Le philosophe grec, Anaxagore, avance l id e que le Soleil est un corps grand, loign de la Terre. Il estime son rayon 56km. Ses id es vont l encontre des croyances de son temps, ce qui lui vaut d tre menac puis finalement exil d Ath nes. La premi re tentative de calcul math matique de la distance Terre-Soleil est faite en 200 av.J.-C., par Aristarque de Samos. Claude Ptol m e d clare en 150 ap.J.-C., que la Terre est un corps stationnaire au centre de l Univers. Selon lui, ce sont le Soleil, la Lune et les autres plan tes qui tournent autour de la Terre.Plus proche de notre poque, en 1543, Copernic pr sente son mod le d Univers dans lequel le Soleil est au centre et les plan tes tournent autour de lui. En 1610, Galil e observe les taches solaires avec son t lescope. Peu de temps apr s, en 1644, Descartes nonce une th orie selon laquelle le Soleil est une toile parmi bien d autres. Entre 1645 et 1715, se trouve la p riode durant laquelle on observa peu de taches solaires; on appelle cette p riode le minimum de Maunder .L astronome fran ais Pierre-Simon de Laplace nonce en 1796, l hypoth se de la n buleuse selon laquelle le Soleil et le Syst me solaire sont n s de l effondrement gravitationnel d un grand nuage de gaz diffus.C est en 1845 que la premi re image du Soleil fut prise, par les physiciens fran ais Hippolyte Fizeau et L on Foucault. La premi re relation entre l activit solaire et g omagn tique eu lieu en 1852 (premi re observation 1859 par l astronome amateur Richard Carrington).L observation de l' clipse solaire totale de 1860[18] permet le premier enregistrement d une jection de masse coronale.Au si cle dernier, en 1908, eut lieu le premier enregistrement des champs magn tiques des taches solaires par l astronome am ricain George Ellery Hale. Onze ans apr s, en 1919, les lois de la polarit de Hale fournissent une preuve du cycle magn tique solaire. En 1942 fut observ e pour la premi re fois une mission d ondes radio solaires, puis en 1946 fut faite la premi re observation de rayons ultraviolets (UV) solaires l aide d une fus e sonde, et valu e la temp rature de la couronne 2millions de C, l aide des raies spectrales. La premi re observation des rayons X solaires l aide d une fus e sonde date de 1949. En 1954, on s aper oit que l intensit des rayons provenant du Soleil varie sur un cycle solaire de 11ans. Une observation massive de taches solaires est r alis e en 1956, une premi re observation du vent solaire en 1963, par la sonde Mariner 2. En 1973 et 1974, Skylab observe le Soleil et d couvre les trous coronaires. En 1982 a lieu la premi re observation des neutrons d une tache solaire par la sonde SMM (Solar Maximum Mission). Et pour finir, en 1994 et 1995, Ulysse (sonde lanc e par la navette Discovery en 1990) survole les r gions polaires du Soleil.Histoire naturelleArticles d taill s: volution des toiles et Formation et volution du Syst me solaire.Le Soleil est une toile g e de 4,5682milliards d ann es[19], soit un peu moins de la moiti de son chemin sur la s quence principale[20]. L'hypoth se des ann es 1970 qu'une supernova serait l'origine de l'effondrement de la n buleuse qui a donn naissance au Soleil n'est plus cr dible. Une mod lisation r cente (2012) propose un sc nario en trois tapes pour expliquer la formation du Soleil et l'abondance de magn sium-26 et de nickel-60 dans les m t orites. Ces l ments sont les produits de la d composition de deux isotopes radioactifs ( la vie tr s courte) n s dans les toiles: l'aluminium-26 (demi-vie de 717000 ans) et le fer-60 (demi-vie de 2,6 Ma). Pour comprendre la pr sence de ces l ments dans la chimie du Soleil, il fallait imaginer une tape pour le fer-60 et une autre pour l'aluminium-26. Sc nario: Il y a 4,6 Ga, une n buleuse s'effondre et une premi re g n ration d' toiles ( 5000) na t. Apr s 5 Ma, les plus massives meurent en supernovae et dispersent leurs l ments dont l'isotope fer-60. Apr s 2 Ma, un nuage riche en fer-60 s'effondre et de nouvelles toiles se forment. Cette seconde g n ration comprend des toiles tr s massives (plus de 30 masses solaires) qui jectent des vents charg s en aluminium-26. Apr s 100000 ans, le vent d'une de ces toiles tr s massives comprime la mati re qui l'entoure. Il se forme une coquille de gaz et de poussi res riches en fer-60 et en aluminium-26 qui finit par s'effondrer et donner naissance, il y a 4,5682 Ga, une troisi me g n ration d' toiles: le Soleil et une centaine d' toiles jumelles. Quelques millions d'ann es plus tard, l' toile tr s massive l'origine du processus meurt en supernova. On l'appelle Coatlicue qui signifie "m re du Soleil" dans la cosmogonie azt que. Les s urs du Soleil ( la composition chimique identique) se dispersent dans la Voie lact e. Le Soleil reste seul; les ast ro des qui l'entourent gardent la trace de sa g n alogie sous la forme des d riv s du fer-60 et de l'aluminium-26: le nickel-60 et le magn sium-26[21].Actuellement, dans le c ur du Soleil, chaque seconde, 564 millions de tonnes d'hydrog ne fusionnent pour produire 560 millions de tonnes d'h lium. La diff rence de masse de 4,3 millions de tonnes d'hydrog ne (une masse de l'ordre de celle de la pyramide de Gizeh[22]) quivaut l' nergie lumineuse produite (4.1026 joules). Cette nergie lumineuse migre lentement par rayonnement et par convection vers la surface solaire et est mise dans l espace sous forme de rayonnements lectromagn tiques (lumi re, rayonnement solaire) et de flux de particules (vent solaire).Durant les 7,6milliards d ann es[23] venir, le Soleil puisera petit petit ses r serves d hydrog ne; sa brillance augmentera d environ 7% par milliard d ann es, la suite de l augmentation du rythme des r actions de fusion par la lente contraction du c ur.Lorsqu il sera g de 10,5milliards d ann es, l quilibre hydrostatique sera rompu. Le Soleil aura converti tout l'hydrog ne de son c ur en h lium. Le noyau d'h lium se contractera et s chauffera fortement tandis que les couches superficielles, dilat es par le flux thermique croissant et ainsi partiellement lib r es de l effet gravitationnel, seront progressivement repouss es: le Soleil se dilatera et se transformera en g ante rouge. Au terme de ce processus, le diam tre du Soleil sera environ 100fois sup rieur l actuel; il d passera l orbite de Mercure et de V nus. La Terre, si elle subsiste encore, ne sera plus qu un d sert calcin .C est durant cette phase de gonflement que son c ur en contraction arrivera aux environs de 100millions de kelvins, initiant les r actions de fusion de l h lium pour donner du carbone (voir r action triple-alpha) ainsi que de l'oxyg ne, tandis qu une couronne externe du c ur fusionnera l hydrog ne en h lium. La p riode de fusion de l'h lium sera rapide: pendant 50 millions d'ann es, les noyaux d'h lium se combineront trois par trois pour former des noyaux de carbone qui peupleront le c ur de la g ante rouge. Le Soleil n'est pas assez massif pour comprimer son c ur de carbone et atteindre la temp rature de 600 millions de K n cessaire la fusion du carbone produisant de l'oxyg ne[24]. Cette phase se terminera par le flash de l h lium, suivi d'un r arrangement des couches du Soleil faisant diminuer son diam tre jusqu ce qu il se stabilise une taille de plusieurs fois (jusqu 10fois) sa taille actuelle, soit d environ 10millions de kilom tres de diam tre. Il sera devenu une sous-g ante.Enfin, les couches externes seront arrach es par les vents stellaires caus s par les contractions du c ur de carbone sous l'effet de la gravit . La mati re sera r pandue dans l espace et donnera naissance une n buleuse plan taire. La n buleuse plan taire sera un nuage de gaz tr s chaud (plus de 10000K) compos essentiellement de l'hydrog ne et de l'h lium non consomm s dans les fusions et d'un peu de carbone. Elle servira de berceau de nouvelles toiles. Le c ur de carbone, n'ayant plus de carburant pour fournir l' nergie n cessaire pour contrecarrer la gravit , va s'effondrer sur lui-m me et former une naine blanche d une taille comparable la Terre. La densit y sera si lev e que le c ur abritera de la mati re lectronique d g n r e . La temp rature en surface de la naine blanche atteindra 50000K (chaleur emmagasin e lors de l'effondrement du c ur). Cette chaleur met un rayonnement de couleur blanche. La surface radiative tant extr mement faible, la naine blanche mettra plusieurs milliards d'ann es se refroidir. Quand la temp rature sera assez basse, le rayonnement thermique sera si faible que la naine blanche sera invisible. Elle terminera sa vie en naine noire, un cadavre c leste si froid qu'il n' met plus aucune lumi re.Ce sc nario est caract ristique des toiles de faible moyenne masse[25],[26]; de ~0,5 ~4M.Bien que le Soleil soit une toile de taille moyenne, il repr sente lui seul environ 99,86% de la masse du Syst me solaire. Sa forme est presque parfaitement sph rique, avec un aplatissement aux p les estim neuf millioni mes[27], ce qui signifie que son diam tre polaire est plus petit que son diam tre quatorial de seulement dix kilom tres.Contrairement aux objets telluriques, le Soleil n'a pas de limite ext rieure bien d finie. La densit de ses gaz chute de mani re peu pr s exponentielle mesure que l'on s' loigne de son centre. Par contre, sa structure interne est bien d finie.Le rayon du Soleil est mesur de son centre jusqu' la photosph re. La photosph re est la couche en dessous de laquelle les gaz sont assez condens s pour tre opaques et au-del de laquelle ils deviennent transparents. La photosph re est ainsi la couche la plus visible l' il nu. La majeure partie de la masse solaire se concentre 0,7rayon du centre.La structure interne du Soleil n'est pas observable directement. De la m me fa on que la sismologie permet, par l tude des ondes produites par les tremblements de terre, de d terminer la structure interne de la Terre, on utilise l'h liosismologie pour mesurer et visualiser indirectement la structure interne du Soleil. La simulation informatique est galement utilis e comme outil th orique pour sonder les couches les plus profondes.Le c ur ou noyauArticle d taill : Noyau solaire.On consid re que le c ur du Soleil s tend du centre environ 0,25rayon solaire. Sa masse volumique est sup rieure 150000kg m-3 (150fois la densit de l eau sur Terre) et sa temp rature approche les 15millions de kelvins (ce qui contraste nettement avec la temp rature de surface du Soleil, qui avoisine les 5800kelvins). C est dans le c ur que se produisent les r actions thermonucl aires exothermiques (fusion nucl aire) qui transforment, dans le cas du Soleil, l hydrog ne en h lium (voir, pour les d tails de ces r actions, l article cha ne proton-proton).Le Soleil tire son nergie des r actions de fusion nucl aire qui transforment, en son noyau, l hydrog ne en h lium.Environ 3,4 1038protons (noyaux d hydrog ne), soit 619 millions de tonnes d'hydrog ne, sont convertis en 614 millions de tonnes d'h lium chaque seconde, lib rant une nergie correspondant l'annihilation de 4,26millions de tonnes de mati re par seconde, produisant 383yottajoules (383 1024joules) par seconde, soit l quivalent de l explosion de 91,5 1015tonnes de TNT.Le taux de fusion nucl aire est proportionnel la densit du noyau, aussi la fusion nucl aire au sein du c ur est un processus auto-r gul : toute l g re augmentation du taux de fusion provoque un r chauffement et une dilatation du c ur qui r duit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution l g re du taux de fusion refroidit et densifie le c ur, ce qui fait revenir le niveau de fusion son point de d part.Le c ur est la seule partie du Soleil qui produise une quantit notable de chaleur par fusion: le reste de l toile tire sa chaleur uniquement de l nergie qui en provient. La totalit de l nergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu la photosph re, avant de s chapper dans l espace sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules.L' nergie des photons de haute nergie (rayons X et gamma) lib r s lors des r actions de fusion met un temps consid rable pour traverser les zones de radiation et de convection avant d'atteindre la surface du Soleil. On estime que le temps de transit du c ur la surface se situe entre 10000 et 170000ans[28]. Apr s avoir travers la couche de convection et atteint la photosph re, les photons s chappent dans l espace, en grande partie sous forme de lumi re. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transform en plusieurs millions de photons lumineux qui s chappent dans l espace. Des neutrinos sont galement lib r s par les r actions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la mati re et sont donc lib r s imm diatement. Pendant des ann es, le nombre de neutrinos produits par le Soleil tait mesur plus faible d un tiers que la valeur th orique: c tait le probl me des neutrinos solaires, qui a t r solu en 1998 gr ce une meilleure compr hension du ph nom ne d oscillation du neutrino.La zone de radiation[modifier | modifier le code]La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,25 et 0,7rayon solaire. La mati re solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus ext rieures se fait par la seule radiation thermique. L hydrog ne et l h lium ionis s mettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d tre r absorb s par d autres ions. Les photons de haute nergie (rayons X et gamma) lib r s lors des r actions de fusion mettent un temps consid rable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l interaction avec la mati re et par le ph nom ne permanent d absorption et de r mission plus basse nergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit de l' nergie d un photon du c ur la surface se situe entre 10000 et 170000ans[28]. Dans cette zone, il n y a pas de convection thermique car bien que la mati re se refroidisse en s loignant du c ur, le gradient thermique reste inf rieur au gradient thermique adiabatique. La temp rature y diminue 2millions de kelvins.La zone de convection[modifier | modifier le code]La zone de convection ou zone convective s tend de 0,8rayon solaire du centre la surface visible du Soleil. Elle est s par e de la zone de radiation par une couche paisse d environ 3000kilom tres, la tachocline, qui d apr s les tudes r centes pourrait tre le si ge de puissants champs magn tiques et jouerait un r le important dans la dynamo solaire. Dans la zone de convection la mati re n est plus ni assez dense ni assez chaude pour vacuer la chaleur par radiation: c est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosph re. La temp rature y passe de 2millions ~5800kelvins. La mati re parvenue en surface, refroidie, plonge nouveau jusqu la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie sup rieure de la zone de radiation,etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi form es sont responsables des granulations solaires observables la surface de l astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarit magn tique nord-sud la surface du Soleil.La photosph reLa photosph re vue travers un filtre.La photosph re est une partie externe de l toile qui produit entre autres la lumi re visible. Elle est plus ou moins tendue: de moins de 0,1% du rayon pour les toiles naines, soit quelques centaines de kilom tres; quelques dizaines de pourcent du rayon de l toile pour les plus g antes, ce qui leur donnerait un contour flou contrairement au Soleil aux bords nets.La lumi re qui y est produite contient toutes les informations sur la temp rature, la gravit de surface et la composition chimique de l toile. Pour le Soleil, la photosph re a une paisseur d environ 400kilom tres. Sa temp rature moyenne est de 6000K. Elle permet de d finir la temp rature effective qui pour le Soleil est de 5781K. Sur l image de la photosph re solaire on peut voir l assombrissement centre-bord qui est une des caract ristiques de la photosph re. L analyse du spectre de la photosph re solaire est tr s riche en information en particulier sur la composition chimique du Soleil. La photosph re est macul e d'une granulation qui lui donne l'aspect d'une peau d'orange. Ce sont des sph res d'environ 1000km de diam tre, compos es de gaz chaud remontant vers la surface pr s de 500m tres par seconde, qui lui donnent cet aspect. La surface atteinte, elles irradient leur nergie et, une fois refroidies, replongent dans l' toile. Chaque sph re de granulation dure huit minutes en moyenne.L atmosph re solaire[modifier | modifier le code]La structure du Soleil au-del de la photosph re est g n ralement connue sous le nom d Atmosph re solaire. Elle comprend trois zones principales: la chromosph re, la couronne et l h liosph re. La chromosph re est s par e de la photosph re par la zone de temp rature minimum et de la couronne par une zone de transition. L h liosph re s tend jusqu aux confins du Syst me solaire o elle est limit e par l h liopause. Pour une raison encore mal lucid e, la chromosph re et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu elle puisse tre tudi e en d tail par les t lescopes spectroscopiques, l atmosph re solaire n est jamais aussi accessible que lors des clipses totales de Soleil.La chromosph reLa chromosph re vue en analyse spectrale H .La zone de temp rature minimum qui s pare la photosph re de la chromosph re offre une temp rature suffisamment basse (~4000kelvins) pour qu on y trouve des mol cules simples (monoxyde de carbone, eau), d tectables par leur spectre d absorption. La chromosph re proprement dite est paisse d environ 2000kilom tres. Sa temp rature augmente graduellement avec l altitude, pour atteindre un maximum de 100000kelvins son sommet. Son spectre est domin par des bandes d mission et d absorption. Son nom, qui vient de la racine grecque chroma (couleur), lui a t donn en raison du flash rose soutenu qu elle laisse entrevoir lors des clipses totales de Soleil.La couronne[modifier | modifier le code]La zone de transition entre la chromosph re et la couronne est le si ge d une l vation rapide de temp rature, qui peut approcher 1million de kelvins. Cette l vation est li e une transition de phase au cours de laquelle l h lium devient totalement ionis sous l effet des tr s hautes temp ratures. La zone de transition n a pas une altitude clairement d finie. Grossi rement, elle forme un halo surplombant la chromosph re sous l apparence de spicules et de filaments. Elle est le si ge d un mouvement chaotique et permanent. Difficile percevoir depuis la Terre malgr l utilisation de coronographes, elle est plus ais ment analys e par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extr mes du spectre.La couronne solaire est compos e 73% d hydrog ne et 25% d h lium. Les temp ratures sont de l ordre du million de degr s.Bien plus vaste que le Soleil lui-m me, la couronne solaire elle-m me s tend partir de la zone de transition et s vanouit progressivement dans l espace, m l e l h liosph re par les vents solaires. La couronne inf rieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densit particulaire comprise entre 1 1014m 3 et 1 1016m 3, soit moins d un milliardi me de la densit particulaire de l atmosph re terrestre au niveau de la mer. Sa temp rature, qui peut atteindre les 5millions de kelvins, contraste nettement avec la temp rature de la photosph re. Bien qu aucune th orie n explique encore compl tement cette diff rence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d un processus de reconnexion magn tique.L h liosph re[modifier | modifier le code]D butant environ 20rayons solaires (0,1ua) du centre du Soleil, l h liosph re s tend jusqu aux confins du Syst me solaire. On admet qu elle d bute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d Alfv n (le flux est alors dit superalfv nique): les turbulences et forces dynamiques survenant au-del de cette fronti re n ont pas d influence sur la structure de la couronne solaire, car l information ne peut se d placer qu la vitesse des ondes d Alfv n. Le vent solaire se d place ensuite en continu travers l h liosph re, donnant au champ magn tique solaire la forme d une spirale de Parker jusqu sa rencontre avec l h liopause, plus de 50ua du Soleil. En d cembre2004, Voyager 1 est devenue la premi re sonde franchir l h liopause. Chacune des deux sondes Voyager a d tect d importants niveaux nerg tiques l approche de cette fronti re[29].L activit solaireLe champ magn tique solaireArticle connexe: Dynamo solaire.Vue d artiste du champ magn tique solaire.Le Soleil est une toile magn tiquement active. Le soleil tant une boule de gaz et de plasma, sa rotation n'est pas contrainte une rotation solide. On peut ainsi observer une rotation diff rentielle selon la latitude. Cela signifie que la surface du Soleil tourne une vitesse diff rente autour de son axe selon la latitude. Cette rotation est plus rapide l' quateur qu'aux p les. Diff rents effets magn tohydrodynamiques r gissent cette rotation diff rentielle, mais il n'y a pas encore de consensus parmi les scientifiques pour expliquer la cause de cette rotation.On appelle cycle solaire l'alternance de minima et de maxima d'activit solaire (apparition de taches solaires, intensit et complexit du champ magn tique). Le cycle solaire reste inexpliqu aujourd'hui. On voque certains mod les de dynamo pour y apporter des explications, mais aucun mod le auto-consistant n'est aujourd'hui capable de reproduire les cycles solaires.Le vent solaire est un flux de particules issu de la couronne solaire en expansion. Une partie des particules de la couronne solaire poss de une vitesse thermique suffisamment lev e pour d passer la vitesse de lib ration gravitationnelle du soleil. Ils quittent alors la couronne en se dirigeant radialement dans l'espace interplan taire. En raison du th or me du gel qui r git le comportement des plasmas tr s peu r sistifs (MHD id ale) comme dans la couronne o le nombre de Reynolds magn tique est tr s lev , le plasma (la mati re) entra ne avec elle le champ magn tique. C'est ainsi que le vent solaire est muni d'un champ magn tique initialement radial. partir de la distance d'Alfven, qui d crit l' quilibre des forces entre la r action la courbure des lignes de champs et le moment angulaire d la rotation du Soleil, le champ se courbe. Cette courbure est due la rotation du Soleil. Il existe une analogie avec un arroseur rotatif produisant des jets d'eau dont les figures forment des spirales. Dans le cas du Soleil, cette spirale s'appelle spirale de Parker, du nom de celui qui l'a pr dite dans les ann es 1950[30].Ce vent de particules et ce champ magn tique spiral est le support de l'influence du Soleil autour du Syst me solaire. C'est ainsi qu'est d finie l'h liosph re.Les taches solairesLe champ magn tique au niveau d un groupe de taches froides de la photosph re solaire (intensit exprim e en Gauss). Les niveaux de couleur d crivent la composante du champ magn tique le long de la ligne de vis e. Les traits blancs illustrent la composante du champ perpendiculaire la ligne de vis e. Image obtenue partir d observations du t lescope solaire THEMIS[31] et trait e par BASS 2000[32].Bien que tous les d tails sur la gen se des taches solaires ne soient pas encore lucid s, il a t d montr (par l observation de l effet Zeeman) qu elles sont la r sultante d une intense activit magn tique au sein de la zone de convection. Le champ magn tique, qui en est issu, freine la convection et limite l apport thermique en surface la photosph re, le plasma de la surface se refroidit et se contracte.Les taches solaires sont des d pressions la surface solaire. Elles sont ainsi moins chaudes de 1500 2000kelvins que les r gions voisines, ce qui suffit expliquer pourquoi elles apparaissent, en contraste, bien plus sombres que le reste de la photosph re. Cependant, si elles taient isol es du reste de la photosph re, les taches solaires, o r gne malgr tout une temp rature proche des 4000kelvins, sembleraient 10fois plus brillantes que la pleine lune. La sonde spatiale SoHO a permis de d montrer que les taches solaires r pondent un m canisme proche de celui des cyclones sur Terre. On distingue deux parties au sein de la tache solaire: la zone d ombre centrale (environ 4000kelvins) et la zone de p nombre p riph rique (environ 4700kelvins). Le diam tre des taches solaires les plus petites est habituellement plus de deux fois sup rieur celui de la Terre. En p riode d activit , il est parfois possible de les observer l il nu sur le Soleil couchant, avec une protection oculaire adapt e.La surveillance des taches solaires est un excellent moyen pour mesurer l activit solaire et pr dire ses r percussions terrestres. Une tache solaire a une dur e de vie moyenne de deux semaines. Au XIXesi cle, l astronome allemand Heinrich Schwabe fut le premier tenir une cartographie m thodique des taches solaires, ce qui lui permit de mettre en vidence une p riodicit temporelle de leurs occurrences. L'ensemble des mesures r alis es indique un cycle principal dont la p riode varie entre 9 et 13 ans (moyenne statistique 11.2). Dans chaque p riode apparait un maximum d activit (o les taches se multiplient) et un minimum d activit . Le dernier maximum d activit a t enregistr en 2001, avec un groupe de taches particuli rement marqu (image)[33].Pour davantage de d tails sur les taches solaires, voir l article: Cycle solaire.Les ruptions solaires[modifier | modifier le code]Une ruption solaire.Les effets terrestres de l activit solaire sont multiples, le plus spectaculaire tant le ph nom ne des aurores polaires ( galement appel e aurore bor ale dans l h misph re Nord et aurore australe dans l h misph re Sud). Une pr vision de l'activit solaire est particuli rement importante en vue des missions spatiales. Une m thode reposant sur des relations entre plusieurs p riodes cons cutives a t tablie par Wolfgang Glei berg.La Terre poss de une magn tosph re qui la prot ge des vents solaires, mais lorsque ceux-ci sont plus intenses, ils d forment la magn tosph re et des particules solaires ionis es la traversent en suivant les lignes de champs. Ces particules ionisent et excitent les particules de la haute atmosph re. Le r sultat de ces r actions est la cr ation de nuages ionis s qui refl tent les ondes radios et l mission de lumi re visible par les atomes et mol cules excit s dans les aurores polaires.Les vents solaires peuvent galement perturber les moyens de communication et de navigation utilisant des satellites, en effet, les satellites basse altitude peuvent tre endommag s par l ionisation de l ionosph re.Le Syst me solaire[modifier | modifier le code]Comparaison de la taille du Soleil par rapport aux plan tes du Syst me solaire.Au XVIesi cle, Copernic mit la th orie que la Terre tournait autour du Soleil, renouant par l avec l hypoth se formul e par Aristarque de Samos au IIIesi cle av.J.-C. Au d but du XVIIesi cle, Galil e inaugura l observation t lescopique du Soleil, observa les taches solaires, se doutant qu elles se situaient la surface de l astre et qu il ne s agissait pas d objets passant entre le Soleil et la Terre[34]. Pr s de cent ans plus tard, Newton d composa la lumi re solaire au moyen d un prisme, r v lant le spectre visible[35], tandis qu en 1800 William Herschel d couvrit les rayons infrarouges[36]. Le XIXesi cle vit des avanc es consid rables, en particulier dans le domaine de l observation spectroscopique du Soleil sous l impulsion de Joseph von Fraunhofer, qui observa les raies d absorption du spectre solaire, auxquelles il donna son nom.La source de l nergie solaire fut la principale nigme des premi res ann es de l re scientifique moderne. Dans un premier temps plusieurs th ories furent propos es, mais aucune ne s av ra vraiment satisfaisante. Lord Kelvin proposa un mod le sugg rant que le Soleil tait un corps liquide qui se refroidissait graduellement en rayonnant partir d une r serve de chaleur stock e en son centre[37]. Kelvin et Helmholtz tent rent d expliquer la production d nergie solaire par la th orie connue sous le nom de m canisme de Kelvin-Helmholtz. Malheureusement, l ge estim du Soleil d apr s ce m canisme n exc dait pas 20 millions d ann es, ce qui tait tr s inf rieur ce que laissait supposer la g ologie. En 1890, Joseph Norman Lockyer, le d couvreur de l h lium, proposa une th orie m t oritique sur la formation et l volution du Soleil[38].Il fallut attendre 1904 et les travaux d Ernest Rutherford pour qu enfin une hypoth se plausible soit offerte. Rutherford supposa que l nergie tait produite et entretenue par une source de chaleur interne et que la radioactivit tait la source de cette nergie[39]. En d montrant la relation entre la masse et l nergie (E=mc2), Albert Einstein apporta un l ment essentiel la compr hension du g n rateur d nergie solaire. En 1920 Jean Perrin, suivi par Sir Arthur Eddington propos rent la th orie selon laquelle le centre du Soleil tait le si ge de pressions et de temp ratures extr mes, permettant des r actions de fusion nucl aire qui transformaient l hydrog ne en h lium, lib rant de l nergie proportionnellement une diminution de la masse[40]. La pr pond rance de l hydrog ne dans le soleil fut confirm e en 1925 par Cecilia Payne-Gaposchkin. Ce mod le th orique fut compl t dans les ann es 1930 par les travaux des astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Hans Bethe, qui d crivirent en d tail les deux principales r actions nucl aires productrices d nergie au c ur du Soleil[41],[42]. Pour finir en 1957, un article intitul Synth se des l ments dans les toiles[43] apporta la d monstration d finitive que la plupart des l ments rencontr s dans l Univers se sont form s sous l effet de r actions nucl aires au c ur d toiles telles que le Soleil.Les missions spatiales solaires[modifier | modifier le code]Vue d artiste du satellite SolarMax. Il observa la couronne solaire et les taches solaires de 1984 1989.Les premi res sondes con ues pour observer le Soleil depuis l espace interplan taire furent lanc es par la NASA entre 1959 et 1968: ce furent les missions Pioneer 5, 6, 7, 8 et 9. En orbite autour du Soleil une distance similaire celle de l orbite terrestre, elles permirent les premi res analyses d taill es du vent solaire et du champ magn tique solaire. Pioneer 9 resta op rationnelle particuli rement longtemps et envoya des informations jusqu en 1987[44].Dans les ann es 1970, deux missions apport rent aux scientifiques des informations capitales sur le vent solaire et la couronne solaire. La sonde germano-am ricaine Helios 1 tudia le vent solaire depuis la p rih lie d une orbite plus petite que celle de Mercure. La station am ricaine Skylab, lanc e en 1973, comportait un module d observation solaire baptis Apollo Telescope Mount et command par les spationautes embarqu s dans la station. Skylab fit les premi res observations de la zone de transition entre la chromosph re et la couronne et des missions ultraviolettes de la couronne solaire. La mission permit galement les premi res observations d jections de masse coronale et de trous coronaux, ph nom nes dont on sait aujourd hui qu ils sont intimement li s au vent solaire.En 1980 la NASA lan a le satellite Solar Maximum Mission (plus connu sous le nom de SolarMax), con u pour l observation des rayons gamma, X et ultraviolets mis par les ruptions solaires dans les p riodes de forte activit solaire. Malheureusement quelques mois apr s son lancement, un dysfonctionnement lectronique pla a le satellite en mode standby, et l appareil resta inactif les trois ann es suivantes. En 1984 toutefois la mission STS-41-C du programme Space Shuttle Challenger intercepta le satellite et permit une r paration et un relancement. SolarMax put alors r aliser des milliers d observations de la couronne solaire et des taches solaires jusqu sa destruction en juin1989[45].Le satellite japonais Yohkoh (Rayon de Soleil), lanc en 1991, observa les ruptions solaires aux longueurs d onde des rayons X. Les donn es rapport es par la mission permirent aux scientifiques d identifier diff rents types d ruptions, et d montra que la couronne au-del des r gions de pics d activit tait bien plus dynamique et active qu on l avait suppos auparavant. Yohkoh suivit un cycle solaire entier mais tomba en panne la suite d une clipse annulaire de Soleil le 14d cembre2001. Il fut d truit en rentrant dans l atmosph re en 2005[46].Une des plus importantes missions solaires ce jour est la Solar and Heliospheric Observatory ou SoHO, lanc e conjointement par l Agence spatiale europ enne et la NASA le 2d cembre1995. Pr vue au d part pour deux ans, la mission SoHO est toujours active. Elle s est av r e si performante qu une mission de prolongement baptis e Solar Dynamics Observatory est envisag e pour 2008. Localis e au point de Lagrange entre la Terre et le Soleil (auquel la force d attraction de ces deux corps c lestes est gale), SoHO envoie en permanence des images du Soleil diff rentes longueurs d onde. En plus de cette observation directe du Soleil, SoHO a permis la d couverte d un grand nombre de com tes, principalement de tr s petites com tes effleurant le Soleil et d truites lors de leur passage, les com tes rasantes[47].Toutes les observations enregistr es par ces satellites sont prises depuis le plan de l cliptique. En cons quence, ils n ont pu observer en d tail que les seules r gions quatoriales du Soleil. En 1990 cependant la sonde Ulysses a t lanc e pour tudier les r gions polaires du Soleil. Elle fit d abord route vers Jupiter et utilisa son assistance gravitationnelle pour se s parer du plan de l cliptique. Par chance elle fut id alement plac e pour observer, en juillet1994, la collision entre la com te Shoemaker-Levy 9 et Jupiter. Une fois sur l orbite pr vue, Ulysses tudia le vent solaire et la force du champ magn tique des latitudes solaires lev es, d couvrant que le vent solaire aux p les tait plus lent que pr vu (750km s-1 environ) et que d importantes ondes magn tiques en mergeaient, participant la dispersion des rayons cosmiques[48].La mission Genesis fut lanc e par la NASA en 2001 dans le but de capturer des parcelles de vent solaire afin d obtenir une mesure directe de la composition de la mati re solaire. Elle fut s v rement endommag e lors de son retour sur Terre, le 10septembre2004, mais une partie des pr l vements a pu tre sauv e et est actuellement en cours d analyse.La mission STEREO (Solar TErrestrial RElation Observatories) lanc e le 25octobre2005 par la NASA a permis pour la premi re fois l observation tridimensionnelle de notre toile depuis l espace. Compos e de deux satellites quasiment identiques, cette mission doit permettre une meilleure compr hension des relations Soleil-Terre, en particulier en permettant l observation des CME ( jections de Masse Coronale) jusqu l environnement lectromagn tique terrestre.Observation du soleil et dangers pour l il[modifier | modifier le code]Observation l il nu[modifier | modifier le code]Soleil vu de la Terre.Regarder le Soleil l il nu, m me bri vement, est douloureux et m me dangereux pour les yeux.Un coup d il vers le Soleil entra ne des c cit s partielles et temporaires (taches sombres dans la vision). Lors de cette action, environ 4milliwatts de lumi re frappent la r tine, la chauffant un peu, et ventuellement la d t riorant. La corn e peut galement tre atteinte.L exposition g n rale la lumi re solaire peut aussi tre un danger. En effet, au fil des ann es, l exposition aux UV jaunit le cristallin ou r duit sa transparence et peut contribuer la formation de cataractes.Observation avec un dispositif optique[modifier | modifier le code]Regarder le Soleil travers les dispositifs optiques grossissants par exemple des jumelles, un t l objectif, une lunette astronomique ou un t lescope d pourvus de filtre adapt (filtre solaire) est extr mement dangereux et peut provoquer des dommages irr parables la r tine, au cristallin et la corn e.Avec des jumelles, environ 500fois plus d nergie frappe la r tine, ce qui peut d truire les cellules r tinales quasiment instantan ment et entrainer une c cit permanente.Une m thode pour regarder sans danger le Soleil est de projeter son image sur un cran en utilisant un t lescope avec oculaire amovible (les autres types de t lescopes peuvent tre d t rior s par ce traitement).Les filtres utilis s pour observer le Soleil doivent tre sp cialement fabriqu s pour cet usage. Certains filtres laissent passer les UV ou infrarouges, ce qui peut blesser l il. Les filtres doivent tre plac s sur la lentille de l objectif ou l ouverture, mais jamais sur l oculaire car ses propres filtres peuvent se briser sous l action de la chaleur.Les films photographiques surexpos s et donc noirs ne sont pas suffisants pour observer le Soleil en toute s curit car ils laissent passer trop d infrarouges. Il est recommand d utiliser des lunettes sp ciales en Mylar, mati re plastique noire qui ne laisse passer qu une tr s faible fraction de la lumi re.Les clipses[modifier | modifier le code]Les clipses solaires partielles sont particuli rement dangereuses car la pupille se dilate en fonction de la lumi re globale du champ de vision et non selon le point le plus brillant pr sent dans le champ. Durant une clipse, la majeure partie de la lumi re est bloqu e par la Lune, mais les parties non cach es de la photosph re sont toujours aussi brillantes. Dans ces conditions, la pupille se dilate pour atteindre 2 6millim tres et chaque cellule expos e au rayonnement solaire re oit environ 10fois plus de lumi re qu en regardant le Soleil sans clipse! Ceci peut endommager ou m me tuer ces cellules, ce qui cr e de petits points aveugles dans la vision[49].Les clipses sont encore plus dangereuses pour les observateurs inexp riment s et les enfants car il n y a pas perception de douleur lors de ces destructions de cellules. Les observateurs peuvent ne pas se rendre compte que leur vision est en train de se faire d truire.Lever et coucher du SoleilCoucher de soleil.Durant l aube et l aurore, le rayonnement solaire est att nu par la diffusion de Rayleigh et la diffusion de Mie dues un plus long passage dans l atmosph re terrestre, tel point que le Soleil peut tre observ l il nu sans grand danger. En revanche, il faut viter de le regarder lorsque sa lumi re est att nu e par des nuages ou la brume, car sa luminosit pourrait cro tre tr s rapidement d s qu il en sortirait. Un temps brumeux, les poussi res atmosph riques et la n bulosit sont autant de facteurs qui contribuent att nuer le rayonnement.Mythes, l gendes et symboliqueLe Soleil est un symbole tr s puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture.D une fa on g n rale, il est un principe masculin et actif. Toutefois, certains peuples nomades d Asie centrale le consid raient comme un principe f minin (la M re soleil); c est aussi le cas des shinto stes, pour qui le Soleil est le kami Amaterasu, la grande d esse, s ur de Tsukuyomi, le kami de la Lune. M me dans la langue allemande, le Soleil est f minin selon son article (die Sonne). Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (d esse du Soleil) et M ni (dieu de la Lune), une id e que J. R. R. Tolkien a reprise dans son uvre.Souvent, le Soleil repr sente le pouvoir. Cet astre donne la vie et si le Soleil venait dispara tre, ou m me si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s teindrait sur Terre, d o le symbole de vie (donneur de vie).Dans l gypte antique, R (ou R ) est le dieu Soleil et Akh naton en fera son dieu unique sous le nom d Aton. Dans le Panth on grec c est Apollon, fils de Zeus et de la titane L to. Citons aussi H lios qui est la personnification du Soleil lui-m me. Les Azt ques l appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maitre du monde. S il n est pas associ un dieu, des gens l ont associ eux-m mes comme le roi de France Louis XIV surnomm le Roi-Soleil (couronn de Dieu). La famille imp riale japonaise descendrait d Amaterasu, d esse du Soleil. Le Japon est aussi connu sous le nom de Pays du Soleil Levant .En alchimie, le symbole du Soleil et de l or est un cercle avec un point au centre: . Il repr sente l int rieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le m me.Article connexe: Mythe solaire.Notes et r f rencesNotes Les 0,02% ou 0,03% restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-m me; l ensemble des activit s humaines (actuelles) produisent une puissance de l ordre de 0,01% de celle de l ensoleillement terrestre. C est une situation gravitationnelle tr s diff rente que celle en cours dans le Syst me solaire, o la masse du Soleil peut tre consid r (en premi re approximation) comme la source unique du champ gravitationnel This big fire of joyce is my symbolic canddle for everybody who is alone the day of his birthday and for the sun every day because every day it s a new day different full of life !Happy Birthday Soleil !Ce gros feu de joie est mon cadeau pour tous celles et ceux qui sont seuls le jour de leur anniversaire mais aussi mon cadeau au Soleil chaque jour car chaque jour est un nouveau jour empli de vie Joyeux Anniversaire , SOLEIL !This space is for all people who like the wonderful energy the univers give us, every day , to partage beautiful hours with people we love !When we love our neighbours and friends and family , we love all people on the eart !Cet espace est destin toutes celles et ceux qui aiment la merveilleuse nergie que , chaque jour , l'univers nous offre, pour la partager avec ceux que nous aimons ...En aimant nos proches, nous aimons la terre enti re ! votre commentaire Suivre le flux RSS des articles de cette rubrique Suivre le flux RSS des commentaires de cette rubrique

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