LE SOLEIL
Température en surface : 6000 °C
Température du noyau : 15 Millions °C
Température de la couronne : 2 millions °C
Distance depuis la Terre : 150 Millions de kilomètres – 1 Unité astronomique (UA)
Diamètre : 1 million 392 000 km
Distance depuis le centre de la Voie Lactée : 1 Milliard 600 Millions d’UA
Composition : Hydrogène (73%), hélium (25%)
Type d’étoile : Naine jaune
Longtemps considéré comme un Dieu, le Soleil représente aujourd’hui une immense source de lumière, d’énergie et de chaleur. Cette étoile, qui nous semble – à juste titre – exceptionnelle, est à l’échelle du cosmos un astre d’une banalité consternante. Noyé au milieu d’au moins 400 milliards d’autres étoiles qui peuplent notre galaxie, le Soleil est un enfer nucléaire qui pourtant est à l’origine de toute source de vie sur Terre.
Sa proximité avec la Terre (une UA, soit 150 millions de km), est pour les scientifiques une chance inespérée: cela leur donne la possibilité d’étudier de très près une étoile, et d’en tirer des hypothèses valables pour un grand nombre d’étoiles bien trop loin de nous pour être étudiées !
L’histoire du Soleil débute environ 4,6 milliards d’années avant notre ère, dans le cœur d’une supernova. Le Soleil est à l’origine du système qui porte son nom, le système solaire.
Le Soleil est un incroyable chaudron d’énergie, représentant plus de 99% de la masse totale du système solaire, le reste se partageant avec les planètes et les autres objets du système solaire.
Le système solaire est enfermé dans une sorte de bulle, l’héliosphère, qui est comme la marque d’une frontière. L’héliosphère représente l’influence du Soleil dans tout ce système. Au-delà de l’héliosphère commence l’espace interstellaire.
Toute forme de vie sur Terre dépend directement ou indirectement du Soleil, et tous les combustibles que nous utilisons aujourd’hui (pétrole, charbon…) pour produire de l’énergie sont issus du carburant solaire.
De quoi se compose le Soleil ?
Dans l’antiquité, les astronomes n’arrivaient pas à comprendre quel était le combustible qui faisait brûler le Soleil. Jusqu’au début du 19e siècle, on pensait que le fonctionnement du Soleil était identique à celui du feu sur Terre. Les scientifiques pensaient alors que le Soleil était doté d’un combustible tel que le charbon qui se consumait petit à petit.
Mais cette théorie posait un sérieux problème. Même si le Soleil était entièrement fait d’un combustible, ce dernier mettrait à peine quelques milliers d’années pour se consumer totalement. La vie sur Terre n’aurait donc jamais eu le temps de naître.
Au début du 20e siècle, la datation au carbone 14 a permis de déterminer que le Soleil n’existait pas depuis seulement quelques milliers d’années, mais existait depuis plusieurs milliards d’années ! Il devint donc inenvisageable que le Soleil utilise un quelconque combustible pour brûler. Il devait forcément exister un autre moyen, encore inconnu sur Terre !
Fusion nucléaire
Les scientifiques (une femme surtout dont je rechercherai le nom dans le livre de Florence Porcel, L’Espace sans gravité)) ont trouvé la réponse à cette question dans les années 1920, en recréant le procédé de la fusion nucléaire, qui donnera quelques années plus tard la création de la bombe H (bombe à hydrogène).
Au cœur du Soleil, un véritable réacteur nucléaire s’agite en permanence. La température qui règne dans ce noyau est phénoménale : 15 millions de degrés ! L’hydrogène y brûle et se transforme en hélium. Sous l’effet de la chaleur intense, les noyaux d’hydrogène se rapprochent, puis fusionnent pour donner naissance à des noyaux d’hélium : c’est la fusion nucléaire.
Au cours de la fusion nucléaire, une partie de la masse initiale est convertie en pure énergie sous forme de photons, autrement dit, en lumière. On est ici face à l’application concrète de la célèbre formule d’Albert Einstein: E=mc2. Tout ce surplus d’énergie voyage depuis le cœur du Soleil jusqu’à sa surface. C’est pour cette raison que notre Soleil brille !
L’énergie au cœur du Soleil est d’une telle puissance que notre étoile se dilate, tel un ballon que l’on gonflerait à l’infini. Mais si le Soleil se dilate, alors pourquoi ne grossit-il pas ? Réponse : à cause de l’attraction gravitationnelle ! En effet, cette dilatation est en permanence refoulée grâce à l’immense force d’attraction du Soleil qui pousse à son propre effondrement, lui-même compensé par la fusion thermonucléaire.
À chaque seconde qui passe, le Soleil brûle plus de 4 millions de tonnes d’hydrogène. Durant une seconde, le Soleil libère plus d’énergie que la civilisation humaine n’en a utilisé depuis sa naissance ! Et il reste encore assez d’énergie pour brûler cet hydrogène durant environ 5 milliards d’années.
À la surface du Soleil se trouve ce que l’on appelle la photosphère. La température de la photosphère est d’environ 6000°C. Au-dessus de la surface, on trouve la chromosphère, sorte de fine atmosphère, épaisse d’environ 1000km.
Les taches solaires
Le soleil est aléatoirement marqué par des taches noires, les taches solaires. Ces taches apparaissent et disparaissent avec le temps. Elles peuvent apparaître et disparaître en l’espace de quelques jours. Elles sont plus froides que les autres parties de la photosphère.
Galilée est l’un des premiers scientifiques à avoir observé ces taches solaires. Avec sa lunette, il a observé le Soleil puis a dessiné les taches qu’il voyait sur une feuille de papier. Il a alors noté que ces taches se déplaçaient. Il en a alors déduit que le Soleil devait tourner sur lui-même… Et il avait raison !
Lorsque des taches solaires apparaissent, cela signifie que le Soleil connait une forte activité magnétique. Les pôles magnétiques du Soleil s’inversent tous les 11 ans. L’activité magnétique est à son maximum au milieu de ce cycle. Cette activité magnétique provient de gaz situés sous la surface.
Distance Terre-Soleil
La Terre est située à 1 UA (Unité Astronomique) du Soleil. Nous sommes donc éloignés du Soleil de 150 Millions de kilomètres. C’est la distance parfaite : nous ne sommes pas trop éloignés du Soleil, sans quoi la Terre serait un désert gelé ne pouvant accueillir la vie. Et nous ne sommes pas trop proches de lui, car si c’était le cas, la Terre serait un enfer brûlant.
Même si nous sommes au bon endroit dans le système solaire, nous sommes tout de même assez près pour subir sa colère !
Le Soleil ne tourne pas sur lui-même de manière égale : au niveau de l’équateur, on note que la rotation dure 26 jours, tandis qu’elle dure 37 jours au niveau des pôles. Cela engendre une très forte distorsion du champ magnétique solaire. Il en résulte un nombre effroyable de cataclysmes à la surface du Soleil.
La colère du Soleil
Des protubérances gazeuses gigantesques pouvant atteindre 50 000 km de hauteur sont régulièrement observées. Le Soleil est marqué de toutes parts par ces éruptions. Il peut arriver que de telles éruptions soient projetées à plus de 100 000 km dans l’espace !
La violence de ces éruptions solaires est inouïe. L’énergie libérée par chacune de ces éruptions équivaut à 10 millions de bombes H !
Lors d’une éclipse totale de Soleil, la Lune cache entièrement le disque solaire. C’est une occasion unique d’apercevoir l’atmosphère externe du Soleil, la couronne. La couronne solaire a une température qui peut aller jusqu’à 3 millions de degrés, alors qu’à la surface la température n’est que de 6000°C.
Pourquoi cette différence ? Les scientifiques ont encore du mal à l’expliquer, mais ils pensent que le champ magnétique du Soleil en est la cause principale.
La violence de ces éruptions est telle que la matière qui s’en échappe parcourt des millions de kilomètres et arrive jusqu’à la sonde SoHO (Solar and Heliospheric Observatory, sonde envoyée en 1995 pour étudier le Soleil), éclaboussée alors par des particules solaires.
Ces particules sont éjectées par le Soleil en permanence, elles constituent le vent solaire. Elles sont à l’origine de fabuleuses aurores boréales (et australes) sur la Terre.
Les violentes éruptions solaires ont une autre particularité qui peut nous poser un très gros problème : elles sont capables d’anéantir tout le réseau électrique terrestre ! À une époque où l’homme dépend à 100% de l’énergie électrique, il serait catastrophique que cela arrive.
C’est pour cela qu’un très grand nombre de scientifiques ont en permanence les yeux rivés vers le Soleil. Ils en étudient chaque soubresaut, afin de comprendre son fonctionnement et de pouvoir anticiper.
Le cœur du Soleil
On considère que le cœur du Soleil s’étend du centre à environ 0,2 rayon solaire. Sa masse volumique est supérieure à 150 000 kg.m-3 (150 fois la densité de l’eau sur Terre) et sa température approche les 15 millions de degrés kelvins. C’est dans le cœur que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques (fusion nucléaire) qui transforment, dans le cas du soleil, l’hydrogène en hélium.
Environ 8,9*1037 protons (noyaux d’hydrogène) sont convertis en hélium chaque seconde, libérant de l’énergie à raison de 4,26 millions de tonnes de matière consommées par seconde, produisant 383 yottajoules (383*1024 joules) par seconde, soit l’équivalent de l’explosion de 9,15*1016 tonnes de TNT. Le taux de fusion nucléaire est proportionnel à la densité du noyau, de façon que la fusion nucléaire au sein du cœur soit un processus autorégulé : toute légère augmentation du taux de fusion provoque un réchauffement et une dilatation du cœur qui réduit en retour le taux de fusion. Inversement, toute diminution légère du taux de fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son point de départ.
Le cœur est la seule partie du Soleil qui produit une quantité notable de chaleur par fusion : le reste de l’étoile tire sa chaleur uniquement de l’énergie qui en provient. La totalité de l’énergie qui y est produite doit traverser de nombreuses couches successives jusqu’à la photosphère, avant de s’échapper dans l’espace sous forme de rayonnement solaire ou de flux de particules.
Les photons de haute énergie (rayons X et gamma) libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour atteindre la surface du Soleil, ralentis par l’interaction avec la matière et par le phénomène permanent d’absorption et de réémission à plus basse énergie dans le manteau solaire. On estime que le temps de transit d’un photon du cœur à la surface se situe entre 17 000 et 50 millions d’années. Après avoir traversé la couche de convection et atteint la photosphère, les photons s’échappent dans l’espace, en grande partie sous forme de lumière visible. Chaque rayon gamma produit au centre du Soleil est finalement transformé en plusieurs millions de photons lumineux avant de s’échapper dans l’espace. Des neutrinos sont également libérés par les réactions de fusion, mais contrairement aux photons ils interagissent peu avec la matière et sont donc libérés immédiatement. Pendant des années, le nombre de neutrinos produits par le Soleil était mesuré plus faible d’un tiers que la valeur théorique : c’était le problème des neutrinos solaires, qui a été récemment résolu (en 1998) grâce à une meilleure compréhension du phénomène d’oscillation du neutrino.
La zone de radiation
La zone de radiation ou zone radiative se situe approximativement entre 0,2 et 0,7 rayon solaire. La matière solaire y est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur du centre vers les couches les plus extérieures se fait par la seule radiation thermique. L’hydrogène et l’hélium ionisés émettent des photons qui voyagent sur une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions. Dans cette zone, il n’y a pas de convection thermique car bien que la matière se refroidisse en s’éloignant du cœur, le gradient thermique reste inférieur au gradient thermique adiabatique (qui s’effectue sans échange de chaleur). La température y descend à deux millions de kelvins.
La zone de convection
La zone de convection ou zone convective s’étend de 0,7 rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une couche épaisse d’environ 3 000 kilomètres, la tachocline, qui d’après les études récentes pourrait être le siège de puissants champs magnétiques et jouerait un rôle important dans la dynamo solaire. Dans la zone de convection la matière n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation : c’est donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions à 6 000 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu’à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formées sont responsables des granulations solaires observables à la surface de l’astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.
La photosphère
La photosphère est une partie externe de l’étoile qui produit entre autre la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dizaines de pourcent du rayon de l’étoile pour les plus géantes.
La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres. Sa température moyenne est de 6 000 K (kelvin). Elle permet de définir la température effective qui pour le Soleil est de 5 781 K.
Sur l’image de la photosphère solaire on peut voir l’assombrissement centre-bord qui est une des caractéristiques de la photosphère. L’analyse du spectre de la photosphère solaire est très riche en information en particulier sur la composition chimique du Soleil qui est très proche de celle des météorites.
L’atmosphère du Soleil
Au-delà de la photosphère la structure du Soleil est généralement connue sous le nom d’Atmosphère solaire. Elle comprend trois zones principales : la chromosphère, la couronne et l’héliosphère.
La chromosphère est séparée de la photosphère par la zone de température minimum et de la couronne par une zone de transition.
L’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du système solaire où elle est limitée par l’héliopause. Pour une raison encore mal élucidée, la chromosphère et la couronne sont plus chaudes que la surface du Soleil. Bien qu’elle puisse être étudiée en détail par les télescopes spectroscopiques, l’atmosphère solaire n’est jamais aussi accessible que lors des éclipses totales de Soleil.
La chromosphère
La chromosphère est la couche de gaz de couleur rose, transparente pour la lumière visible, qui entoure la photosphère. Elle n’est visible que lors d’une éclipse totale de Soleil ou à l’aide d’un coronographe. Sa couleur rose est due à l’émission lumineuse de l’hydrogène ionisé à la longueur d’onde Hα (656,3 nm).
Son épaisseur est de l’ordre de 15000 km. Contrairement à l’intérieur du Soleil, la température dans la chromosphère augmente au fur et à mesure que l’on s’éloigne du Soleil, en même temps que la pression diminue.
C’est dans la chromosphère que jaillissent les spicules (filets de gaz s’échappant à très haute vitesse), les protubérances et les éruptions solaires, jets de gaz et de matière de plusieurs centaines de milliers de kilomètres de hauteur. Les protubérances peuvent être éruptives lorsqu’elles éjectent de la matière dans l’espace ; elles ressemblent souvent à des ponts aux arches de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres de portée.
La zone de transition entre la chromosphère et la couronne est le siège d’une élévation rapide de température, qui peut approcher un million de kelvins. Cette élévation est liée à une transition de phase au cours de laquelle l’hélium devient totalement ionisé sous l’effet des très hautes températures. La zone de transition n’a pas une altitude clairement définie. Grossièrement, elle forme un halo surplombant la chromosphère sous l’apparence de spicules et de filaments. Elle est le siège d’un mouvement chaotique et permanent. Difficile à percevoir depuis la Terre malgré l’utilisation de coronographes, elle est plus aisément analysée par les instruments spatiaux sensibles aux rayonnements ultraviolets extrêmes du spectre.
La couronne solaire est composée à 73% d’hydrogène et à 25% d’hélium. Les températures sont de l’ordre du million de degrés.
Bien plus vaste que le Soleil lui-même, la couronne solaire elle-même s’étend à partir de la zone de transition et s’évanouit progressivement dans l’espace, mêlée à l’héliosphère par les vents solaires. La couronne inférieure, la plus proche de la surface du Soleil, a une densité particulaire Densité particulaire. … (Elle est comptée en particules (souvent des électrons, ou des atomes ou molécules d’hydrogène) par unité de volume).comprise entre 1*1014 m-3 et 1*1016 m-3, soit moins d’un milliardième de la densité particulaire de l’atmosphère terrestre au niveau de la mer. Sa température, qui peut atteindre les 5 millions de kelvins, contraste nettement avec la température de la photosphère. Bien qu’aucune théorie n’explique encore complètement cette différence, une partie de cette chaleur pourrait provenir d’un processus de reconnexion magnétique.
Débutant à environ 20 rayons solaires (0,1 ua) du centre du Soleil, l’héliosphère s’étend jusqu’aux confins du système solaire. On admet qu’elle débute lorsque le flux de vent solaire devient plus rapide que les ondes d’Alfvén (le flux est alors dit superalfvénique) : les turbulences et forces dynamiques survenant au-delà de cette frontière n’ont pas d’influence sur la structure de la couronne solaire, car l’information ne peut se déplacer qu’à la vitesse des ondes d’Alfvén. Le vent solaire se déplace ensuite en continu à travers l’héliosphère, donnant au champ magnétique solaire la forme d’une spirale de Parker jusqu’à sa rencontre avec l’héliopause, à plus de 50 ua du Soleil. En décembre 2004, Voyager 1 est devenue la première sonde à franchir l’héliopause. Chacune des deux sondes Voyager a détecté d’importants niveaux énergétiques à l’approche de cette frontière.
L’héliosphère est une zone en forme de bulle allongée dans l’espace, engendrée par les vents solaires. Sa limite est l’héliopause, qui délimite la zone d’influence des vents solaires, lorsqu’ils rencontrent le milieu interstellaire.
La mort du Soleil
Qu’adviendra-t-il du Soleil dans 5 milliards d’années ?
Lorsqu’il aura brûlé tout son hydrogène, les noyaux d’hélium vont se mettre à fusionner. Cette réaction générant une énergie colossale, bien supérieure aux réactions thermonucléaires qui sévissent actuellement dans notre étoile, cela aura pour effet de faire gonfler le Soleil jusqu’à ce qu’il atteigne trois fois sa propre taille. Autant dire qu’à ce moment-là, mieux vaudra ne pas être dans les parages !
En effet, lors de cette ultime expansion, le Soleil engloutira tout sur son passage, y compris notre propre planète, qui disparaitra à jamais. Lors de cette étape, le Soleil sera devenu une géante rouge.
À la fin de cette expansion, il ne subsistera du Soleil qu’un petit corps solide en train de refroidir, à peine plus gros que la Terre, et que l’on appelle une naine blanche. Au fil des milliards d’années, le soleil deviendra une naine noire, une étoile morte et froide.
