Au Cœur du Soleil

Le Soleil est une étoile, ce qui veut dire qu'il émet sa propre lumière. La question de savoir d'où venait ce rayonnement s'est longtemps posée, et nombreuses furent les théories pour y répondre. Ce n'est que vers 1920 qu'Eddington suggéra que l'énergie des étoiles était d'origine nucléaire.

Ecorché du Soleil — noyau, zone radiative, zone convective et surface visible —
© Observatoire de Paris — DASOP/LPSH

On peut découper l'intérieur du Soleil en trois zones dont seule la surface de la zone supérieure (zone convective) est accessible aux observations. Ce n'est que de façon indirecte que l'on peut obtenir des renseignements sur l'intérieur solaire, par :

l'héliosismologie qui étudie les manifestations en surface des " tremblements de Soleil interne ",
l'étude des neutrinos qui proviennent en droite ligne du cœur solaire,
les manifestations en surface du transport d'énergie et de la génération de champs magnétiques.

Cependant, les principes de fonctionnement de ces régions sont à peu près acquis.

Noyau

La densité (160, contre 1 pour l'eau), et la température (15 millions de Kelvin) y sont très grandes. C'est là que se déroulent les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium qui fournissent l'énergie du Soleil. Les réactions de fusion s'accompagnent, en plus de l'émission de photons , 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 ) 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.

Zone radiative

Parcours du photon du noyau vers la surface visible du Soleil
Illustration d'après " Astronomie & astrophysique "
Marc Séguin et Benoît Villeneuve
Editions Masson

Elle occupe environ 70 % du diamètre du Soleil. Cette zone est aussi très dense (sa densité varie avec l'altitude de plus de 100 à 1 environ). C'est pourquoi le rayonnement issu du noyau ne peut se propager sur une grande distance sans " heurter " les atomes du milieu. Il est ainsi absorbé pour être émis de nouveau, avec une énergie différente, 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 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).

Cette zone tourne sur elle-même d'un seul bloc en 26 jours (c'est ce que l'on appelle rotation rigide).

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. Dans cette région, la température de l'atmosphère est descendue suffisamment bas pour que l'hydrogène atomique soit formé. Les photons qui l'atteignent ont perdu beaucoup d'énergie au cours de leur long périple dans la zone radiative, et ils sont absorbés par cet hydrogène neutre et par l'ion résultant de la capture d'un électron par un atome d'hydrogène. Cette absorption chauffe et dilate le gaz qui s'élève. C'est le phénomène de convection et 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. 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 (c'est ce que l'on appelle rotation différentielle). On pense que cette rotation différentielle, en frottement sur la rotation rigide sous-jacente, se comporte comme une dynamo céleste, provoquant la naissance des puissants champs magnétiques que l'on voit émerger à la surface du Soleil.

Le Cœur du Soleil en Equations

Schéma des réactions thermonucléaires de transformation de l'hydrogène en hélium

Chaîne proton-proton, principale source d'énergie :

où représente l'hydrogène, le Deutérium, l'hélium 3, l'hélium 4, un positron, un neutrino et l'émission de rayonnement .

En fait, la masse des 2 neutrons et 2 protons qui servent à former l'hélium est légèrement supérieure à la masse de l'hélium ainsi constitué. Cette différence de masse, bien que faible, est transformée en énergie, selon la célèbre équation d'Einstein : ( est l'énergie obtenue, la masse " perdue ", est la vitesse de la lumière dans le vide : 3×10⁸ m·s^-1). 10³⁸ chaînes de ce genre se produisent chaque seconde dans le Soleil ; 600 millions de tonnes d'hydrogène (sur les 2×10²⁷ tonnes du Soleil) sont ainsi transformées en hélium chaque seconde, dont 4 millions se transforment en énergie.

Pourquoi les anciennes théories sur l'origine de l'énergie du Soleil ne fonctionnent pas

Bombardement météoritique

Une telle hypothèse aurait entraîné un net accroissement de la masse du Soleil, et donc un raccourcissement de l'année terrestre qui aurait été mesurable.
Energie chimique (combustion de l'hydrogène)

Supposons et dans les proportions stœchiométriques (c'est-à-dire dans lesquelles les deux éléments réagissent complètement, respectivement 2/18 et 16/18), ce qui n'est pas le cas, et que l'énergie provienne de la combustion d'hydrogène. La réaction dégage = 14,3×10⁴ J par gramme d'hydrogène. L'énergie disponible sur le Soleil dont la masse est serait donc :

Or le Soleil rayonne 4×10²⁶ J·s^-1. Sa durée de vie serait donc de :

ce qui est un peu court… d'autant plus court que les proportions de et de sont loin d'être stœchiométriques (le rapport H/O vaut environ 1000).
Hypothèse de l'énergie potentielle gravitationnelle

Dans cette hypothèse, le Soleil serait en contraction et l'énergie potentielle gravitationnelle se transformerait alors en énergie cinétique d'agitation thermique. La variation d'énergie potentielle gravitationnelle pour une variation de rayon solaire de serait :

où est la constante gravitationnelle, la masse du Soleil et son rayon.

Pour alimenter le Soleil actuel, il faut donc satisfaire l'équation :

soit . La durée de vie du Soleil serait donc .

Mais on peut alors dire qu'il y a 1 milliard d'années, le Soleil avait un diamètre 100 fois plus important, c'est-à-dire de l'ordre de grandeur du rayon de l'orbite de la Terre, ce qui n'est pas possible.

Dernière mise à jour le 14 janvier 2000.