Une étoile comme une autre, le Soleil
Le Soleil est une étoile de taille moyenne de type G dans la classification de Hertzprung-Russell. Son rayon vaut 696 000 km et sa masse 1,989 1030 kg. Il rayonne 3,8 1026 W et consomme 600 millions de tonnes d’hydrogène par seconde. Sa température de surface (température de rayonnement au sens de la loi de Planck) vaut 5770 K.
La puissance du rayonnement solaire reçu par la Terre est de 342 W par m2. Un tiers environ de cette puissance est réfléchie par les hautes couches de l’atmosphère (coefficient d’albédo). La luminosité du Soleil suit un cycle de 11 ans mais elle varie en fait très peu (environ 1%). C’est l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre par rapport au plan de son orbite autour du Soleil qui est responsable du phénomène des saisons : entre le solstice d’hiver et le solstice d’été, la hauteur maximale du Soleil dans le ciel passe de 18 à 64 degrés sous nos latitudes.
Les couches extérieures du Soleil sont composées de 72% d’hydrogène, 26% d’hélium et 2% d’autres composants (principalement carbone, azote et oxygène). Sa structure interne est restée longtemps inaccessible aux mesures des astronomes. Les développements récents de l’héliosismologie (étude des modes de vibration du Soleil) ont permis de faire des progrès considérable et de développer des modèles de plus en plus proches des résultats des mesures. La structure du Soleil peut être décrite de la manière suivante :
- Un cœur interne de rayon 0,3 RS environ dans lequel se produit la réaction de fusion (voir ci-dessous). La température qui règne dans le cœur est supérieure à 10 millions de degrés (16 millions au centre). La densité est supérieure à 10 kg par litre (plus de 100 kg/l au centre).
- Une zone radiative entre 0,3 RS et 0,75 RS. La température de cette zone passe de 10 million de degrés à proximité du cœur à 1 millions de degrés à l’extérieur. De la même façon, la densité varie de 10 kg/l à 1 kg/l.
- Une zone convective entre 0,75 RS et la couche la plus externe du Soleil (la photosphère). Sa température passe de 1 million de degrés à 15000 K et sa densité de 1 kg/l à 3 10-6 kg/l.
- La photosphère, dont l’épaisseur vaut 350 km environ, est la zone qui est la source du rayonnement émis par le Soleil vers l’extérieur. Sa température est de 6000 K environ et sa densité est comprise entre 10-7 kg/l et 3 10-6 kg/l.
Le Soleil est entouré par une « atmosphère » ténue, la chromosphère, qui s’étend sur une épaisseur de 3000 km environ. Sa température varie entre 4000 K et 20000 K. La chromosphère est une zone de transition entre la photosphère, au sein de laquelle les forces de pression sont prédominantes, et la couronne où ce sont les forces magnétiques qui prévalent. Le « réchauffage » de la chromosphère (par rapport à la photosphère) s’explique par un mécanisme de transfert d’énergie relativement simple. De la matière s’échappe constamment de la photosphère avec une vitesse de l’ordre du km/s. A mesure que cette matière monte dans la chromosphère, elle rencontre des couches de moins en moins dense. Sa vitesse ne tarde pas à excéder la vitesse du son dans le milieu. Il s’en suit la formation d’une onde de choc qui transforme l’énergie cinétique de la matière en chaleur.
La couronne s’étend sur des millions de km. Sa densité est extrêmement faible (inférieure à 10-13 kg/l) mais les rares particules qui la composent sont très énergétiques (plus d’un million de degrés). La couronne est le siège de lignes de champ magnétique sans cesse changeantes. Ce sont ces lignes de champ qui expliquent les langues et les filaments de plasma mouvants visibles à la surface du Soleil lorsqu’on l’observe avec un télescope muni d’un filtre solaire adapté (ou bien lors d’une éclipse totale).
L’importance de la zone convective
La zone convective joue un rôle important dans le comportement du Soleil et dans son apparence. Les cellules de convection qui l’animent se décomposent en cellules plus petites lorsqu’elles parviennent au niveau de la photosphère. C’est ce qui donne au Soleil son aspect granuleux lorsqu’on le regarde au télescope avec un filtre adapté. La taille moyenne des granulations (on parle aussi de granules) est de 1000 km de diamètre environ. Leur « durée de vie » est relativement faible : gère plus de 10 minutes !
Le mouvement continu de la matière qui circule « en boucle » au sein de la zone convective (remontée de la matière chaude vers la surface, descente de la matière refroidie) entretient un champ magnétique puissant par effet dynamo. Les turbulences incessantes qui agitent la zone se traduisent par de continuelles perturbations du champ magnétique. Il apparaît par endroit des « tubes de flux magnétique » qui se déplacent avec les cellules de convection. En remontant vers la surface, ces tubes sont à l’origine des taches solaires découvertes pour la première fois par William Herschel. Les taches solaires sont des zones d’émergence de champs magnétiques intenses (>1000 Gauss). La température au centre de ces taches est inférieure de 1500 K à la température moyenne de la surface mais elles sont entourées d’une zone beaucoup plus chaude que la moyenne, ce qui accentue leur apparence très sombre. Le diamètre de ces taches peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de km. Leur apparition puis leur disparition suit un cycle de 11 ans que les astrophysiciens peinent à expliquer.
Parvenus à la surface du Soleil, les tubes de flux libèrent dans l’atmosphère solaire l’énergie magnétique considérable qu’ils contiennent. Cette libération d’énergie se traduit par une éruption solaire (massive coronal ejection) qui propulse des millions de tonnes de plasma dans l’espace. Ces éruptions solaires peuvent causer de graves dommages aux systèmes de communication terrestres, voire même aux systèmes de production électrique.
En dehors de ces phases d’éruption solaire, de la matière s’échappe en continu du Soleil sous l’impulsion des forces de convexion. Cette matière alimente un vent solaire constitué de particules chargées à grande vitesse. Arrivé à proximité de la Terre, ces particules sont interceptées par la magnétosphère et suivent les lignes de champ qui les dirigent vers les pôles. C’est l’interaction de ces particules chargées avec les molécules de la haute atmosphère qui est à l’origine des aurores boréales.
Comme tous les corps célestes (et en particulier comme la Terre), le Soleil tourne sur lui-même. Vue de la Terre, cette rotation se fait en 27,25 jours (rotation synodique). Si on se place dans un repère fixe par rapport aux étoiles, cela correspond à une rotation sidérale en 25,35 jours. L’axe de rotation du Soleil est incliné de 7 degrés 15’ par rapport à la perpendiculaire au plan de l’écliptique. Les observations et les mesures effectuées par héliosismologie nous montrent que le Soleil ne tourne pas comme un seul bloc. Il semble que le cœur et la zone radiative tournent à la même vitesse, une vitesse que l’on estime supérieure à la vitesse observée en surface. La zone convective et la photosphère sont quelque peu découplées de ce « bloc » central. Non seulement elles tournent moins vite mais, de plus, la répartition des vitesses n’est pas uniforme. La zone équatoriale tourne plus vite (rotation apparente en 25 jours) que les zones polaires (rotation en 35 jours). Ceci n’est pas surprenant : dans les zones polaires la distance à l’axe de rotation est beaucoup plus faible qu’à l’équateur.
La fusion de l’hydrogène : le secret de la puissance du Soleil
Les scientifiques se sont longtemps demandé quelle était la source qui alimentait cette formidable machine à rayonner qu’est le Soleil. Certains ont proposé que l’énergie rayonnée soit d’origine gravitationnelle (voir le post sur le théorème du viriel de Clausius). Mais le compte n’y était pas. Si c’était le cas, la durée de vie du Soleil n’aurait pas excédé quelques dizaines de millions d’années, ce que contredisaient les estimations des géologues au sujet de l’âge des matériaux terrestres.
C’est le physicien Jean Perrin qui a le premier évoqué l’hypothèse que l’énergie du Soleil puisse être d’origine nucléaire. Quelques années auparavant, Einstein avait formulé sa fameuse relation d’équivalence entre masse et énergie (E = mc2). Pour produire les 3,8 1026 W rayonnés par le Soleil, il suffit de convertir 4 millions de tonnes de matière par seconde en énergie. Une quantité négligeable comparée à la masse totale du Soleil.
Mais quelle réaction nucléaire peut transformer ces 4 millions de tonnes de matière en énergie par seconde ? La réponse a été apportée par Hans Bethe : la fusion de l’hydrogène. Lorsque 4 atomes d’hydrogène fusionnent pour donner un atome d’hélium, le bilan de masse fait apparaître une diminution de 0,7%. Or, les conditions de température qui prévalent au cœur d’une étoile comme le Soleil (la température dépasse les 10 millions de degrés) rendent possible cette réaction de fusion. Tout d’abord deux noyaux d’hydrogène (protons) fusionnent pour donner un noyau de deutérium. La rencontre de deux noyaux de deutérium permet ensuite la production d’un noyau d’hélium 3 (et libère un neutron). Enfin, la combinaison d’un noyau d’hélium 3 et d’un noyau de deutérium conduit à la production d’un noyau d’hélium 4 et d’un proton. Cette réaction libère une énorme quantité d’énergie sous la forme de neutrinos, de rayons gamma et d’énergie cinétique des particules. C’est cette énergie qui, en traversant les couches successives du Soleil, va leur communiquer l’énergie interne nécessaire pour contrecarrer la force gravitationnelle (voir le post sur la structure interne du Soleil).
Quand même… pour transformer 4 millions de tonnes de matière en énergie, il faut fusionner 600 millions de tonnes d’hydrogène par seconde ! Est-ce bien raisonnable ? Tout à fait… ça ne fait guère que 19 1018 kg par an. Et en 10 milliards d’années, le Soleil n’aura fusionné que 2 1029 kg : tout juste 10% de la masse du Soleil. Pas de quoi tomber en panne sèche !
Le soleil brille depuis 5 milliards d’années. A l’échelle de l’histoire de l’humanité le Soleil semble avoir toujours été particulièrement stable, presque immuable. Toutefois sa structure interne évolue lentement et de manière continue. A mesure que le carburant hydrogène est brûlé par le cœur en fusion, sa densité diminue tandis que celle de l’hélium augmente. Si l'on se réfère à l’équation des gaz parfaits on peut écrire :
mu étant le poids moléculaire et mp la masse du proton (voir le post sur la théorie cinétique des gaz). La valeur de mu dépend de la composition du gaz. Elle vaut 0,5 pour l’hydrogène et 1,33 pour l’hélium. Le gaz à partir duquel s’est formé le Soleil comprenait environ 72% d’hydrogène, 26% d’hélium et 2% d’autres composants, ce qui conduit à une valeur de mu de 0,62. C’est la valeur qui prévalait lorsque le cœur s’est allumé.
Au cours des 5 milliards d’années qui se sont écoulées, la fusion de l’hydrogène du cœur a profondément transformé sa composition. La proportion d’hydrogène a diminué de façon continue, celle de l’hélium a augmenté. On estime qu’aujourd’hui l’hydrogène ne représente aujourd’hui que 35% de la masse du cœur. Cette transformation a un impact direct sur la pression cinétique. Elle était égale à :
au moment de la formation de l’étoile. Elle tend vers :
à mesure que l’hydrogène se raréfie. Il y a donc contraction progressive du noyau, ce qui se traduit automatiquement par un accroissement de sa température (voir le post sur le théorème du viriel) mais également par une augmentation de la gravité à sa périphérie immédiate (la force de gravité pour une masse donnée varie en 1/r2). Cette lente évolution a deux conséquences. Tout d'abord, la partie centrale du noyau devient de moins en moins active faute d'alimentation en hydrogène. Sa température s'homogénéise. Ensuite, la réaction de fusion s’étend à la périphérie du cœur pour compenser la chute de pression et l'accroissement de la force de gravité. La puissance rayonnée augmente. (Cette augmentation de la puissance rayonnée est rendue possible grâce à un accroissement du taux de production de l’énergie nucléaire qui augmente avec la température.)
Il en résulte un gonflement des couches intermédiaires et extérieures de l'étoile qui sont traversées par un flux de radiation plus intense. Pour faire simple, on peut dire que le soleil se comporte comme une boule de gaz avec une source de chaleur au centre : si la puissance produite par la source de chaleur augmente, la boule de gaz enfle (voir le post sur une étoile dans tous ses états pour des explications plus détaillées). A titre indicatif, on estime que la puissance rayonnée par le soleil il y a 5 milliards d'années était inférieure de 30% par rapport à la valeur actuelle. Son rayon était alors plus faible. Au rythme actuel, on estime qu’elle augmente de 10% en un milliard d'années.
Comme on l’a dit plus haut, cette mutation de la structure interne de l’étoile est pour le moment très lente. Cependant, toutes les conditions sont réunies pour qu’elle s’accélère progressivement. Le taux de production de l’énergie nucléaire augmentant, les ressources disponibles dans le noyau pour alimenter la réaction de fusion se raréfient de plus en plus rapidement. (Contrairement à ce qui se passe dans une étoile de faible masse au sein desquelles l'hydrogène est renouvelé en permanence par un mécanisme de convection.) Lorsque le Soleil aura atteint l’âge vénérable de 10 milliards d’années, le processus va s’emballer. L'énergie potentielle libérée par la contraction de plus en plus rapide du cœur va alors s’ajouter à l’énergie croissante produite par la fusion. Le Soleil enflera démesurément. Les calculs des astrophysiciens montrent que son rayon pourrait être multiplié par 100 et englober la planète Mercure. Le Soleil rejoindra les rangs des géantes rouges. En effet, même si sa luminosité augmente considérablement, la croissance de son rayon est telle que la température de rayonnement va baisser :
La température effective du soleil est aujourd’hui de 5770 K environ, elle va passer progressivement à 3000 K. Le Soleil va rougir. Cette phase de la vie du Soleil conduira inéluctablement à l’extinction de toute vie à la surface de la Terre. Un simple calcul montre que le flux d’énergie rayonnée par le Soleil sera alors près de 5000 fois plus important qu’aujourd’hui. La Terre va griller comme une cacahuète…
La zone de convexion de notre étoile vieillissante est de moins en moins stable. Le gaz extrêmement chaud qui entoure le cœur est de plus en plus opaque. La zone convective gagne en profondeur. Les couches extérieures du Soleil repoussées loin du centre sont quant à elles de moins en moins solidaires de l’étoile et l'équilibre hydrostatique devient précaire. Il va se réajuster plusieurs fois. Le Soleil expulse une partie de ses couches périphériques par bouffées successives espacées de quelques millions d’années… Le Soleil perd progressivement de la masse. Au bout de quelques centaines de millions d'années de ce régime d’instabilité, le rayon de l’étoile résiduelle finira par retrouver une valeur comprise entre 5 et dix fois sa valeur initiale.
Cette phase de la vie du Soleil prendra fin lorsque la température et la pression du noyau seront telles que l’Hélium se mettra à fusionner pour donner du carbone. Cette réaction de fusion est possible lorsque la température du noyau dépasse 100 millions de Kelvin. Le Soleil entamera alors un nouveau cycle. Un cycle très bref, baptisé flash de l’hélium par les astrophysiciens. Comme on l'a indiqué plus haut, la température dans le noyau d'hélium est relativement homogène : il est inerte et pratiquement à l'équilibre thermique. Passé une certaine limite, c'est d'ailleurs la pression de dégénérescence des électrons qui prévaut au sein du noyau d'hélium (nous expliquerons ce terme dans un post ultérieur). De fait, l'hélium va s'embraser partout à la fois! C’est le chant du cygne de l’étoile. Son rayon augmentera brusquement d’un facteur 300, sa luminosité sera multipliée par 10 000. La Terre, bien que beaucoup plus éloignée du Soleil qu’aujourd’hui en raison de la perte de masse de celui-ci, n’y résistera pas : elle sera carbonisée.
A l’issue du flash de l’hélium, le Soleil s’effondrera sous la forme d’une naine blanche. Une étoile de quelques milliers de km de diamètre et dont la masse ne représente plus que 40% de la masse initiale. Sa densité devrait avoisiner les 800 kg/cm3 (la masse d'une Twingo dans un dé à coudre). Dans le même temps, la contraction du cœur va dégager une intense bouffée de chaleur due à l’énergie potentielle gravitationnelle libérée par le processus d’effondrement. Les mouvements de convexion vont faire remonter à la surface une partie du carbone et de l’oxygène fusionnés. Les couches externes animées d’un mouvement centrifuge seront expulsées. La rencontre des atomes éjectés lors de cette ultime phase de la vie de l’étoile avec le gaz environnant va conduire à la formation de beaucoup de poussières autour de la naine blanche. Cette poussière sera progressivement dispersée par les mouvements de matière interstellaire.
Le soleil devenu naine blanche continuera de briller du fait de sa température interne élevée. Une lueur bien faible comparée à son éclat aujourd'hui ! Il mettra des milliards d’années à refroidir. Nous parlerons des naines blanches dans un post ultérieur.
