Pour bien commencer notre voyage exploratoire au sein du système solaire, penchons-nous d’abord sur l’unique étoile éponyme de ce dernier : le Soleil. Taille, âge, poids, mensurations, préférences alimentaires, cet article vous dira tout, images à l’appui, sur le fonctionnement de notre étoile. Peut-être petite et anecdotique aux yeux de l’Univers en tant que « naine jaune », elle n’en est pas moins titanesque et essentielle à notre échelle humaine.
FICHE D’IDENTITÉ DU SOLEIL : LA NAINE JAUNE
Âge
4,58 milliards d’années
Notre étoile est environ à la moitié de sa vie
Composition
• Hydrogène (75 % masse et 92 % volume)
• Hélium (25 % masse et 8 % volume)
Un ratio qui tend à s’inverser comme nous le verrons plus bas
Masse
1,989 × 1030 kg ou 2×10^30 kilos
Soit environ 1 million de Terre. Cette masse est relativement petite pour une étoile. Mais elle représente malgré tout 99,854 % de la masse du Système solaire !
Dénomination commune
Naine jaune
Le soleil diffuse en réalité une lumière blanche qui correspond à son spectre lumineux d’émission. Nous la percevons jaune/orange/rouge en raison de l’atmosphère terrestre qui dévie les courtes longueurs d’onde du violet au bleu et de la configuration de notre organe récepteur, l’œil.
Type spectral
G2 V
Avec une température de surface de 5770 kelvins (5496,85 °C) et une couleur jaune tirant sur le blanc, le Soleil est plus chaud et plus brillant que la moyenne des étoiles de la Voie Lactée. Ces dernières sont à 80 % des naines rouges.
Localisation galactique
Galaxie de la Voie Lactée, Bras d’Orion, à environ 8,5 parsecs (25 000 à 28 000 années-lumière) du centre galactique
La période de révolution galactique du Soleil est d’environ 220 millions d’années, et sa vitesse est de 220 ± 20 km/s. Il parcourt ainsi l’équivalent d’une année-lumière tous les 1 400 ans ou une unité astronomique tous les 8 jours.
Distance de la Terre
150 millions de km
Soit 1 Unité astronomique (UA) qui place la Terre exactement dans la zone d’habitabilité de son étoile.
Cette dernière lui apporte énergie lumineuse et thermique et permet, entre autres, la présence d’eau à l’état liquide, la photosynthèse des végétaux, la désinfection naturelle des eaux de surface et de nombreux phénomènes météorologiques tels les climats.
Symbole astronomique
Un cercle avec un point en son centre
Fraunhofer et le spectre solaire
L’observation du spectre solaire s’effectue grâce à de spectro héliographes.
Le spectre ainsi produit est constitué de raies, connues depuis Fraunhofer (1814), dont les espacements trahissent la composition atomique de l’étoile qui l’émet. L’hydrogène, l’hélium et une soixantaine d’autres éléments sont de cette façon très lisibles. Le spectre comprend également des bandes qui indiquent, elles, la présence de molécules dans l’atmosphère solaire.
À propos des UA ou Unités astronomiques
L’unité astronomique correspond au demi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil. Il est égal à 149 597 870 700 m (grossièrement 150 millions de km). On l’appelle plus couramment « distance de la Terre au Soleil ». Une année-lumière est égale à 60 000 UA.
Cette fiche d’identité du Soleil à présent dressée, il convient d’entrer plus en détail dans son historique et son mode de vie actuel. Comment donc est-il né ? Comment fonctionne-t-il ? Comment finira-t-il ?
COMMENT LE SOLEIL EST-IL NÉ ?
La problématique de la naissance du Soleil est de plus en plus connue. L’observation de la formation et du comportement d’autres étoiles est, en effet, une source sûre d’informations. Toutefois, quelques questions restent encore ouvertes !
La naissance du Soleil
Le Soleil est né d’un nuage composé de gaz à 99 % — essentiellement de l’hydrogène et de l’hélium — et de poussières à 1 %.
Sous l’influence, semble-t-il, de perturbations gravitationnelles issues de l’explosion d’une étoile voisine, de son propre poids et de sa propre chaleur, ce nuage a fini par s’effondrer. Ce qui l’a mené à dépasser le seuil critique des 15 millions de degrés et à lancer le processus de fusion nucléaire caractéristique des étoiles.
En raison de sa masse de 1,989 × 1030 kg, le Soleil est une étoile de taille moyenne. Il est doté d’une durée de vie de 10 milliards années.
Il peut sembler assez banal sur le papier, mais en réalité, 80 % des étoiles galaxie sont plus petites que lui ! Dans la Voie Lactée, la plupart des étoiles sont en effet des naines rouges et oranges (les plus petites atteignent 8 % de la masse du Soleil). Tandis que les étoiles les plus massives (jusqu’à 1000 fois la masse du Soleil) ne représentent que 1 % des étoiles.
La taille moyenne du Soleil et sa couleur en font donc le représentant d’un type d’étoiles relativement rare dans notre galaxie. À noter, de plus, que ce sont les étoiles les plus petites qui durent plus longtemps, car elles brûlent leurs réserves avec parcimonie.
Supernova ou pas supernova ?
Par ailleurs, une théorie veut que le Soleil soit né dans les environs d’une supernova.
Le nuage de gaz lui ayant donné naissance serait en réalité issu de l’explosion d’une supernova. Cet événement est toutefois extrêmement rare, il se produit environ 3 fois par siècle contre 1000 naissances classiques d’étoiles.
L’élément qui divise les spécialistes est 26 Al ou aluminium 26. Ce petit composant fabriqué au cœur des étoiles n’est diffusé que lors des explosions de supernovae. Or, on en a découvert dans les météorites, qui sont les plus anciens vestiges solides du système solaire.
Reste à trancher si la quantité retrouvée dans les astéroïdes du système solaire correspond à la moyenne galactique — n’indiquant alors en rien la proximité d’une supernova — ou si elle est effectivement plus importante — trahissant ainsi l’origine exceptionnelle du Soleil. Le débat dure depuis 40 ans.
Le Soleil, une étoile solitaire ?
Plusieurs arguments concourent à doter le Soleil d’un jumeau disparu.
D’abord, toutes les étoiles de la masse du Soleil naîtraient en couple avant d’éventuellement se séparer ou se rapprocher. La jumelle de l’astre solaire aurait initialement été située à 1000 UA d’elle.
Ensuite, l’étoile HD186302 — présentement localisée à 184 années-lumière dans la constellation du Paon — est une candidate sérieuse au rôle de jumelle du Soleil de par sa composition et son âge. Si cela était confirmé, il faudrait alors la rebaptiser Sol B ou Némésis, conformément au nom choisi en 1984 par Richard Muller pour cette jumelle supposée du Soleil.
Enfin, l’existence d’un tel astre concorde, non seulement avec les simulations qui le prennent en compte pour expliquer la forme actuelle du nuage d’Oort et le comportement de ses nombreuses comètes, mais également avec la présence des objets transneptuniens et de la planète X ou planète 9 encore recherchée.
Dans l’attente des réponses pour l’instant lointaines à ces questionnements, nous pouvons malgré tout nous pencher sur une problématique bien plus connue à propos du Soleil : celle de son fonctionnement par le biais de l’étonnante fusion nucléaire.
COMMENT LE SOLEIL FONCTIONNE-T-IL ?
Le Soleil brûle, c’est un fait, mais comment tout cela fonctionne-t-il exactement ?
La fusion nucléaire
Le Soleil est le siège d’un combat permanent entre deux forces : la gravité, d’une part, et la pression des couches de gaz de l’étoile qui tendent à la faire exploser, d’autre part.
Cela crée, au cœur de l’étoile, un milieu favorable de vitesse des atomes, pression, densité et chaleur permettant la rencontre des atomes d’hydrogène et d’hélium, ainsi que leur fusion. Il s’agit du processus de fusion nucléaire, découvert dans les années 1920. On parle également d’un état d’équilibre hydrostatique.
Depuis ses débuts, il y a presque 5 milliards d’années, le Soleil fusionne ainsi chaque seconde 600 millions de tonnes d’hydrogène en 595 millions de tonnes d’hélium.
Ce différentiel engendre une énergie phénoménale de 80 milliards de milliards de mégawatts et 15 millions de degrés dans le noyau. En comparaison, le barrage des Trois Gorges en Chine, un des plus imposants sur Terre, génère pour sa part une capacité de 22 500 mégawatts.
Cette énergie prend la forme de chaleur et de lumière (photons) qui traversent les couches du soleil, poussées par la pression vers les couches extérieures.
Fusion vs Fission nucléaire par Science étonnante et avec en bonus la notion de barrière énergétique
- Les 6 couches du soleil
Par ailleurs, le Soleil est composé de 6 couches dont la densité décroît avec l’altitude et dont les températures sont variables.
- Noyau/cœur
15 millions de kelvins (1.499973e+7 °C)
Le noyau du Soleil a 10 fois la densité du plomb, mais n’est pas solide puisqu’il évolue sous forme de plasma. - Zone radiative ou de radiation
Moins de 15 millions de kelvins (moins de 1.499973e+7 °C)
Épaisse de 300 000 km, les photons y percutent constamment les atomes d’hydrogène et d’hélium en mode « marche aléatoire ». Ils rencontrent toutefois de moins en moins d’obstacles au fur et à mesure qu’ils montent vers les autres couches. - Zone de convection
Moins de 15 millions de kelvins (moins de 1.499973e+7 °C)
À 209 000 km de la surface, cette couche propulse les photons dans d’immenses colonnes de gaz à des centaines de kilomètres par heure. Ils atteignent la surface Soleil en 10 jours. - Photosphère/exosphère
5800 kelvins (6000 °C)
C’est la surface du Soleil. - Chromosphère
4500 de kelvins (4200℃) dans les plus basses couches, avant d’augmenter jusqu’à 10 300 kelvins (10 000 °C), particulièrement dans la zone de transition.
Cette couche correspond à l’atmosphère basse du Soleil. Elle est bien plus chaude que la surface et est une des plus grosses émettrices de lumière. - Couronne
10 millions de kelvins (9 999 727 °C)
Cette partie extérieure du Soleil qui s’étend sur plusieurs milliers de kilomètres est presque aussi chaude que le noyau. Une fois parvenue à la surface, les photons ont besoin de 8 minutes à la vitesse de la lumière pour arriver sur Terre, après des milliers voire des millions d’années d’existence à l’intérieur du Soleil.
Pourquoi la couronne solaire est-elle aussi chaude ?
On ne sait pas très bien pourquoi la couronne solaire est aussi brûlante, mais de récentes études semblent se rapprocher d’une réponse claire, comme l’indique l’extrait ci-dessous.
La solution proposée [par un trio de physiciens français Tahar Amari et Jean-François Luciani (Centre de physique théorique de l’École polytechnique) et Jean-Jacques Aly (CEA et Université Diderot)] fait appel à une mince couche, juste sous la surface du Soleil, qui fonctionne comme une casserole chauffée sur une cuisinière.
Cette couche chauffe le gaz constituant le Soleil qui devient un fluide conducteur d’électricité. […] Ce fluide fonctionne comme une sorte de “mangrove” […]. Un magma bouillonnant et turbulent où se produit un phénomène dynamo et où prennent naissance des racines magnétiques qui vont émerger dans l’atmosphère solaire, et rejoindre très haut le champ magnétique à plus grande échelle, […] comme les “troncs d’arbre ou branches magnétiques” de la mangrove.
Ces racines sont le lieu d’éruptions multiples qui vont chauffer en permanence la chromosphère. Puis la propagation le long des “troncs” explique comment cette énergie magnétique et électrique du Soleil s’élève vers la couronne. Quant à la chaleur, elle provient de la dissipation de ces ondes magnétiques permanentes en altitude.
La couronne est visible lors des éclipses totales, quand la Lune passe entre Soleil et Terre. Ces occultations complètes ne sont rendues possibles que parce que la Lune est :
- 400 fois plus petite que le Soleil
- 400 fois plus près de la Terre
- inclinée de 5°. Sans quoi nous aurions des éclipses tous les mois au lieu d’environ tous les 300 ans pour un endroit donné.
Tout ce carburant générateur de chaleur et de lumière n’est toutefois pas inépuisable ! Que se passera-t-il lorsque le Soleil aura consommé toutes ses réserves d’hydrogène ?
VIE ET MORT DU SOLEIL
Bien qu’il semble immuable, le Soleil n’est pas une étoile figée. Il évolue en permanence et est déjà aujourd’hui différent de ce qu’il était au début de sa vie.
Le vieillissement du Soleil impacte sa luminosité
Contrairement à ce que l’on pourrait penser, plus le Soleil avance en âge, plus il devient lumineux ! C’est d’ailleurs ce qui indique son vieillissement. On estime en effet que le Soleil était 30 % moins éclatant à ses débuts.
Il contenait alors moins d’hélium, ce qui le rendait moins dense avec des taux de fusion nucléaire plus bas. À l’inverse, plus le Soleil progresse en âge, plus il convertit d’hydrogène en hélium, plus son noyau est dense, plus les taux de fusion nucléaire sont élevés et plus il est brillant.
De plus, puisque le Soleil gagne environ 10 % de luminosité tous les 1 milliard d’années, la Terre se trouvera mécaniquement non viable dans 1 à 2 milliards d’années. Elle ne sera plus dans la zone d’habitabilité.
La mort du Soleil : de géante rouge à naine noire
Puisqu’une étoile ne finit en trou noir que si elle fait plus de 8 fois la masse du Soleil, ce n’est pas le sort qui attend notre sympathique naine jaune.
Dans 5 milliards d’années, le Soleil aura converti tout l’hydrogène dans son cœur, ce qui le contraindra à fusionner l’hydrogène à la périphérie de son cœur.
Ce processus a pour effet de contracter le cœur tandis que les couches externes gonflent. Le Soleil produit à cette étape assez de chaleur pour consommer son hélium. Notre étoile prendra alors 200 fois sa taille et génèrera 2000 fois plus de luminosité. Cette géante rouge engloutira la Terre et ira même au-delà avant d’exploser pour donner naissance à une nébuleuse planétaire.
Composée des couches externes du Soleil, la nébuleuse planétaire est ensuite illuminée par le cadavre du cœur. Ce dernier adoptera la forme d’une naine blanche d’environ la taille de la Terre (10 000 km) et chauffée à plus de 100 000 °C. Ce résidu se constitue en général de carbone et d’oxygène, ce qui donne des lumières vertes (pour l’oxygène) et roses (pour l’hydrogène).
La naine blanche ainsi produite refroidira par la suite peu à peu en passant du blanc au bleu puis au rouge, puis invisible. Elle prend à ce stade à la forme d’une naine noire, c’est-à-dire d’un cadavre d’étoile cristallisé.
Milkomède
Ce scénario est le plus probable en l’état des choses. Toutefois, dans 5 milliards d’années, c’est précisément le moment où la Voie Lactée et la galaxie d’Andromède fusionneront. Par conséquent, même si le sort final du Soleil est certain, il est possible que le reste du système solaire change alors de forme sous l’effet d’autres influences gravitationnelles.
Par ailleurs, des études récentes indiquent que des étoiles peuvent survivre à l’explosion de leur planète. Et même que des planètes peuvent se former à partir des débris issus d’une telle explosion. Il est toutefois très difficile de prédire si la Terre sera consommée par le Soleil, si elle se décalera suffisamment pour y échapper ou si elle adoptera une nouvelle forme.
Quoiqu’il en soit, les restes du système solaire s’établiront vraisemblablement en périphérie de Milkomède, la nouvelle galaxie créée par la fusion de la Voie Lactée et d’Andromède.
QUELQUES PARTICULARITÉS SOLAIRES EN VRAC
Les sons du Soleil
Bien que sa voix sa étouffée par la distance et l’atmosphère terrestre, notre Soleil est en fait très bavard. Découvrez les sons qu’il produit en suivant ce lien !
Qu’est-ce que l’héliosphère ?
Vaste zone en forme de bulle allongée spiralée et générée par les vents solaires, l’héliosphère constitue l’ultime frontière du système solaire.
Ce bouclier protecteur stellaire s’étend à environ 130 années-lumière de la Terre (20 000 millions de km). Au contact de l’environnement interstellaire particulièrement inhospitalier, l’héliosphère englobe le système solaire qu’elle préserve des rayons cosmiques de haute énergie.
Comment se forment les aurores polaires ?
Qu’elles soient boréales ou australes, les aurores polaires sont issues des vents solaires, qui se composent de particules énergétiques (électrons et protons) expulsées depuis le Soleil à une vitesse moyenne de 400 km/s.
Lorsqu’elles parviennent à la Terre, la grande majorité de ces vents est déviée de notre atmosphère par le champ magnétique terrestre. Mais, une partie réussit à passer par les points faibles aux pôles où elles interagissent avec les molécules et atomes de l’ionosphère. Elles donnent ainsi naissance aux aurores et à leurs couleurs : du vert au rouge pour l’oxygène ; rose, bleu ou violet pour l’azote.
La rotation complexe du Soleil
Tel que découvert par Galilée en 1611, le Soleil tourne sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestre. Toutefois, n’étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle ; c’est-à-dire qu’il tourne plus rapidement à l’équateur (25 jours) qu’aux pôles (35 jours).
Sachant, de plus, que la vitesse de rotation du cœur s’effectue à un tour par semaine environ, soit 3,8 fois plus vite que les couches extérieures et intermédiaires !
Que sont les cycles solaires ?
Ces cycles correspondent à une inversion du champ magnétique solaire qui se produit en moyenne tous les 11 ans. On parle alors de maximums solaires entre lesquels surviennent des minimums solaires. Ce phénomène s’accompagne d’éruptions très énergétiques capables de perturber et dégrader les systèmes électriques et de communication sur Terre.
- Différencier les taches solaires des éruptions solaires…
Les taches solaires paraissent sombres en comparaison des zones plus lumineuses juste à côté d’elles, mais elles sont malgré tout extrêmement brillantes. Elles stockent énormément d’énergie twistée qui finit par produire des explosions solaires à près de 10 millions de degrés.
Les éruptions solaires correspondent à une libération soudaine d’énergie par la surface du Soleil sous forme d’ondes électromagnétiques (des ondes radio aux rayons gamma) et de particules de matière énergétiques (protons).
Elles sont causées par le magnétisme complexe du Soleil composé de 10 millions de pôles. Avant explosion elles peuvent prendre deux formes principales :
- les boucles coronales qui sont des arches suffisamment grandes pour y glisser Jupiter
- les tubes de flux magnétique qui apparaissent quand les boucles sont twistées et peuvent durer plusieurs semaines ou mois
Une forme particulièrement impressionnante des éruptions solaires est le tremblement de soleil. Si un tel cataclysme ressemble de loin à une onde dans une flaque, il s’agit en réalité de vagues de 3 km de haut déferlant à 200 000 km/h, comme on a pu l’observer en 1998.
Des tsunamis solaires peuvent également se produire. Ces derniers envoient des raz-de-marée de plasma à plus d’un million de kilomètres par heure, parcourant tout le Soleil en quelques heures.
- …et des éjections de masse coronale
Les éjections de masse coronale (Coronal Mass Ejections) ou tempêtes solaires sont parmi les plus dangereuses pour la Terre. Ces bulles de plasma générées par la couronne solaire émettent en grande quantité et à une vitesse de 1200/1400 km/h des radiations, ondes magnétiques, matières et particules chargées. Il s’en produit d’une par semaine en minimum solaire à 2 ou 3 par jour en maximum solaire.
Elles atteignent la Terre en 16 h où elles sont dans l’ensemble déviées par champ magnétique terrestre (qui tient bon contrairement à celui de Mars emporté par ces mêmes événements). Elles sont toutefois assez puissantes pour endommager les infrastructures terrestres et spatiales ou perturber la météorologie solaire.
Ce qu'il faut retenir
- Âgé d’environ 4,58 milliards d’années
- Composé d’hydrogène (92 % volume) et d’hélium (8 % volume)
- Doté d’une masse moyenne pour une étoile de 1,989 × 1030kg
- Le noyau ou cœur est la plus chaude avec 15 millions de kelvins
- La zone radiative ou de radiation, un peu moins chaude, fait 300 000 km d’épaisseur
- La zone de convection propulse à haute vitesse les photons vers la surface
- La photosphère ou exosphère est la surface du Soleil à 5800kelvins (6000 °C)
- La chromosphère est l’atmosphère basse du Soleil, plus chaude que la surface elle est une des plus grosses émettrices de lumière
- La couronne, zone la plus externe, atteint les 10 millions de kelvins (9 999 727 °C)
2 réflexions au sujet de “Le Soleil, une étoile naine jaune”
Vous avez fait un travail de dingue sur cet article, j’ai appris plein de choses !!
Merci pour ce commentaire qui fait chaud au cœur et incite à poursuivre ! ^^ A bientôt pour de nouvelles aventures stellaires !