Comment le soleil produit-il de l’énergie ?

Il y a une raison à ce que la Terre soit le seul endroit du système solaire où la vie est connue pour pouvoir vivre et prospérer. Certes, les scientifiques pensent qu’il pourrait y avoir des formes de vie microbiennes ou même aquatiques sous les surfaces glacées d’Europe et d’Encelade, ou dans les lacs de méthane de Titan. Mais pour l’instant, la Terre reste le seul endroit que nous connaissons qui présente toutes les conditions nécessaires à l’existence de la vie.

L’une des raisons en est que la Terre se trouve dans la zone habitable de notre soleil (alias « zone Boucles d’or »). Cela signifie qu’elle se trouve au bon endroit (ni trop près ni trop loin) pour recevoir l’énergie abondante du soleil, qui comprend la lumière et la chaleur indispensables aux réactions chimiques. Mais comment notre soleil s’y prend-il exactement pour produire cette énergie ? Quelles sont les étapes à suivre et comment nous parvient-elle ici, sur la planète Terre ?

La réponse simple est que le soleil, comme toutes les étoiles, est capable de créer de l’énergie car il s’agit essentiellement d’une réaction de fusion massive. Les scientifiques pensent que cela a commencé lorsqu’un énorme nuage de gaz et de particules (c’est-à-dire une nébuleuse) s’est effondré sous la force de sa propre gravité – ce que l’on appelle la théorie de la nébuleuse. Cela a non seulement créé la grosse boule de lumière au centre de notre système solaire, mais a également déclenché un processus par lequel l’hydrogène, collecté au centre, a commencé à fusionner pour créer de l’énergie solaire.

Techniquement connu sous le nom de fusion nucléaire, ce processus libère une quantité incroyable d’énergie sous forme de lumière et de chaleur. Mais faire passer cette énergie du centre de notre soleil jusqu’à la planète Terre et au-delà implique quelques étapes cruciales. Au final, tout se résume aux couches du soleil, et au rôle que chacune d’entre elles joue pour s’assurer que l’énergie solaire arrive là où elle peut aider à créer et à maintenir la vie.

Le noyau:

Le noyau du soleil est la région qui s’étend du centre à environ 20-25% du rayon solaire. C’est ici, dans le noyau, que l’énergie est produite par les atomes d’hydrogène (H) qui sont convertis en noyaux d’hélium (He). Cela est possible grâce à la pression et à la température extrêmes qui existent au sein du noyau, estimées respectivement à l’équivalent de 250 milliards d’atmosphères (25,33 trillions de KPa) et 15,7 millions de kelvins.

Le résultat net est la fusion de quatre protons (noyaux d’hydrogène) en une particule alpha – deux protons et deux neutrons liés ensemble en une particule identique à un noyau d’hélium. Deux positrons sont libérés par ce processus, ainsi que deux neutrinos (qui changent deux des protons en neutrons), et de l’énergie.

Le noyau est la seule partie du soleil qui produit une quantité appréciable de chaleur par la fusion. En fait, 99% de l’énergie produite par le soleil a lieu dans 24% du rayon du soleil. À 30 % du rayon, la fusion s’est presque entièrement arrêtée. Le reste du soleil est chauffé par l’énergie qui est transférée du noyau à travers les couches successives, pour finalement atteindre la photosphère solaire et s’échapper dans l’espace sous forme de lumière solaire ou d’énergie cinétique des particules.

Le soleil libère de l’énergie à un taux de conversion masse-énergie de 4,26 millions de tonnes métriques par seconde, ce qui produit l’équivalent de 384,6 septillions de watts (3,846×1026 W). Pour mettre cela en perspective, c’est l’équivalent d’environ 9,192×1010 mégatonnes de TNT par seconde, ou 1 820 000 000 de bombes Tsar – la plus puissante bombe thermonucléaire jamais construite !

Zone radiative :

C’est la zone immédiatement voisine du noyau, qui s’étend jusqu’à environ 0,7 rayon solaire. Il n’y a pas de convection thermique dans cette couche, mais la matière solaire qui s’y trouve est suffisamment chaude et dense pour que le rayonnement thermique soit tout ce qui est nécessaire pour transférer vers l’extérieur la chaleur intense générée dans le noyau. En gros, cela implique que les ions d’hydrogène et d’hélium émettent des photons qui parcourent une courte distance avant d’être réabsorbés par d’autres ions.

Les températures baissent dans cette couche, passant d’environ 7 millions de kelvins plus près du noyau à 2 millions à la limite avec la zone de convection. La densité chute également dans cette couche au centuple de 0,25 rayon solaire au sommet de la zone radiative, passant de 20 g/cm3 au plus près du noyau à seulement 0,2 g/cm3 à la limite supérieure.

Zone convective :

C’est la couche externe du soleil, qui représente tout ce qui se trouve au-delà de 70 % du rayon solaire interne (ou de la surface à environ 200 000 km en dessous). Ici, la température est plus basse que dans la zone radiative et les atomes plus lourds ne sont pas entièrement ionisés. Par conséquent, le transport radiatif de la chaleur est moins efficace, et la densité du plasma est suffisamment faible pour permettre aux courants convectifs de se développer.

Pour cette raison, les cellules thermiques ascendantes transportent la majorité de la chaleur vers l’extérieur, vers la photosphère du soleil. Une fois que ces cellules s’élèvent juste en dessous de la surface photosphérique, leur matériau se refroidit, ce qui entraîne une augmentation de leur densité. Cela les oblige à redescendre à la base de la zone de convection – où elles captent davantage de chaleur et le cycle convectif se poursuit.

À la surface du soleil, la température chute à environ 5 700 K. La convection turbulente de cette couche du soleil est également à l’origine d’un effet qui produit des pôles magnétiques nord et sud sur toute la surface du soleil.

C’est également sur cette couche que se produisent les taches solaires, qui apparaissent comme des taches sombres par rapport à la région environnante. Ces taches correspondent à des concentrations dans le champ de flux magnétique qui inhibent la convection et font chuter la température des régions à la surface par rapport à la matière environnante.

Photosphère:

En dernier lieu, il y a la photosphère, la surface visible du soleil. C’est ici que la lumière du soleil et la chaleur qui sont rayonnées et conveites à la surface se propagent dans l’espace. Les températures y sont comprises entre 4 500 et 6 000 K (4 230 – 5 730 °C ; 7646 – 10346 °F). Comme la partie supérieure de la photosphère est plus froide que la partie inférieure, une image du soleil apparaît plus lumineuse au centre que sur le bord ou le limbe du disque solaire, dans un phénomène connu sous le nom d’assombrissement du limbe.

La photosphère a une épaisseur de dizaines à centaines de kilomètres, et c’est aussi la région du soleil où elle devient opaque à la lumière visible. Cela s’explique par la diminution de la quantité d’ions hydrogène (H-) chargés négativement, qui absorbent facilement la lumière visible. À l’inverse, la lumière visible que nous voyons est produite lorsque les électrons réagissent avec les atomes d’hydrogène pour produire des ions H-.

L’énergie émise par la photosphère se propage ensuite dans l’espace et atteint l’atmosphère de la Terre et des autres planètes du système solaire. Ici, sur Terre, la couche supérieure de l’atmosphère (la couche d’ozone) filtre une grande partie du rayonnement ultraviolet (UV) du soleil, mais en laisse passer une partie à la surface. L’énergie reçue est alors absorbée par l’air et la croûte terrestre, réchauffant notre planète et fournissant aux organismes une source d’énergie.

Le soleil est au centre des processus biologiques et chimiques ici sur Terre. Sans lui, le cycle de vie des plantes et des animaux prendrait fin, les rythmes circadiens de toutes les créatures terrestres seraient perturbés ; et à terme, toute vie sur Terre cesserait d’exister. L’importance du soleil est reconnue depuis la préhistoire, de nombreuses cultures le considérant comme une divinité (le plus souvent, comme la divinité principale de leur panthéon).

Mais ce n’est que depuis quelques siècles que l’on comprend les processus qui alimentent le soleil. Grâce aux recherches continues des physiciens, des astronomes et des biologistes, nous sommes désormais en mesure de saisir comment le soleil s’y prend pour produire de l’énergie, et comment il la transmet à notre système solaire. L’étude de l’univers connu, avec sa diversité de systèmes stellaires et d’exoplanètes – nous a également permis d’établir des comparaisons avec d’autres types d’étoiles.