Depuis 4,6 milliards d’années, le Soleil nous apporte lumière et chaleur, aujourd’hui l’homme a pour ambition de maîtriser cette source d’énergie.

Une étoile est née

Le Soleil est une étoile, donc une énorme boule de gaz chaud qui produit de l’énergie et qui rayonne. Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre (150 millions de kilomètres) parmi les milliards d’autres qui appartiennent à la Voie lactée, notre Galaxie, et qui sont distantes de plusieurs années-lumière. Malgré ses 700 000 kilomètres de rayon (plus de 100 fois le rayon terrestre) et sa masse 330 000 fois plus importante que celle de la Terre (2 milliards de milliards de milliards de tonnes !), le Soleil est une étoile relativement petite : par exemple, le rayon de Bételgeuse, située dans la constellation d’Orion, est 1 100 fois supérieur à celui du Soleil.

Mais comment notre étoile est-elle née ?

Le Soleil est né il y a 4,6 milliards d’années d’un nuage interstellaire gigantesque composé d’hydrogène, d’hélium et de moins de 2 % d’éléments plus lourds. Ce nuage s’est fragmenté pour donner, parmi d’autres objets célestes, une étoile entourée de planètes, de comètes et de poussières : le système solaire. Le Soleil fait l’objet de nombreuses études où se rejoignent l’astronomie et la physique dans une discipline appelée astrophysique (voir le livret sur l’astrophysique nucléaire).

La température n’est pas uniforme sur toute la surface du Soleil. © PhotoDisc

Cette science nous permet de comprendre les phénomènes en action dans l’Univers. Ainsi, nous savons que le Soleil est une énorme condensation de gaz : pourquoi ce gaz chaud ne s’éparpille-t-il pas dans le vide interplanétaire ? Cette cohésion résulte de l’attraction gravitationnelle entre particules de matière qui tend à les rapprocher les unes des autres. Une étoile est donc un corps autogravitant, dont la forme sphérique est imposée par la seule gravitation.

Mais si la gravitation tend à rapprocher les particules, pourquoi le Soleil ne s’effondre-t-il pas sur lui-même ?
C’est qu’il faut aussi compter sur la pression du gaz stellaire, résultant des collisions et des rebonds incessants des particules les unes sur les autres. Partout, cette pression équilibre l’action de la gravité. Si elle venait brutalement à s’annuler, le Soleil s’effondrerait complètement sur lui-même en à peine trois minutes !

Qu'est-ce qui fait briller le Soleil ?

• Voir l'animation "La naissance du système solaire"

Nous avons tous constaté qu’un gaz comprimé s’échauffe : il suffit de gonfler énergiquement une chambre à air et de toucher ensuite l’extrémité de la pompe à vélo pour s’en apercevoir. La matière stellaire est donc d’autant plus chaude que sa profondeur est grande, puisqu’elle est comprimée par la masse des couches qui pèsent dessus et agissent comme un piston. Ainsi, plus on s’enfonce vers le cœur de l’étoile, plus la pression augmente et plus il fait chaud : la pression au cœur du Soleil est égale à 200 milliards de fois la pression atmosphérique terrestre et la température centrale est d’environ 15 millions de degrés. Avec une température de surface frôlant les 6 000 °C, le Soleil est donc le siège d’un fort contraste de température résultant de sa propre gravité. Ce déséquilibre de température engendre un transfert de chaleur qui, prélevant l’excès de la région chaude pour le céder à la région froide, tend à l’uniformiser. Affleurant enfin à la surface, ce flux d’énergie thermique s’échappe sous forme de rayonnement puis se dilue dans l’espace interplanétaire : le Soleil brille !

Quelle énergie !

L’énergie rayonnée doit bien être prélevée quelque part : en effet, « Rien ne se perd, rien ne se crée, tout se transforme », disait, il y a deux cents ans, le grand chimiste Antoine de Lavoisier (1743-1794). Cette affirmation est applicable à la thermodynamique.

Alors, comment le Soleil entretient-il sa chaudière ? En effet, s’il se contentait d’émettre passivement sa chaleur sous forme de rayonnement énergétique, il se refroidirait inexorablement et s’éteindrait. Or sa longévité prouve qu’il doit compenser l’hémorragie lumineuse ; nous savons aujourd’hui de quelle façon.

C’est le physicien Jean Perrin qui, en 1921, a donné une explication en proposant comme source de production d’énergie les réactions nucléaires, c’est-à-dire les réactions se produisant entre les noyaux des atomes.

Cette idée a été proposée et développée quelques années plus tard par l’Allemand Hans Bethe qui décrivit explicitement les réactions nucléaires se produisant au cœur du Soleil.

Un détecteur de neutrinos au Japon. © ICRR

Le physicien a montré que, pendant la majeure partie de sa vie, l’étoile s’accommode de sa constante perte d’énergie en puisant dans sa réserve énergétique nucléaire.

Dans les régions centrales du Soleil, plus denses et plus chaudes, des réactions de fusion transforment quatre noyaux d’hydrogène (protons) en un noyau d’hélium ⁴He, élément qui est particulièrement stable, et libèrent une énergie compensant celle qui s’échappe par la surface. Cette énergie est émise et transportée sous la forme de photons (particules fondamentales sans masse ni charge électrique) et de neutrinos (particules de masse très faible et de charge nulle).

Transformation de l'hydrogène en hélium dans le Soleil

© Yuvanoe/CEA

Comme toute étoile, le Soleil est un gigantesque réacteur nucléaire. En son cœur, des réactions nucléaires de fusion ont lieu, au cours desquelles l’hydrogène est transformé en hélium en libérant de l’énergie. La température au centre du Soleil est de quinze millions de degrés et la densité est de cent cinquante fois celle de l’eau (150 g/cm³). La transformation de l’hydrogène en hélium est complexe, elle se déroule en trois étapes :

• Première étape : deux protons interagissent pour former un deuton (noyau de deutérium). Au cours de ce processus, un proton est transformé en neutron, en émettant un positron ou électron de charge positive et un neutrino, particule de la même famille que l’électron transportant de l’énergie, de masse très faible.
• Deuxième étape : un deuton se combine avec un proton pour former de l’hélium 3 en libérant de l’énergie sous la forme d’un rayonnement gamma (ou photon).
• Troisième étape : deux noyaux d’hélium 3 fusionnent pour former de l’hélium 4 en éjectant deux protons.
  

Le Soleil, réacteur nucléaire de fusion auto-régulé

AnimationRéaction de fusion

Voir dans la médiathèque  

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Vidéofusion(s)

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* International Thermonuclear Experimental Reactor

Une réaction de fusion dégage de l’énergie car la masse du noyau produit est inférieure à la somme des masses des noyaux initiaux ; la différence de masse est transformée en énergie selon la célèbre formule d’Einstein, E = Δm x c². Ces réactions ne se déclenchent que si la température et la pression sont suffisamment élevées pour que deux protons épluchés de leur électron donc de charge positive, fusionnent. Ceci limite leur champ d’action aux régions les plus centrales d’une étoile comme le Soleil. Il faut aussi que l’étoile soit suffisamment massive, plus grosse qu’un dixième de masse solaire, pour comprimer suffisamment le cœur et amorcer les réactions nucléaires. Dans le cœur du Soleil, ce sont 620 millions de tonnes d’hydrogène qui, chaque seconde, sont transformées en 615,7 millions de tonnes d’hélium ; la différence est convertie en énergie rayonnée vers l’extérieur.

Cette réserve d’énergie nucléaire permet d’estimer la durée de vie du Soleil à environ dix milliards d’années. Par ailleurs, grâce à une mesure de la radioactivité des roches terrestres, nous savons que notre planète et donc le Soleil sont âgés de 4,6 milliards d’années : le Soleil brillera encore pendant 5 milliards d’années !

Notons enfin que ces réactions de fusion sont autorégulées. Nous savons alors ce qu’est le Soleil, comme toute autre étoile : c’est un réacteur nucléaire fonctionnant sur le mode de la fusion.
Sur Terre, l’homme cherche à maîtriser les réactions de fusion pour exploiter cette fabuleuse énergie. Deux types de procédés sont aujourd’hui étudiés en laboratoire.

• À faible concentration, le mélange gazeux à fusionner est maintenu par des parois immatérielles créées par des champs magnétiques : c’est l’objet du futur réacteur expérimental international Iter*.
  
  
• À forte concentration, la réaction est amorcée par irradiation avec des faisceaux lasers très puissants : c’est l’objet du laser Mégajoule, au centre CEA du Cesta près de Bordeaux . Celui-ci, accompagné d’un laser de très brève impulsion Petal, produira des plasmas similaires au plasma solaire mais de très petit volume et permettra l’étude de certains processus cosmiques en laboratoire.

Nous avons vu que le Soleil rayonne de l’énergie : la Terre n’en reçoit qu’une toute petite partie qui représente tout de même 178 milliards de millions de watts ! La fusion thermonucléaire, génératrice d’énergie, compense la déperdition énergétique de la surface et lui permet de briller durablement ; la contraction a pour effet de l’échauffer en puisant l’énergie nécessaire dans son capital gravitationnel. En réalité, ces deux phénomènes sont liés : comme les ressources nucléaires sont limitées, leur épuisement déclenche la contraction gravitationnelle du cœur. La compression et l’échauffement qui en résultent permettent le démarrage d’un nouveau cycle de fusion qui brûle à une température plus élevée les “cendres” du cycle précédent. C’est ce qui arrive dans les étoiles plus massives que le Soleil : l’hydrogène se transforme en hélium jusqu’à épuisement, puis l’hélium devient combustible à son tour. Il se transformera ainsi en carbone. En suivant ce processus, appelé “nucléosynthèse”, une série d’éléments – carbone, néon, oxygène, silicium – est ainsi créée jusqu’à l’obtention du fer.

Nous avons vu que la surface du Soleil émet un rayonnement électromagnétique et que celui-ci met 8 minutes pour arriver sur Terre. Mais cette lumière émise par le cœur, du fait de l’extrême densité du Soleil, a mis plusieurs millions d’années pour atteindre la surface et s’échapper dans le vide sidéral ; elle a donc perdu toute l’information sur ses origines au cœur de l’étoile.

L'instrument GOLF

L'instrument GOLF © CEA

Le CEA a largement contribué à la réalisation du détecteur GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies), instrument d’héliosismologie placé sur le satellite Soho. Cet outil permet une étude détaillée de la structure interne du Soleil par la mesure globale des ondes acoustiques ; ses données ont abouti à la détermination de la vitesse du son jusqu’au cœur, lieu des réactions nucléaires, et à la prédiction observationnelle des flux de neutrinos solaires.

C’est pourquoi, les astrophysiciens préfèrent étudier les ondes acoustiques solaires, de même nature que les ondes sismiques et porteuses d’informations sur la structure interne de l’étoile.
Ces ondes se propagent de la surface vers le cœur et ne mettent qu’une heure pour parcourir ce trajet, renseignant donc quasiment en direct sur les propriétés microscopiques et macroscopiques internes. Elles se manifestent par des mouvements périodiques à la surface du Soleil et leur étude a donné naissance à une nouvelle discipline qui nous permet de sonder l’intérieur de notre astre : l’héliosismologie.