Le Soleil, ce n’est pas une géante boule de gaz qui brûle, comme on apprend en maternelle. C’est un peu plus complexe que ça : il a fallu attendre la fin du XIXe siècle pour découvrir la source de son énergie et la moitié du XXe siècle pour en connaître précisément le fonctionnement..
Au XIXe siècle et même avant, Avant la découverte de l’énergie nucléaire, on connaissait l’énergie chimique : la combustion. Connaissant sa distance à la Terre (merci Newton et Galilée), sa taille fut connue également et si le Soleil était fait de charbon, il était estimé qu’il avait environ 6000 ans, tout comme la Terre selon la Bible.
Lord Kelvin avait bien trouvé ces 6000 ans beaucoup trop courts et il avait émis l’hypothèse que la gravitation libérait de l’énergie. Il émit l’hypothèse que l’effondrement gravitationnel jouait un rôle dans la production de l’énergie du Soleil. Il avait raison, mais il était encore loin de la vérité avec son âge solaire estimé à 220 000 000 d’années.
Quand les Curie et Becquerel découvrent les phénomènes radioactifs, puis d’autres plus tard l’énergie nucléaire, il fut évident que le Soleil ne pouvait tirer son énergie que de là : c’était la seule explication pour un âge très avancé, ainsi que pour le cycle de vie des étoiles.
Comment notre étoile tire-t-elle son énergie du nucléaire ?
Le Soleil est une boule de plasma : des atomes (hydrogène principalement) y sont si énergétiques qu’ils ne sont plus liés à leur électrons : les électrons sont tous libres. Le Soleil est donc une soupe d’atomes baignant dans leurs électrons. Au cœur de l’étoile, là où règne une pression colossale et où la densité est de 150 tonnes par mètre cube, les particules sont très proches les unes des autres. Si proches, en fait, qu’il leur arrive de fusionner.
Sur Terre, pour fusionner artificiellement de l’hydrogène, on augmente la vitesse de déplacement des atome en les chauffant. Il faut les faire aller suffisamment vite pour qu’ils franchissent la barrière coulombienne : cette limite à partir de laquelle la force nucléaire attractive forte l’emporte sur la force électromagnétique répulsive. La température pour franchir la barrière coulombienne est de plusieurs centaines de millions de degrés.
Le centre du Soleil, lui, n’est « qu’à » 15 millions de degrés, alors comment ça marche ?
En réalité, c’est quelque chose du nom d’effet tunnel quantique qui nous explique le fonctionnement des étoiles. L’effet tunnel, c’est le comportement pour un atome (ou tout autre particule subatomique) de pouvoir comme sauter d’une position dans l’espace à une autre en se dématérialisant puis en se matérialisant un peu plus loin.
Les particules subatomiques n’ont pas de position fixe et définie : ils disposent d’une probabilité de présence autour d’un point de l’espace et il peuvent être quelque part autour de ce point et sauter d’un endroit à un autre, même si aucune force ne les pousse ou attire vers cet autre position, même si justement une force ou une autre particule les en empêchent. Un électron, par exemple, peut ainsi se trouver en plein milieu du noyau de son atome (provoquant au passage l’éclatement de l’atome, par interaction faible).
Avec l’effet tunnel, et sans avoir à atteindre une température de 100 millions de degrés, un noyau d’hydrogène (un proton, donc) dans le Soleil peut soudainement se retrouver juste à côté d’un autre noyau d’hydrogène. Vu qu’il se trouve alors à l’intérieur du champ d’attraction de l’interaction forte, les deux protons restent collés : on dit que les deux noyaux d’hydrogène ont fusionnés. Cette réaction de fusion nucléaire n’est pas encore finie : un des protons va émettre un positron (anti-particule de l’électron) et un neutrino pour se transformer en neutron, et le tout émet une énorme quantité d’énergie : on se retrouve donc avec du un proton soudé à un neutron : c’est du deutérium et de l’énergie.
Cet effet tunnel qui arrive à coller deux protons ensemble est assez rare à se produire, surtout si le positionnement du proton qui saute se fait de façon totalement aléatoire.
Le Soleil le fait pourtant sans cesse et sans problèmes. En fait, si la probabilité de cet événement est faible, la masse gigantesque du Soleil et son nombre encore plus énorme de protons qu’il contient (environ $10^{60}$) font que cet évènement rare devient très fréquent.
Le processus ne s’arrête toujours pas là : une fois qu’on a du deutérium, il faut trouver un autre proton et répéter le processus de fusion pour former de l’hélium 3 (${}^3 \! He$). Enfin, un ${}^3 \! He$ fusionne avec un autre ${}^3 \! He$ et vous avez de l’hélium 4, le ${}^4 \! He$ « classique » :
Au cours de tout ce processus qui consomme 4 noyaux d’hydrogène et produit un noyau d’hélium, des neutrinos et de positrons. Les positrons vont s’annihiler avec des électrons et produire beaucoup d’énergie : des photons.
Le Soleil consomme de cette façon de l’hydrogène et libère entre autre de l’énergie : une partie de la masse des atomes d’hydrogène est transformée directement en énergie, le tout selon la célèbre équation « $E=mc^2$ », soit « $\acute{e}\text{nergie} = \text{masse} \times \text{vitesse de la lumi}\grave{e}\text{re}^2$ ».
Au total, ce sont 4,27 millions de tonnes de matière qui sont transformées en énergie chaque seconde… Et ceci dure depuis environ 4,5 milliard d’années et durera encore au moins autant.
Quant aux neutrinos ? Ils sont si rapides et si inertes qu’ils sortent du Soleil en quelques secondes. Les neutrinos sont extrêmement nombreux : chaque centimètre carré de votre corps est traversé par des milliards de neutrinos, chaque seconde, sans qu’on ne les ressente.
Les photons, eux, ne sortent pas du Soleil si vite : ils mettrons une centaine de milliers d’années à sortir. Ils sont absorbés par la matière, qui en réémet d’autres, et les photons finissent un jour par sortir de l’étoile.
La lumière que l’on voit cependant, est due à la chaleur de surface du Soleil : tout corps chauffé émet des photons, et la longueur d’onde dépend de la température de chauffe. C’est pour ça que la surface du Soleil, à 6 000 °C, émet globalement de la lumière blanche. Des étoiles plus chaudes sont bleues, des étoiles plus froides sont rouges, voire brunes.
Le Soleil, avant de conclure, ne pourrait pas fonctionner sans les effets de la physique quantique expliquées plus haut. Cela ne signifie pas que le Soleil ne fonctionnait pas avant la découverte de la quantique, mais simplement qu’il a fallu attendre le XXe siècle et la découverte de la structure de l’atome, de l’énergie nucléaire, des neutrinos pour comprendre précisément le fonctionnement de notre étoile et donner une explication qui tient la route sur tous les plans.
Le Soleil est en fait un système à l’équilibre : l’équilibre entre les forces de gravitation qui provoquent l’effondrement de tout l’hydrogène sur le cœur du Soleil et des radiations énergétiques dues à la fusion nucléaire qui éloignent le plus qu’ils peuvent les atomes les uns des autres, limitant l’effondrement. De plus, si l’activité nucléaire diminuait subitement, la gravitation prendrait momentanément le dessus, comprimant le cœur un peu plus et augmentant alors la probabilité de la réalisation des réactions de fusion (en rapprochant les protons et autres noyaux), rétablissant alors l’équilibre initial. On peut dire que la fusion nucléaire couplée à l’effet tunnel constituent un rempart à l’effondrement total de la matière à l’échelle des étoiles.
Quand il n’y aura plus assez d’hydrogène, par contre, il ne restera plus que les forces gravitationnelles et le cœur de l’étoile s’effondrera. Un nouvel état d’équilibre se formera : celui où l’hélium dans le noyau plus dense va fusionner en carbone ou en oxygène, libérant encore plus d’énergie que la fusion de l’hydrogène.
Encore après, quand l’hélium sera épuisé, notre Soleil s’effondrera définitivement sur lui-même, n’étant pas assez massive pour provoquer la fusion du carbone en élément encore plus lourd, comme le feraient les étoiles géantes. L’effondrement se fera cependant lentement : les couches externes du soleil finiront comme par « s’évaporer » dans l’espace, et devenir une nébuleuse ; alors que les étoiles géantes s’effondrent sur elles-même, voient leurs couches externes rebondir sur le noyau très dense et finissent par exploser en supernova pour laisser au centre un cœur hyper-dense de la taille d’une ville ou d’un pays…
Enfin, pour conclure, sachez que la structure du Soleil est le théâtre de plein d’autres phénomènes : le plasma (soupe d’électrons et de protons), par exemple, n’est pas statique : il bouge, entre en convection et forme des courants dans les différentes couches du manteau solaire. Ces particules chargées qui se déplacent génèrent des champs magnétiques très intenses.
Certaines des lignes du champ magnétique sortent de l’étoile et conduisent d’autres particules chargées qui sont alors échauffées : si la surface du Soleil est à quelques milliers de degrés, la couronne solaire est aussi chaud que le noyau (mais bien moins dense).
La rupture éventuelle de ces lignes de champs magnétique porteuses de charges libère des flux de charges électriques dans l’espace : ce sont des vents solaires qui sont responsables des magnifiques aurores polaires sur Terre (boréales au nord et australes au sud), mais aussi sur Saturne et d’autres planètes ou lunes du système solaire…
