Noyau solaire

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Diagramme représentant le Soleil et ses différentes couches :
1. noyau
2. zone radiative stellaire
3. zone de convection
4. photosphère
5. chromosphère
6. couronne
7. taches solaires
8. granules
9. protubérance solaire
.

Le noyau solaire est la partie centrale du Soleil, qui s'étend du centre jusqu'à environ 20 à 25 % du rayon solaire et constitue approximativement 10 % de sa masse[1]. Sa température s'approche de 15 000 000 K, ce qui est la température la plus élevée du Système solaire. Cette haute température est causée par la fusion nucléaire de l'hydrogène, qui a pour effet la création subséquente d'hélium et la libération de lumière visible à la surface.

Le cœur est constitué de gaz chauds et denses dans un état plasmique. Le noyau, du centre jusqu'à 0,24 rayon solaire, génère environ 99 % de la puissance de fusion du Soleil.

Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code]

Comparaison des atomes d'hydrogène et d'hélium.

La température au centre du Soleil atteindrait environ 15 000 000 K (pour comparaison, la surface atteint environ 6 000 K[2]). La masse du noyau représente environ 10 % de la masse solaire (M⊙), sa masse volumique s'élevant à 150 g/cm3, soit environ 150 fois celle de l'eau.

Contrairement au reste de l'étoile, le noyau est principalement composé d'hélium. De fait, ce dernier constitue environ 64 % de sa masse totale[2],[3], alors que l'hydrogène, qui est abondant en surface et constitue environ 70 % de la masse des couches externes, ne constitue qu'environ 34 % de la masse du noyau[3]. Les 2 % massiques restant sont constitués, entre autres, de carbone, d'azote et d'oxygène, qui interviennent dans le cycle carbone-azote-oxygène (CNO)[4].

Réactions nucléaires[modifier | modifier le code]

La majorité de l'énergie émise par le Soleil provient du noyau. En effet, des réactions de fusion nucléaire y transforment, chaque seconde, 632,6 millions de tonnes d'hydrogène, en 628,3 millions de tonnes d'hélium[5]. La différence (environ 4,3 × 109 kg) provient de l'énergie de liaison ainsi libérée et est convertie en énergie (environ 3,9 × 1026 joules), selon l'équation E = m c2, une infime fraction étant transformée en neutrinos.

Chaîne proton-proton[modifier | modifier le code]

Mécanisme de la chaîne proton-proton.
Article détaillé : Chaîne proton-proton.

La réaction de fusion nucléaire nécessitant le moins d'énergie, et de ce fait la plus facile, est la chaîne proton-proton. Elle se produit aux environs de 15 000 000 K, température à laquelle les électrons sont détachés des noyaux et où la force nucléaire forte peut être supérieure à la force de répulsion électromagnétique de ces noyaux [6]. L'énergie libérée par la fusion de quatre atomes d'hydrogène est de 26,7 millions d'électrons-volts (MeV)[7]. Ce type de fusion nucléaire se produit en trois étapes[7],[8],[9] :

Cette séquence est la principale voie de la chaîne proton-proton (PP1), majoritaire à 69 %. Deux autres voies de réaction dans la chaîne proton-proton (PP2 et PP3) sont possibles, qui représentent 31 % et 0,3 % des réactions[10].

Cycle Carbone-Azote-Oxygène (CNO)[modifier | modifier le code]

Mécanisme de la chaîne carbone-azote-oxygène.
Article détaillé : Cycle carbone-azote-oxygène.

Le cycle carbone-azote-oxygène (CNO) est la principale source d'énergie des étoiles ayant une masse de 1,5 M⊙. Il produit moins de 10 % de l'énergie totale émise par le Soleil[4]. Dans cette chaîne complexe, quatre atomes d'hydrogène sont convertis en un atome d'hélium, alors qu'une fraction de la masse est transformée en énergie. Le cycle CNO nécessite une température d'au moins 20 millions de kelvin pour obtenir un rendement significatif[11].

Transfert d'énergie[modifier | modifier le code]

Schéma du trajet d'un photon dans le Soleil.

Le transfert d'énergie provenant du noyau solaire consiste au déplacement des photons à hautes énergie, soit en rayons gamma, du noyau vers les couches externes du Soleil, jusqu'à quitter celui-ci. En effet, lorsqu'un photon provenant de l'une des réactions nucléaires est produit, celui-ci est absorbé par l'un des atomes, pour être ensuite émis par cet atome. Le photon qui parvient à la Terre n'est donc pas celui provenant directement de l'activité solaire. Lorsque le photon passe dans la zone radiative, son énergie diminue grandement, en raison des multiples collisions dans cette zone, et devient du rayonnement X et ultraviolet. Par la suite, le rayonnement passe à travers la zone de convection et, finalement, au-delà de la photosphère. Ce trajet, du noyau à la surface du Soleil, dure entre 10 000 et 170 000 ans, tandis que de la surface du Soleil à la Terre, le temps n'est que d'environ huit minutes[12],[13],[14].

Équilibre hydrostatique[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Équilibre hydrostatique.

L'activité du noyau solaire permet de maintenir le Soleil en équilibre hydrostatique, ce qui le rend stable en taille et en température. En effet, au sein des étoiles de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, telles que le Soleil, un équilibre est maintenu entre la force exercée vers le centre de l'étoile par la gravité et les pressions radiative et thermique résultant des réactions de fusion nucléaire se produisant au cœur de l'étoile.

Le taux de réactions nucléaires est très sensible aux variations de température. Ainsi, si la température de l'étoile augmente légèrement, le taux de fusion nucléaire augmente drastiquement et, à l'inverse, si la température diminue légèrement, le taux de fusion diminue de façon très rapide. Si le taux de réactions nucléaires diminue, la gravité compresse le noyau. Alors, la température augmente et cette augmentation entraîne une hausse du taux de fusion nucléaire[15]. Le rayon du noyau conserve donc une valeur sensiblement constante.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. ↑ (en) Nick Strobel, « The Sun and Stellar Structure », sur site internet du College de Bakersfield, (consulté le ).
  2. ↑ a et b (en) Jørgen Christensen-Dalsgaard, Frank P. Pijpers, Thomas H. Dall, Hans Kjeldsen et Regner Trampedach, « Results of solar model calculations », (consulté le ).
  3. ↑ a et b Pierre Lantos, Soleil, Encyclopædia Universalis (lire en ligne), chap. 1 (« Structure interne »).
  4. ↑ a et b Séguin et Villeneuve 2001, p. 228-229.
  5. ↑ Séguin et Villeneuve 2001, p. 226.
  6. ↑ (en) J. Ybarra, « Ast 4 Lecture 12 Notes », sur University of Sacramento, (consulté le ).
  7. ↑ a et b (en) J. Kennewell et A. McDonald, « The Source of Solar Energy », sur Site du gouvernement australien (consulté le )
  8. ↑ (en) Eric G. Blackman, « The Proton-Proton Chain », sur Site de l'université de Rochester (consulté le ).
  9. ↑ (en) Edwin E. Salpeter, « The Reaction Rate of the Proton-Proton Chain. », The Astrophysical Journal, vol. 116,‎ , p. 649 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/145656).
  10. ↑ (en) Chris Mihos, « The Proton-Proton Chain », sur Case Western Reserve University, (consulté le ).
  11. ↑ « Compendium du système solaire - Le Soleil », sur Luxorion (consulté le ).
  12. ↑ (en) « The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core. »
  13. ↑ (en) Avery Thompson, « Futurism - A Photon’s Million-Year Journey From the Center of the Sun », sur Futurism, (consulté le ).
  14. ↑ (en) Mitalas, R. & Sills, K. R, « On the photon diffusion time scale for the sun », sur The SAO/NASA Astrophysics Data System, (consulté le ).
  15. ↑ (en) « The Sun and Stellar Structure » (consulté le ).

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

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