Le soleil : généralités

Le Soleil est une étoile située à 149 597 870 km (soit 1210 rayons terrestres) de la Terre.

Les dernières estimations remontent à 4,6 milliards d'années sa naissance : le soleil s'est formé environ 100 millions d'années avant la Terre.

Comme la plupart des étoiles, le soleil est entièrement composé de gazs : ces gazs sont en grande majorité l'hydrogène et l'hélium.

1 ) Atome et nuage électronique
2 ) La décomposition de l'atome d'hydrogène en hélium
3 ) Les réactions nucléaires au sein du soleil

1 ) Atome et nuage électronique

Le soleil est une matière, c'est-à-dire constitué d'atomes qui s'associent par des liaisons (covalentes, ioniques, hydrogène, etc...).

Il existe un peu moins d'une centaine d'éléments différents existant à l'état naturel.

Les atomes subissent une énergie cinétique d'au moins 40 eV (electron-Volt) au sein du soleil : les atomes sont alors "cassés", ce qui laisse apparaître les électrons et les noyaux.

En effet, le noyau constitue l'atome , il peut lui aussi être "cassé" lors de collisions avec des objets : c'est la radioactivité.

Autour du noyaux (environ 1 femtomètre = 10^-15m), un nuage électronique est présent dont les dimensions n'excèdent pas quelques angström (1 Angström = 10^-10m).

Le nuage électronique est constitué d'électrons : ces électrons sont des particules de petites masses (m = 9,109.10^-31 kg) et de charge négative (qe = -e = -1,6.10^-19 C).

Leur nombre constitue le numéro atomique de l'atome.

Or, d'après la loi de Coulomb, en considérant les électrons comme des charges ponctuelles, les électrons se repoussent et sont abimés par le noyau.

Un électron célibataire (ou de valence) a une charge Ze - (Z-1)e = e.

D'où l'apparition d'une force qui maintient la "liaison" entre l'électron célibataire et le noyau.

Pour aller plus loin dans la description du nuage électronique, il faut faire appel à des notions de mécanique quantique.

Quant au noyau, il a deux constituants : le neutron et le proton.

Le neutron est une particule de masse mN = 1,67.10^-27 kg dépourvu de charge électrique.

Dans la nature, la radioactivité fait qu'il se décompose pour donner un proton et un électron.

Le proton est une particule de masse mp = 1,67.10^-27 kg et de charge positive qp = -e.

Le nombre de protons s'appelle le nombre de charge, Np.

Le nombre de nucléons s'intitule le nombre de masse, A.

Comme les atomes sont électriquement neutres; le nombre de protons, Np, est égal au numéro atomique, Z.

En résumé, quelques chiffres :

Nous pouvons nous poser la question suivante : comment se décompose l'atome d'hydrogène dans le soleil ?

2 ) La décomposition de l'atome d'hydrogène en hélium

Pour décomposer cet atome, il faut lui fournir une énergie, El, qui est l'énergie de liaison :

El = (M - Matome) c²

M : somme des masses des constituants d'un noyau.

Matome : masse d'un atome.

c : la vitesse de la lumière dans le vide.

C'est une énergie potentielle que renferme le système {noyau, ses éléments constitutifs}lorsqu'il est décomposé en une somme de nucléons : c'est une énergie qui est, au final, perdue par le système.

Dans le cadre de l'hydrogène, on s'intéressera à son énergie d'ionisation (équivalente à l'énergie de liaison) : il s'agit d'extraire un électron isolé dans un potentiel de charge e (comme on l'a vu dans la nuage électronique).

Du coup, la masse du proton devient infini ce qui signifie que l'atome d'hydrogène serait isolé : le système {proton, électron} verrait son centre d'inertie immobile dans un repère galiléen.

3 ) Les réactions nucléaires au sein du soleil

Des réactions nucléaires se produisent donc au sein du Soleil.

Petit rappel : la radioactivité naturelle a été découverte par Henri Becquerel en 1896.

Au sein du soleil, seul la radioactivité de type alpha nous intéresse : en l'occurrence, le noyau de l'hydrogène est instable c'est-à-dire avec un nombre de masse A nettement supérieur à 150.

D'où l'émission d'une particule alpha (Hélium) dans la réaction de décomposition de l'hydrogène :

Lors de cette réaction, une énergie Q apparaît.

Cette énergie fait que la température atteint 15,5 millions de degrés au cœur du soleil.

Autour de ce cœur, le gaz est fortement ionisé.

Les réactions de fusion produisent des photons qui transportent par diffusion cette énergie dans la zone radiative (500 000 km).

Dans la zone qui l'entoure, convective (200 000 km), la couche est nettement plus opaque : des mouvements de convection s'y produisent ce qui freinent sensiblement voire bloquent la progression des photons.

Les photons restant se retrouvent dans la Photosphère : diverses énergies s'appliquent sur les photons ce qui produit la lumière que nous recevons sur la Terre.

Les modèles d'aujourd'hui ne prennent en compte que les notions de Physique atomique et la radioactivité alpha, ce qui est peu : pourtant, c'est l'étoile que nous connaissons la mieux.

Or, l'incorporation dans les modèles des taches solaires, des protubérances, de la rotation de l'étoile et de son champ magnétique (interne et externe) permettent de mieux comprendre la dynamique des fluides et celle des plasmas : dans le cas où l'activité solaire est intense et les fluctuations du champ magnétique importantes, ce type de modèle améliorera la visibilité sur la variabilité du rayonnement solaire.

Quand on sait que le rayonnement solaire influe sur le climat (distance Terre-Soleil, effet de serre), le modèle nous dira dans quelles proportions.

Cependant, il faut intégrer un nombre important de paramètres dans ce modèle : si les progrès se font comme ils le sont actuellement, d'ici quelques années, il y aura un modèle avec une certaine fiabilité.

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