Ce qui se passe à l’intérieur du Soleil

Si le Soleil était un feu de camp, il se serait consumé depuis longtemps: la combustion chimique libère bien trop peu d’énergie par gramme. Une quantité de combustible de la taille du Soleil se consumerait en quelques milliers d’années. Or le Soleil a environ 4,6 milliards d’années, et il a déjà parcouru environ la moitié de sa vie.

C’est autre chose qui est à l’œuvre. Le poids des couches externes comprime le centre, jusqu’à rendre la matière environ 150 fois plus dense que l’eau, avec une température d’environ 15 millions de degrés. En plusieurs étapes, des noyaux d’hydrogène s’assemblent pour former un noyau d’hélium, légèrement plus léger que la somme des noyaux initiaux. La différence se transforme en énergie lumineuse: environ quatre millions de tonnes par seconde cessent d’être de la matière.

Le processus est lent. Les protons ont la même charge et se repoussent, et même 15 millions de degrés ne suffisent pas à les faire entrer directement en collision: la fusion se produit par effet tunnel quantique, c’est-à-dire à la faveur d’une rare coïncidence. En moyenne, un proton attend des milliards d’années avant de réagir. C’est pourquoi le Soleil ne s’embrase pas d’un coup, mais brille régulièrement.

Un mètre cube du noyau solaire libère en moyenne environ 276 watts, du même ordre de grandeur qu’un tas de compost. Le Soleil est éblouissant non pas à cause de la puissance en un point donné, mais à cause de sa taille: il contient tellement de mètres cubes de ce type qu’ils forment ensemble une étoile.

Ensuite, l’énergie doit gagner l’extérieur. Le noyau occupe environ un quart du rayon, au-dessus se trouve la zone radiative, qui s’étend jusqu’à 70% du rayon, et le tiers externe est convectif. En chemin, la température baisse presque 3 000 fois.

La structure des couches n’est pas due au hasard. Tant que la matière est transparente, le rayonnement transporte la chaleur. Plus près de la surface, le gaz se refroidit et devient opaque, le rayonnement ne peut plus passer: c’est alors le gaz lui-même qui se déplace. Le gaz chaud monte, le gaz refroidi descend. De l’extérieur, on voit une structure granuleuse: chaque «granule» mesure environ 1 000 kilomètres de diamètre et dure environ dix minutes.

Un photon gamma provenant du noyau est presque immédiatement absorbé puis réémis, des milliards de fois, à chaque fois dans une direction aléatoire. Les estimations du temps nécessaire à l’énergie pour atteindre la surface varient: de quelques milliers à quelques centaines de milliers d’années. Les 150 millions de kilomètres restants jusqu’à la Terre, la lumière les parcourt en 8 minutes 20 secondes.

Personne n’a regardé à l’intérieur, mais deux méthodes indirectes existent. Les neutrinos naissent des mêmes réactions et n’interagissent presque avec rien: ils quittent le noyau en quelques secondes et atteignent les détecteurs sur Terre, comme un compte rendu direct du centre. Le Soleil émet aussi des sons: sa surface oscille, et l’analyse des fréquences permet de reconstituer la densité et la vitesse du son en profondeur.