QUEST CE QUE LE SOLEIL ? Le Soleil nest pas si unique quil y paraît. Cest une étoile comme il en...
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QU’EST CE QUE LE SOLEIL ? Le Soleil n’est pas si unique qu’il y paraît. C’est une étoile comme il en existe tant d’autres. Mais qu’est-ce qu’une étoile ? Un équilibre instable ! Pour simplifier, une étoile est une énorme boule de gaz chaud (c’est ce qu’on appelle le « plasma ») (essentiellement de l’hydrogène: 90%). Elle doit conserver un équilibre. Par exemple, le Soleil n’a presque pas évolué depuis 5 milliards d’années. Généralement, nous imaginons une boule de gaz comme une masse qui a tendance à se disperser, à occuper tout l’espace. Au contraire le gaz d’une étoile, loin de s’éparpiller, reste confiné dans un volume bien déterminé. C’est là qu’intervient le qualificatif « énorme ». En effet, plus un astre est massif, plus sa gravitation est grande. La gravitation d’une étoile est donc telle que chaque atome est attiré vers le centre et assure la cohésion du gaz. Si toutes les particules de l’étoile sont attirées au centre, pourquoi l’étoile ne se contracte-t-elle pas ? Là intervient le qualificatif « chaud ». De la chaleur, c’est-à-dire de l’énergie, est fabriquée au centre d’une étoile. Comment ? Grâce à cette même gravitation qui comprime l'hydrogène. Or, lorsqu'on comprime un gaz, celui-ci se réchauffe car ses atomes s’agitent. Mais il arrive un point où les atomes d'hydrogène sont tellement agités qu'au lieu de rebondir les uns sur les autres, ils fusionnent pour donner de l'hélium. Lors de cette fusion thermonucléaire, une grosse quantité d'énergie est dégagée qui compense l'action de la gravité. Cette énergie se propage vers la surface et parvient à supporter le poids de l’étoile. On appelle cette force pression de radiation. Parvenue à la surface, l’énergie s’évacue sous forme de rayonnement. L'étoile reste stable la majorité de sa vie (pendant 90% de son existence, soit jusqu’à 10 milliards d’années pour le Soleil) parce que la puissance nucléaire dégagée en son cœur compense la force de gravitation. La vie d’une étoile est donc un combat permanent pour lutter contre son propre poids. Mais c’est un combat désespéré car un jour, cet équilibre se détériore, la gravitation triomphe et le cœur de l’étoile s’effondre sur lui-même. Le Soleil, une puissance colossale La conversion d’un kilogramme d’hydrogène en hélium fournit la même énergie que la combustion de 200 tonnes de charbon et alimenterait une ampoule de 100 watts pendant un million d’années. Or, dans des étoiles comme le Soleil, ce ne sont pas quelques kilos mais six cents millions de tonnes d’hydrogène qui chaque seconde se transforment en hélium. Ce débit colossal qui permet d’interrompre momentanément la contraction de l’étoile. La mort des étoiles peu massives Toute histoire qui parle de combustible s’achève dans la cendre et l’extinction. Lorsque l’hydrogène s’est épuisé en se transformant en hélium, le feu central perd son aliment principal et le cours paisible de la vie de l’étoile arrive à son terme (on peut dire qu'une étoile commence à « mourir » lorsqu'elle a brûlé environ 20% de son hydrogène). L’épuisement du carburant se traduit par une chute du débit des réactions thermonucléaires. L’équilibre entre gravitation et radiation est rompu en faveur de la première. L’étoile s’affaisse sous son propre poids et son cœur se contracte. L’hydrogène resté intact dans les couches supérieures commence à brûler et l’enveloppe de l’étoile, à l’inverse de son cœur, se dilate. Son volume finit par s’accroître d’un milliard. Ce faisant, l’étoile a changé de couleur, car en s’éloignant du cœur ses couches externes se sont refroidies. Elle est devenue une géante rouge. La mort du Soleil Le Soleil lui-même deviendra une géante rouge dans cinq ou six milliards d’années. Dès que son cœur aura brûlé l’hydrogène, notre étoile commencera à gonfler ; la petite planète Mercure, à soixante millions de km pourtant, sera vaporisée, l’atmosphère de Vénus sera soufflée, les océans de la Terre entreront en ébullition. Puis le Soleil se dilatera encore et ravagera la Terre. Le rayon maximal du futur Soleil dans sa phase de géante rouge atteindra presque les 150 millions de km de l’orbite terrestre ! Jean-Pierre Luminet, Suzie Maccario, Geoffrey Benoit YOHKOH
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QU’EST CE QUE LE SOLEIL ?
Le Soleil n’est pas si unique qu’il y paraît. C’est une étoile comme il en existe tant d’autres.Mais qu’est-ce qu’une étoile ?
Un équilibre instable !
Pour simplifier, une étoile est une énorme boule de gaz chaud (c’est ce qu’on appelle le « plasma ») (essentiellement de l’hydrogène: 90%). Elle doit conserver un équilibre. Par exemple, le Soleil n’a presque pas évolué depuis 5 milliards d’années. Généralement, nous imaginons une boule de gaz comme une masse qui a tendance à se disperser, à occuper tout l’espace. Au contraire le gaz d’une étoile, loin de s’éparpiller, reste confiné dans un volume bien déterminé. C’est là qu’intervient le qualificatif « énorme ». En effet, plus un astre est massif, plus sa gravitation est grande. La gravitation d’une étoile est donc telle que chaque atome est attiré vers le centre et assure la cohésion du gaz.
Si toutes les particules de l’étoile sont attirées au centre, pourquoi l’étoile ne se contracte-t-elle pas ? Là intervient le qualificatif « chaud ». De la chaleur, c’est-à-dire de l’énergie, est fabriquée au centre d’une étoile. Comment ? Grâce à cette même gravitation qui comprime l'hydrogène. Or, lorsqu'on comprime un gaz, celui-ci se réchauffe car ses atomes s’agitent. Mais il arrive un point où les atomes d'hydrogène sont tellement agités qu'au lieu de rebondir les uns sur les autres, ils fusionnent pour donner de l'hélium. Lors de cette fusion thermonucléaire, une grosse quantité d'énergie est dégagée qui compense l'action de la gravité. Cette énergie se propage vers la surface et parvient à supporter le poids de l’étoile. On appelle cette force pression de radiation. Parvenue à la surface, l’énergie s’évacue sous forme de rayonnement.
L'étoile reste stable la majorité de sa vie (pendant 90% de son existence, soit jusqu’à 10 milliards d’années pour le Soleil) parce que la puissance nucléaire dégagée en son cœur compense la force de gravitation.
La vie d’une étoile est donc un combat permanent pour lutter contre son propre poids. Mais c’est un combat désespéré car un jour, cet équilibre se détériore, la gravitation triomphe et le cœur de l’étoile s’effondre sur lui-même.
Le Soleil, une puissance colossale
La conversion d’un kilogramme d’hydrogène en hélium fournit la même énergie que la combustion de 200 tonnes de charbon et alimenterait une ampoule de 100 watts pendant un million d’années. Or, dans des étoiles comme le Soleil, ce ne sont pas quelques kilos mais six cents millions de tonnes d’hydrogène qui chaque seconde se transforment en hélium. Ce débit colossal qui permet d’interrompre momentanément la contraction de l’étoile.
La mort des étoiles peu massives
Toute histoire qui parle de combustible s’achève dans la cendre et l’extinction. Lorsque l’hydrogène s’est épuisé en se transformant en hélium, le feu central perd son aliment principal et le cours paisible de la vie de l’étoile arrive à son terme (on peut dire qu'une étoile commence à « mourir » lorsqu'elle a brûlé environ 20% de son hydrogène).
L’épuisement du carburant se traduit par une chute du débit des réactions thermonucléaires. L’équilibre entre gravitation et radiation est rompu en faveur de la première. L’étoile s’affaisse sous son propre poids et son cœur se contracte. L’hydrogène resté intact dans les couches supérieures commence à brûler et l’enveloppe de l’étoile, à l’inverse de son cœur, se dilate. Son volume finit par s’accroître d’un milliard. Ce faisant, l’étoile a changé de couleur, car en s’éloignant du cœur ses couches externes se sont refroidies. Elle est devenue une géante rouge.
La mort du Soleil
Le Soleil lui-même deviendra une géante rouge dans cinq ou six milliards d’années. Dès que son cœur aura brûlé l’hydrogène, notre étoile commencera à gonfler ; la petite planète Mercure, à soixante millions de km pourtant, sera vaporisée, l’atmosphère de Vénus sera soufflée, les océans de la Terre entreront en ébullition. Puis le Soleil se dilatera encore et ravagera la Terre. Le rayon maximal du futur Soleil dans sa phase de géante rouge atteindra presque les 150 millions de km de l’orbite terrestre !
Jean-Pierre Luminet, Suzie Maccario, Geoffrey Benoit
YOHKOH
