Pourquoi le Soleil Brille-t-il ?

Par quels phénomènes le soleil émet de la lumière ?

C’est ce que nous allons voir dans ce court article.

Bonne exploration ! ?

Comment le soleil brille-t-il ?

Le Soleil, ou toute autre étoile d’ailleurs, « brille » ou « brûle » grâce à un processus de fusion thermonucléaire, et non grâce à une réaction chimique comme l’éclairage artificiel sur notre planète.

Comme le Soleil est très massif, il a une grande gravité et son noyau est soumis à d’énormes niveaux de pression et de chaleur. Cette pression et cette chaleur sont si élevées dans le noyau du Soleil (environ 15 millions de °C) que les protons des atomes d’hydrogène qui composent en grande partie le Soleil entrent en collision les uns avec les autres à une vitesse suffisante pour qu’ils se collent ou « fusionnent » pour créer des noyaux d’hélium. Il faut effectivement que quatre noyaux d’hydrogène fusionnent pour produire un noyau d’hélium, bien qu’il s’agisse en réalité d’un processus plus compliqué en trois parties (de l’hydrogène au deutérium, du deutérium à l’hélium-3 et de l’hélium-3 à l’hélium).

Cependant, la masse nette des noyaux d’hélium fusionnés est en fait légèrement inférieure à la somme des masses des atomes d’hydrogène qui les composent, et cette minuscule quantité de masse perdue est convertie en une énorme quantité d’énergie, selon la relation d’équivalence masse-énergie E = mc². Pour donner une idée de l’ampleur de ce processus, chaque seconde de chaque jour, notre Soleil convertit environ 700 millions de tonnes d’hydrogène en environ 695 millions de tonnes d’hélium. Les 5 millions de tonnes manquantes sont converties en une énergie équivalente à la détonation d’environ 100 milliards de bombes d’une mégatonne, soit deux cent millions de fois le rendement explosif de toutes les armes nucléaires ayant jamais explosé sur Terre. Et cela se produit chaque seconde.

Le processus de fusion libère donc d’énormes quantités d’énergie, d’abord sous forme de photons de rayons gamma, qui traversent l’intérieur du Soleil par une combinaison de rayonnement et de convection, et sont ensuite rayonnés dans l’espace sous forme d’énergie électromagnétique, y compris la lumière visible. Ce processus émet également un rayonnement de particules, connu sous le nom de « vent stellaire », un flux constant de particules chargées électriquement, telles que des protons libres, des particules alpha et des particules bêta, ainsi qu’un flux constant de neutrinos. C’est la pression interne de ce processus de fusion nucléaire qui empêche le Soleil de s’effondrer davantage sous l’effet de sa propre gravité (état d’équilibre hydrostatique).

L’hydrogène est de loin l’élément le plus courant dans le Soleil (et dans l’univers dans son ensemble) et l’hélium est le deuxième élément le plus courant. Une étoile passe la majeure partie de sa vie, appelée phase de « séquence principale », à fusionner l’hydrogène en hélium, mais, dans les étoiles plus grandes et plus chaudes, l’hélium qui s’accumule dans le noyau devient de plus en plus comprimé et chaud jusqu’à ce que les atomes d’hélium commencent à fusionner pour former de l’oxygène et du carbone. Ces étoiles créent donc continuellement des éléments plus lourds à partir des moins lourds : l’hélium à partir de l’hydrogène, l’oxygène à partir de l’hélium, et ainsi de suite. Cependant, même dans les plus grandes étoiles, ce processus s’arrête à l’élément ultra-stable qu’est le fer, qui ne fusionne pas facilement pour former des éléments plus lourds. À ce moment-là, la pression interne de la gravité prend le dessus, écrasant le noyau et entraînant une explosion de supernova et la création d’une étoile à neutrons ou d’un trou noir.

 

En espérant que ces informations vous ont permis d’en apprendre plus sur notre soleil.

À très bientôt chez Le Petit Astronaute !

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