wLe Soleil 13 wLe Soleil - CEA

6 w NOTRE ÉTOILE“Le déséquilibre de températurequi existe au sein du Soleil crée lerayonnement.”Étape n° 1Transformation de l’hydrogène en hélium dans le Soleilw NOTRE ÉTOILE 7DeutériumPositron: e +Neutrino: νéquilibre l’action de la gravité. Si elle venaitbrutalement à s’annuler, le Soleil s’effondreraitcomplètement sur lui-même en à peine troisminutes!QU’EST-CE QUI FAIT BRILLERLE SOLEIL?Nous avons tous constaté qu’un gaz comprimés’échauffe: il suffit de gonfler énergiquementune chambre à air et de toucher ensuite l’extrémitéde la pompe à vélo pour s’en apercevoir.La matière stellaire est donc d’autant pluschaude que sa profondeur est grande, puisqu’elleest comprimée par la masse des couches qui0Températures et densitésau sein du Soleil160000344000Densité (g/cm 3 ) 00,071,32,0Température (K)13515 millions515000690000Profondeur (km)7 millions3 millions1,5 million6000pèsent dessus et agissent comme un piston.Ainsi, plus on s’enfonce vers le cœur de l’étoile,plus la pression augmente et plus il fait chaud:la pression au cœur du Soleil est égale à 200 milliardsde fois la pression atmosphérique terrestreet la température centrale est d’environ15 millions de degrés. Avec une températurede surface frôlant les 6000 °C, le Soleil estdonc le siège d’un fort contraste de températurerésultant de sa propre gravité. Ce déséquilibrede température engendre un transfertde chaleur qui, prélevant l’excès de la régionchaude pour le céder à la région froide, tend àl’uniformiser. Affleurant enfin à la surface, ceflux d’énergie thermique s’échappe sous formede rayonnement puis se dilue dans l’espace interplanétaire:le Soleil brille!QUELLE ÉNERGIE!L’énergie rayonnée doit bien être prélevéequelque part : en effet, « Rien ne se perd, rienne se crée, tout se transforme », disait, il y adeux cents ans, le grand chimiste Antoine deLavoisier (1743-1794). Cette affirmation estapplicable à la thermodynamique.Branche de la physique qui étudie tousles phénomènes dans lesquelsinterviennent des échanges thermiques.Alors, commentle Soleil entretient-ilsa chaudière?En effet, s’il se contentait d’émettrepassivement sa chaleur sous forme de rayonnementénergétique, il se refroidirait inexorablementet s’éteindrait. Or sa longévité prouvequ’il doit compenser l’hémorragie lumineuse;nous savons aujourd’hui de quelle façon.Étape n° 2Étape n° 3C’est le physicien Jean Perrin qui, en 1921,a donné une explicationen proposant fut l’un des promoteurs deJean Perrin (1870-1942)la théorie atomique et obtintcomme source de productiond’énergie lesle prix Nobel de physiqueen 1926 pour ses travaux surla structure de la matière.réactions nucléaires,c’est-à-dire les réactions se produisant entreles noyaux des atomes.Cette idée a été proposée et développéequelques années plus tard par l’AllemandHans Bethe qui décrivit explicitement lesréactions nucléaires se produisant au cœurdu Soleil. Le physicien a montré que, pendantla majeure partie de sa vie, l’étoile s’accommodede sa constante perte d’énergie enHélium 3Hélium 4Rayonnement gammaProtonNeutronComme toute étoile, le Soleil est un gigantesque réacteur nucléaire. En son cœur, des réactions nucléaires de fusiontransforment l’hydrogène en hélium en libérant de l’énergie. La température centrale du Soleil est de 15 millions dedegrés et la densité est cent cinquante fois celle de l’eau (150 g/cm 3 ).La transformation de l’hydrogène en hélium est complexe, en voici les étapes les plus courantes :• Première étape: deux protons interagissent pour former un deuton (noyau de deutérium). Au cours de ce processus, unproton est transformé en neutron en émettant un positron ou électron de charge positive et un neutrino, particule de lamême famille que l’électron transportant de l’énergie, mais de masse encore inconnue et très faible.• Deuxième étape: un deuton se combine avec un proton pour former de l’hélium 3 en libérant de l’énergie sous la formed’un rayonnement gamma (ou photon).• Troisième étape: deux noyaux d’hélium 3 fusionnent pour former de l’hélium 4 en éjectant deux protons.puisant dans sa réserve énergétique nucléaire.Dans les régions centrales du Soleil, plusdenses et plus chaudes, des réactions defusion transforment quatre noyaux d’hydrogèneRéaction nucléaire parlaquelle deux noyauxlégers se combinent pourformer un noyau plus lourd.Elle s’accompagne d’uneforte libération d’énergie.(protons) en un noyaud’hélium 4 He, élémentqui est particulièrementstable, et libèrent uneénergie compensantcelle qui s’échappe par la surface. Cetteénergie est émise et transportée sous la formede photons (particules fondamentales sansmasse ni charge électrique) et de neutrinos(particules de masse très faible et de chargenulle).De l’étoile à l’énergie domestique13 w Le SoleilDe l’étoile à l’énergie domestique13 w Le Soleil