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Le Soleil L’évolution du Soleil (IV) Si nous connaissons de mieux en mieux la structure actuelle du Soleil, que pouvons-nous présager de son avenir ?[15]. Ainsi que nous en avons largement discuté dans l'introduction, la durée de vie du Soleil est estimée à quelque 10 milliards d’années, comptées entre le moment de sa formation au sein du nuage protosolaire et sa disparition comme étoile naine. Il a donc déjà parcouru la moitié de sa vie.
Durant les trois prochains milliards d’années sa luminosité augmentera graduellement de 33%, l’augmentation de sa température superficielle accroissant son rayon de 13%. Bien avant d’arriver à ce stade, sa luminosité sera intolérable. On peut en effet considérer que durant les 600 millions d’années qui vont suivre sa luminosité augmentera de 10%, provoquant l’évaporation de la surface des mers. Les océans disparaîtront lorsque sa luminosité aura atteint 40% de plus, ce qui devrait se produire d’ici 3.5 milliards d’années. Sur l’échelle des temps cosmiques cette catastrophe n’est pas très éloignée de nous. Entre-temps, d'ici un milliard d'années la Terre sera devenue une serre dont la température s'emballera au point de ressembler à Vénus. Si nous vivons encore sur Terre à cette époque et si ce n'est déjà fait, il sera grand temps d'envisager de coloniser Mars ou quelques astéroïdes de la Ceinture. Le véritable cataclysme solaire surviendra beaucoup plus tard. Dans 4.8 milliards d’années les réserves centrales d'hydrogène du Soleil seront épuisées; son coeur alors stabilisé contiendra de l’hélium et des éléments plus lourds. Durant 1.6 milliards d’années sa structure interne s’épaissira, portant sa luminosité à 2.2 fois celle qu’il a aujourd’hui. Cent millions d’années plus tard, ce qui nous porte dans 6.5 milliards d'années, le Soleil aura alors une réaction surprenante : en accord avec la loi des gaz parfaits, la contraction du noyau provoquera une élévation substantielle de la température et de la pression qui déclenchera la fusion de l’hydrogène dans les couches supérieures jusque là épargnées. Cette chaleur provoquera une dilatation démesurée de son enveloppe et sa luminosité augmentera rapidement. Ce processus transformera physiquement le Soleil. Sa surface gonflera rapidement sur une période de 700 millions d’années et il deviendra dix mille fois plus volumineux qu’aujourd’hui; son rayon décuplera. A lire : Une façon de vivre propre aux étoiles
Durant cette phase instable l'atmosphère supérieure étant très éloignée de l'influence des forces gravitationnelles, le milieu se raréfie et se dissipe dans l'espace. Le Soleil s'entourera alors d'un halo riche en éléments enrichis par la transformation de l'hydrogène et de l'hélium en éléments plus lourds. Au bout d’un milliard d’années, les effondrements successifs auront provoqué une augmentation de la pression et de la température au coeur du Soleil. La température centrale atteindra 100 millions de degrés et là où l’Univers primordial n’avait pu franchir la fusion de l’hélium, l'étoile a réussi. Il est vrai que cet astre dispose de millions d’années pour réunir par hasard les hélions alors que l’on n’accorda pas plus de trois minutes à l’Univers primordial, l’expansion de l’Univers ayant éparpillé tous ses enfants endéans ce temps. Le Soleil commencera lentement à brûler l’hélium qui entoure son coeur. L’énergie libérée va transformer les atomes d'hydrogène non encore employés dans les couches superficielles de son atmosphère, provoquant une réinitialisation de l’étoile. La fusion de l'hélium est tellement rapide qu'on l'a baptisée le "flash de l'hélium". Cette réaction est instable il lui faudra 160 millions d’années pour retrouver son calme. Le Soleil devrait connaître 5 flashes d’hélium successifs après lesquels il tentera de se stabiliser, provoquant une nouvelle contraction du noyau pour éviter d'exploser.
Le Soleil étant une petite étoile de masse très faible, les astrophysiciens estiment qu'après être passé par le stade de géante rouge et connu les flashes de l’hélium, il retrouvera une certaine jeunesse. Après s'être dilaté jusqu'à l'orbite terrestre sa taille diminuera à nouveau, il deviendra moins chaud et retrouvera un léger hâle jaune-orangé. A ce stade le Soleil aura perdu quelque 28% de sa masse. Mais son insouciance fera long feu. Le cycle proton-proton, essentiel à son activité, sera rapidement privé de combustible dans le noyau, aussi la fusion de l’hélium se poursuivra dans les couches périphériques avec pour conséquence de gonfler démesurément l’enveloppe du Soleil.
Le transport de l'énergie Comment le Soleil dissipe-t-il son énergie ? Son atmosphère est-elle homogène ou y a-t-il des zones de gradients ? Ces questions ont soulevé bien des controverses depuis le développement de l'astrophysique solaire. Les astronomes ne savent pas encore précisément comment le Soleil transporte son énergie vers la surface. On sait toutefois que sa structure répond à l'état de la matière et aux processus qui se développent dans son noyau. Pour
assurer son équilibre, à l’image d’une bouilloire, le Soleil est obligé
de libérer l'énergie qu'il produit dans son noyau. Ce rayonnement se propage
jusqu'à la surface et se dissipe dans l'espace. Cette fonction de
"ventilation" est très importante car si la chaleur interne ne
pouvait s'échapper, la pression interne augmenterait et le Soleil exploserait
rapidement. Cette chaleur doit donc être dissipée et si possible sans faire
obstacle au développement du Soleil, c'est-à-dire sans contraindre les réactions
thermonucléaires. Ainsi que nous en rediscuterons un peu plus loin, cette énergie
est transportée selon deux modes : - Le transport par rayonnement, qui est un processus par lequel l'énergie centrale est transformée par les successions d'émissions et d'absorptions atomiques à mesure qu'elle monte vers la surface. L'énergie est ainsi diffusée sur tout le spectre. Ce mode de transport se développe dans la zone radiative qui s'étend entre la limite du noyau et la couche interface située à la base de la zone convective, soit entre 25 et 74% de la distance du centre à la surface solaire. Dans cette zone de radiation règne un calme plat fort différent de l'activité convective qui règne au-dessus En théorie le libre parcours moyen d’un photon dans le noyau est de quelques millimètres. C’est ce qui explique pourquoi le rayonnement émis par la surface solaire s'est formé il y environ deux millions d'années au centre de l'étoile dans les mécanismes de fusion précités et ne s’échappe qu'aujourd'hui de son atmosphère à travers de multiples processus de transferts d'électrons à électrons. Seul le neutrino ne subit pas l'influence des forces électromagnétiques et gravitationnelles et parvient à la surface du Soleil à la vitesse de la lumière, environ deux secondes après son émission. Il faut ainsi 8 minutes et 2 secondes aux neutrinos pour arriver sur Terre. - Le transport par convection, qui assure également le transfert de l'énergie du noyau vers la surface. L’équipe de W.Fowler de Caltech estima que dans le modèle solaire, la distance à partir de laquelle le transfert d’énergie par convection dépassait le transfert par rayonnement se situait à 74.1% du rayon solaire (R¤), à un niveau de température encore proche de 2 millions de degrés[16]. Pourquoi cette zone présente-t-elle des mouvements convectifs et semble bouillir ? A partir de 0.86 R¤ et dans une zone large de 100000 km environ la température est suffisamment "froide" pour que les ions lourds (tels le carbone, azote, oxygène, calcium et fer) retiennent quelques uns de leurs électrons. Ce phénomène rend la matière solaire plus opaque ce qui a pour conséquence de piéger la chaleur et de ralentir la progression du flux d'énergie ascendant. Le milieu devient plus dense et absorbe plus facilement l'énergie. Ici le gaz est déjà 10 fois plus froid que dans la zone interface et atteint 500000°C. A présent l'énergie voit son parcours semé d'embûches, nous sommes dans la zone de convection dans laquelle les courants transportent rapidement la chaleur vers la surface. Mais à mesure qu'ils montent les fluides s'étendent et ils se refroidissent, si bien que les mouvements convectifs sont interrompus et le rayonnement ne peut atteindre la surface et se dissiper. Le plasma a donc tendance à s'enfoncer dans la zone de convection. Plus haut encore, lorsque la température est suffisamment basse pour que l'hydrogène et l'hélium se recombinent avec les électrons libres, l'énergie est piégée dans les atomes. Le gaz n'absorbe pas le rayonnement mais au contraire il ralentit le refroidissement ce qui provoque une amplification des mouvements convectifs. La convection s'entretient tant que le gaz est plus chaud que le milieu ambiant et la densité suffisante pour absorber l'énergie. Ces mouvements convectifs s'étendent jusqu'à la photosphère, la surface visible du Soleil en lumière blanche. Dans un processus similaire au développement des cellules de Bénard, des nuages cumuliformes ou de l'huile que l'on chauffe sur une plaque, ces mouvements convectifs se rassemblent pour former des cellules que l'on peut décrire comme une juxtaposition de petits tubes convectifs. Ils apparaissent dans la photosphère sous la forme de petits "grains de riz" que l'on appelle la "granulation". Cela nous conduira à décrire cette première enveloppe gazeuse, la photosphère visible en lumière blanche et les niveaux qui l'entourent, la chromosphère, siège des émissions de l'hydrogène alpha ainsi que la couronne source de ses émissions de rayons X. Prochain chapitre
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