SYSTÈME SOLAIREGÉNÉRALITÉSOn entend par « Système solaire » une famille de corps célestes formée par l'étoileSoleil et par une multitude de corps distribués autour d'elle.

SYSTÈME SOLAIRE GÉNÉRALITÉS On entend par « Système solaire » une famille de corps célestes formée par l'étoile Soleil et par une multitude de corps distribués autour d'elle. Dans le Soleil, qui a un diamètre de 1 390 000 km environ (plus de cent fois supérieur à celui de la Terre), se concentre 99,95 % de la matière de tout le système. C'est pourquoi il exerce une force de gravité prépondérante sur tous les corps qui l'environnent. Ces derniers tournent autour de lui suivant des orbites elliptiques. Parmi tous ces corps, les plus grands sont les 9 planètes. Elles se trouvent dans un rayon de 6 milliards de kilomètres, soit 39 UA environ, de l'astre central. Un ou plusieurs satellites tournent autour de la plupart des planètes. Les satellites connus jusqu'ici sont une cinquantaine. Il est d'usage de subdiviser les planètes en deux catégories : les planètes internes ou telluriques (ainsi nommées parce que leur constitution est semblable à celle de la Terre), qui se trouvent de 0,38 à 1,52 UA du Soleil ; et les planètes externes, ou joviennes (ainsi nommées parce qu'elles ressemblent à Jupiter), qui se trouvent entre 5,20 et 39,44 UA du Soleil. Entre ces deux familles de planètes, il y a un espace occupé par une grande quantité de corps mineurs : les astéroïdes ou petites planètes. Les planètes internes sont au nombre de quatre. Ce sont, par ordre de distance croissante du Soleil, Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Elles se caractérisent par leurs dimensions modestes, de 5 000 à 13 000 km de diamètre, une croûte solide, un noyau central métallique, et une atmosphère plus ou moins raréfiée. La masse volumique (densité) de ces planètes est comprise entre 3,9 et 5,5 g/cm3. Leurs périodes de révolution autour du Soleil varient de 88 jours (Mercure) à 687 jours (Mars). Les planètes externes elles aussi sont au nombre de quatre. Ce sont, par ordre de distance croissante du Soleil, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Elles se caractérisent toutes par leur grande dimension, de 50 000 à 140 000 km de diamètre, par une composition généralement gazeuse et par l'absence de croûte solide en surface. Leur masse volumique (densité) est comprise entre 0,7 et 1,7 g/cm3. La période de révolution autour du Soleil de ce deuxième groupe de planètes varie de 11,86 années (Jupiter) à 164,77 années (Neptune). Pluton, la neuvième planète et la plus éloignée, bien qu'elle se trouve dans la zone des planètes externes, a des dimensions assez modestes, comparables à celles de la Lune. Son orbite aussi est anormale à cause de sa forte excentricité et de son inclinaison importante par rapport à celle des autres planètes. D'après certains astronomes, Pluton pourrait être un satellite s'étant échappé de l'attraction gravitationnelle de Neptune. Cependant, depuis la découverte de Charon, en 1978, gros satellite de Pluton, cette hypothèse est tombée dans l'oubli car il paraît désormais difficile que deux corps se soient échappés en même temps de l'attraction plutonienne. La période de révolution de Pluton est de 247,7 années. Quoique le Soleil fasse sentir sa force gravitationnelle jusqu'à 166 000 UA, les planètes connues sont concentrées à des distances très inférieures. On se demande par conséquent s'il existe d'autres corps de grandes dimensions, qui 1 auraient échappé jusqu'ici à nos observations. La génération actuelle d'instruments astronomiques n'est pas en mesure d'identifier des corps de dimensions planétaires aux confins du domaine gravitationnel du Soleil. Les astronomes pensent que, s'il y avait une autre planète au-delà des orbites de Neptune et de Pluton, celle-ci pourrait être découverte grâce aux perturbations induites par sa force d'attraction. Vers la fin des années 80, analysant les trajectoires des sondes interplanétaires Pioneer-10 et 11, un groupe de chercheurs de la NASA crut avoir découvert les indices de l'existence d'une dixième planète. On formula l'hypothèse d'un corps cinq fois plus grand que la Terre, tournant autour du Soleil suivant une orbite très elliptique, avec une période de révolution de mille ans environ. Mais jusqu'à présent, on n'a pas réuni d'éléments propres à conforter cette hypothèse. À part les neuf planètes, les autres sujets importants de notre Système solaire sont les satellites. On pense que certains de ces corps se sont formés en même temps que la planète autour de laquelle ils gravitent, tandis que d'autres auraient été piégés dans un deuxième temps. Les planètes ayant le plus de satellites sont Saturne, 18 satellites, et Jupiter, 16. La Terre n'en possède qu'un, la Lune. Mercure et Vénus n'en possèdent aucun. Certaines planètes, comme Saturne et Uranus, ne sont pas entourées seulement de satellites, mais aussi d'un système d'anneaux constitué d'une multitude de fragments solides de petite dimension : il s'agit peut-être de résidus de la matière originelle à partir de laquelle s'est formée la planète, ou bien de résidus d'un satellite qui s'est trop approché de la planète, et qui a été détruit par les forces de marée. Enfin, il existe une classe, assez nombreuse, de corps mineurs du Système solaire, qui orbitent dans l'espace compris entre les planètes ou au-delà de l'orbite de la dernière planète connue. Suivant leur nature, ces corps sont appelés astéroïdes (ou petites planètes), comètes ou météorites. Les astéroïdes sont des corps solides de petite dimension, 1 000 km au maximum, qui occupent généralement l'espace compris entre les orbites de Mars et de Jupiter. Les comètes sont des conglomérats de roches et de glace « sale » (glace d'eau, d'ammoniac, de méthane...) ; leur diamètre n'est que de quelques kilomètres. Elles sont disséminées un peu partout dans le Système solaire, mais il existe des preuves importantes touchant l'existence d'une zone de comètes située aux confins du domaine gravitationnel du Soleil, contenant 100 milliards environ de ces corps et appelée « nuage de Oort », du nom de l'astronome qui a formulé l'hypothèse de son existence. Les météorites sont de petits fragments pierreux ou métalliques, dont les dimensions peuvent aller de plusieurs dizaines de mètres à quelques millimètres, qui se trouvent un peu partout au sein de l'espace interplanétaire. Elles sont attirées par les planètes, sur lesquelles elles tombent souvent, creusant des cratères quand elles percutent une croûte solide. Dans le cas de la Terre et des autres planètes entourées d'une atmosphère, les météorites se consument partiellement ou totalement par suite du frottement dû à la résistance de l'atmosphère. ORIGINE ET ÉVOLUTION Les observations disponibles à l'heure actuelle, bien qu'elles aient été accrues grâce à l'exploration directe des sondes spatiales, ne permettent pas encore de 2 formuler une théorie universellement admise sur l'origine et l'évolution du Système solaire. Cependant, parmi les nombreuses théories avancées, il en est une qui recueille la plupart des suffrages : il s'agit de la théorie qui associe la formation des planètes à la condensation de la nébuleuse de gaz et de poussières qui a donné naissance au Soleil. En voici une explication schématique : Les observations astronomiques ont montré que les étoiles se forment par suite de l'effondrement d'un nuage de matière interstellaire, formé essentiellement d'hydrogène (90 %) et d'hélium (10 %) et des traces d'autres éléments chimiques. Une contraction associée à une augmentation de la température, peut être provoquée par des instabilités internes au nuage ou bien par l'onde de choc due à l'explosion d'une supernova voisine. La formation des étoiles réside dans les bras spiraux des galaxies, régions où se concentrent les gaz et les poussières interstellaires. Là, il y a 4,6 milliards d'années environ, d'après l'âge estimé du Soleil, se seraient produites les instabilités qui ont conduit à l'effondrement gravitationnel du nuage qui a donné naissance à notre Soleil. Ce nuage de gaz et de poussières commença à se concentrer autour d'un centre de gravité. Dans la zone centrale, en raison de l'augmentation rapide de la pression et de la température, les conditions nécessaires pour l'amorce des réactions thermonucléaires furent réunies : le Soleil démarra son évolution. Les poussières du nuage, mêlées aux gaz résiduels, formèrent un disque de faible densité autour du centre : le disque planétaire. Par un processus de condensation et de coagulation des particules, se formèrent les planétoïdes, c'est-à-dire les ébauches des planètes actuelles. Naturellement, les températures étaient différentes d'un point à l'autre : très élevées près du Soleil naissant, et très basses dans les zones plus lointaines. Par conséquent, près du Soleil, les substances volatiles s'évaporèrent, tandis que les substances et les composés plus lourds se condensèrent ; tandis que dans les zones les plus éloignées, au contraire, les substances volatiles restèrent en grande quantité. Cela expliquerait la composition différente des planètes telluriques, qui sont solides, et des planètes géantes (joviennes), qui sont à dominante gazeuse. À l'intérieur de chaque planète, la chaleur développée par la contraction de la matière et par la radioactivité naturelle des éléments entraîne des processus de fusion et de différenciation chimiques : les matières les plus lourdes se rassemblent dans le noyau ; les matières les plus légères dans les couches périphériques. Les masses des planètes, beaucoup plus modestes que celles du Soleil, ne permettent pas le développement de pressions et de températures assez élevées pour activer des processus de fusion thermonucléaire. Seul Jupiter semble s'être approché de cette condition critique : si sa masse avait été 100 fois plus grande, cette planète aurait pu déclencher les réactions de fusion nucléaire comme le Soleil, et notre système aurait aujourd'hui deux étoiles. Au demeurant, les étoiles doubles sont assez répandues dans l'Univers. Dans les premières phases de son évolution, le Soleil, comme d'autres étoiles du même type, a traversé une période de turbulence pendant laquelle il a expulsé des quantités considérables de particules ainsi qu'un rayonnement intense, à une vitesse très élevée. Ce flux est appelé par les astronomes « vent de T-Tauri », du nom d'une étoile qui est en train de vivre une enfance très semblable à celle du Soleil. Le vent de T-Tauri, qui a duré des milliers d'années, a joué un rôle fondamental dans la disposition actuelle du Système solaire, poussant vers l'extérieur une bonne partie des résidus de matière, disséminés un peu partout. 3 L'ouragan s'est désormais calmé, mais il n'est pas encore terminé : est encore présent dans le vent solaire, un flux de protons et d'électrons qui, au niveau de l'orbite terrestre, a une vitesse moyenne de 400 km/s. L'élimination des principaux fragments restés dans le système planétaire nouveauné a été poursuivie par les mécanismes de capture gravitationnelle des différentes planètes, qui ont attiré vers elles les corps errants. C'est ainsi qu'elles se sont constituées. Certains corps, plus grands ont échappé à cette capture, mais non pas au pouvoir attracteur des planètes ; ils sont ainsi devenus des satellites (c'est de cette façon que la Terre aurait capturé la Lune). Tous les corps du Système solaire possédant une croûte rigide sont restés marqués pour toujours par ces événements : ils présentent en effet de nombreux cratères, traces de l'ancien bombardement. Seule la Terre, développant une atmosphère dense et un système complexe de rajeunissement géologique de la croûte, a effacé la plupart de ces cicatrices. On estime que, entre l'effondrement gravitationnel du nuage primordial et la formation du Soleil et du cortège planétaire, environ 100 millions d' années se sont écoulées. Cette dynamique permettrait aussi d'expliquer l'existence des astéroïdes et des comètes. En effet, après la fin des événements que nous venons de décrire, certains des matériaux du Système solaire, non encore utilisés, sont restés éparpillés dans l'espace. Du côté des planètes internes, entre les orbites de Mars et de Jupiter, il y avait de nombreux blocs solides. Du côté des planètes externes, au contraire, il y avait des conglomérats de glaces formés pour l'essentiel de gaz mêlés à des particules solides. Jupiter aurait joué un rôle déterminant pour le destin de ces deux groupes de résidus. En ce qui concerne le premier groupe, que les astronomes appellent astéroïdes ou petites planètes, les perturbations gravitationnelles de cette planète ont empêché le processus de coagulation qui les aurait transformées en une planète solide, gravitant entre Mars et Jupiter. En ce qui concerne le deuxième groupe, c'est-à-dire les noyaux des futures comètes, Jupiter aurait joué le rôle d'un expulseur gravitationnel, poussant peu à peu ce groupe loin des planètes, et l'isolant aux marges du champ gravitationnel solaire, dans le nuage de Oort. D'après une autre hypothèse, la formation des comètes n'a pas eu lieu à l'intérieur du Système solaire, mais à l'extérieur, dans le nuage de Oort, où elles semblent reléguées aujourd'hui. Suivant cette hypothèse, les comètes seraient constituées des plus petits fragments dont était formée la grande nébuleuse protosolaire. Par la suite, une grande quantité de ces fragments se serait coagulée sous l'effet de la gravitation aux marges du Système solaire en formation. LA DYNAMIQUE Les planètes du Système solaire et beaucoup de corps mineurs présentent, au point de vue dynamique, des régularités surprenantes. En effet, elles tournent autour du Soleil suivant des orbites elliptiques presque circulaires qui se trouvent plus ou moins sur le même plan que l'équateur solaire. Cela veut dire qu'un hypothétique observateur externe et lointain, placé sur ce plan, verrait les planètes et les autres corps mineurs comme s'ils étaient posés sur un grand disque. De surcroît, si on les observe d'un point éloigné au-dessus de l'hémisphère Nord de ce disque, toutes les planètes paraissent se mouvoir autour du Soleil dans la direction inverse des aiguilles d'une montre (ou directe, dans la terminologie astronomique). 4 Ce mouvement est appelé mouvement de révolution, qui correspond à l'année pour la Terre (rotation complète autour du Soleil). Les satellites également tournent pour la plupart autour de leurs planètes suivant des orbites qui coïncident avec les plans équatoriaux, et ils sont doués de mouvements directs. Les mouvements de rotation autour de leur axe de la plupart des planètes et de beaucoup de corps mineurs sont directs eux aussi. Parmi les planètes, Vénus et Uranus constituent une exception : elles tournent dans la direction des aiguilles d'une montre. Le cas de Pluton, la planète la plus lointaine du Système solaire, est controversé. Puisque il est à exclure que toutes ces concordances soient fortuites, les astronomes pensent en général que les régularités des mouvements sont l'héritage de la dynamique du nuage solaire primordiale depuis l'époque de sa coagulation. COSMOLOGIES ANCIENNES ET NOUVELLES La théorie qui explique l'origine du Système solaire à partir d'un nuage se rattache à des hypothèses scientifiques formulées pour la première fois aux XVIIe et XVIIIe siècles. C'est le savant et philosophe René Descartes qui, vers le milieu du XVIIe siècle, avança le premier l'hypothèse d'un disque tournant composé de gaz et de poussières, à partir duquel se seraient formées les planètes. Plus d'un siècle plus tard, cette idée fut reprise, moyennant quelques variantes, par le philosophe allemand Emmanuel Kant et, de façon indépendante, par l'astronome et mathématicien français Pierre Simon de Laplace. Ces premières théories, appelées monistes ramenaient l'origine du Système solaire à un seul élément, c'est-à-dire la nébuleuse protosolaire. Au cours du XIXe siècle, la théorie de la nébuleuse fut abandonnée au profit de théories dualistes, selon lesquelles le Système solaire provient de la collision du Soleil avec un autre corps céleste. Dans la première moitié du XXe siècle, les travaux des américains Th. Chamberlin et F. Moulton ainsi que des anglais H. Jeffreys et J. Jeans vinrent conforter cette hypothèse. Selon eux, une étoile, en passant près du Soleil, aurait causé d'énormes éruptions, accompagnées de l'expulsion de matière dans l'espace, et suivies de la formation des planètes. Mais les hypothèses dualistes n'ont pas résisté aux critiques. On a pu démontrer, en effet, que des fragments de matière solaire à une température élevée, au lieu de se condenser en planétoïdes, se disperseraient et tomberaient sur le Soleil. En outre, les probabilités d'une collision entre le Soleil et une autre étoile sont aujourd'hui considérées comme très faibles. Dans la seconde moitié du XXe siècle, on a assisté à un regain de faveur de l'hypothèse de la nébuleuse protosolaire, grâce aux nouvelles formulations qu'en ont données des savants de grande renommée, tels que C. von Weizsäcker, G. Kuiper, Hurey, Cameron, Safranov et d'autres. C'est devenu une théorie cohérente et conforme aux données observationnelles. En fait, les détails du processus de la formation des planètes ne sont pas clairs, mais les savants espèrent pouvoir recueillir dans les prochaines années des indices fondamentaux à partir des observations des planètes et des satellites réalisées avec des sondes spatiales, et à partir de l'analyse directe des astéroïdes et des comètes, qui constituent des résidus primordiaux restés inaltérés pendant plus de quatre milliards et demi d'années (voir cosmologie). 5 SOLEIL DONNÉES FONDAMENTALES Masse (g) Rayon (km) Densité moyenne (g/cm3) Constante solaire (watts/cm2) Magnitude absolue Magnitude apparente Température superficielle Température du noyau Luminosité (watts) Période de rotation 1,989 x 1033 6,960 x 105 1,410 0,137 + 4,83 - 26,74 5 770 K 15,3 x 106 3,83 x 1026 26,8 jours LA STRUCTURE Le noyau du Soleil Les deux éléments principaux qui constituent notre étoile sont deux gaz : l'hydrogène pour 73,5 %, et l'hélium pour 24,8 %. Les 1,7 % restants sont représentés par tous les autres éléments, y compris l'or. Le Soleil est donc une gigantesque boule de gaz enflammée, d'un diamètre de un million quatre cent mille kilomètres. Le centre du Soleil est constitué d'un noyau de matière très dense, d'un rayon d'environ 160 000 km. C'est dans cette zone que se produisent les réactions nucléaires. Dans le noyau se concentre 40 % de la masse solaire. Les énormes pressions exercées par les couches supérieures y portent l'hydrogène et l'hélium à une densité de 160 g/cm3. En guise de comparaison, rappelons que le plomb, l'un des éléments les plus denses présents sur la Terre, atteint à peine 11,35 g/cm3. La température du noyau central est énorme : 15 millions de degrés. Ce sont précisément ces conditions qui rendent possibles les réactions nucléaires dont résulte l'énergie solaire. Réactions nucléaires Dans la fournaise que constitue le centre du Soleil, les atomes d'hydrogène, ayant perdu leurs électrons, se sont transformés en ions : ils sont en pratique de simples protons. Par une réaction complexe, les noyaux d'hydrogène fusionnent ensemble pour former des noyaux d'hélium, composés de deux protons et de deux neutrons. Cette réaction de fusion thermonucléaire dégage une énorme quantité d'énergie. Voyons de quelle façon les choses se passent. Si nous mesurons la masse des quatre protons libres avant leur fusion, nous constatons qu'elle est de 4,0325 unités. Si nous la mesurons après, quand ils se sont transformés en un noyau d'hélium, nous découvrons qu'elle a diminué : 4,0039 unités. Une masse équivalant à 0,0286 unités a donc disparu. Cette masse, suivant la célèbre équation d'Einstein : E = mc2, s'est transformée en énergie. 6 Chaque seconde dans le Soleil, 564,5 t d'hydrogène sont converties en 560 t d'hélium, tandis que 4,5 t se transforment en énergie qui, sous la forme de rayons gamma, remontera lentement à la surface du Soleil, qui rayonnera dans le visible essentiellement,dans l'espace cosmique et parviendra, pour une part infime, sur la Terre. La fusion nucléaire des protons n'a lieu qu'au centre du Soleil, parce que ici seulement la température et la pression sont assez élevées pour que les protons puissent fusionner entre eux. Dans des conditions ordinaires, en effet, les protons, qui ont une charge électrique positive, tendraient spontanément à se repousser. Sur la Terre, cette réaction a été reproduite de façon incontrôlée dans les bombes thermonucléaires ou bombes H, et, pendant un temps très court, de façon contrôlée, dans les tokamak, ces grandes machines dans lesquelles l'homme tente de reproduire, de façon contrôlée, le feu des étoiles. Le cycle de Bethe L'hypothèse de réactions nucléaires se produisant dans la fournaise solaire a été formulée pour la première fois par Hans Albrecht Bethe, l'un des plus grands physiciens de notre siècle. Bethe découvrit les deux cycles fondamentaux à travers lesquels l'hydrogène peut se convertir en hélium. L'un des deux préside à l'évolution du Soleil. Il s'appelle cycle « proton-proton ». Il est responsable de 98 % de l'énergie. Il commence comme son nom l'indique par le choc de deux protons, qui forment un noyau de deutérium, lequel émet un positon et un neutrino. Le noyau de deutérium entre en collision avec un autre proton, ce qui produit un noyau d'hélium-3 et un photon gamma. Enfin, deux noyaux d'hélium-3 fusionnent pour donner un noyau d'hélium-4 et deux protons. Le deuxième cycle, « cycle du carbone », se résume ainsi : un noyau de carbone sert de catalyseur à la fusion de quatre protons pour donner naissance à un noyau d'hélium-4 et deux neutrinos. Bien que les réactions qui ont lieu à l'intérieur de la fournaise solaire soient plutôt bien connues, un certain nombre de problèmes demeurent encore ouverts. En effet, l'énergie produite au cours de ces réactions ne se manifeste pas seulement sous la forme de rayons gamma, mais aussi sous la forme de neutrinos. Tandis que les rayons gamma mettent près d'un million d'années tout en perdant de l'énergie pour remonter à la surface du Soleil, les neutrinos, dont la masse est nulle ou si petite qu'elle est difficilement mesurable, traversent les couches du soleil et, à la vitesse de la lumière, se diffusent dans toutes les directions au sein de l'espace cosmique. Chaque seconde, le Soleil envoie sur la Terre 40 milliards de neutrinos par centimètre carré. Nous sommes donc à chaque instant traversés par un fleuve impétueux de neutrinos mais, puisque ils n'interagissent pas avec la matière, nous ne nous en apercevons pas. Or les réactions des deux cycles de Bethe prédisent un flux de neutrinos solaires plus élevé que celui que l'on observe effectivement. En pratique, le nombre de neutrinos signalés par les grands télescopes neutriniques, installés sous des montagnes ou dans des mines profondes, représentent à peine la moitié du nombre prévu par la théorie. Zone radiative 7 L'énergie dégagée dans le noyau surchauffé du Soleil est produite sous la forme de rayons gamma, autrement dit de photons super-énergétiques, qui mettent un temps considérable pour remonter à la surface : un million d'années. Le plasma (c'est-àdire l'ensemble de la matière surchauffée et ionisée) de la zone centrale du Soleil, est opaque aux rayons gamma. Pour pouvoir se déplacer, cette radiation superénergétique doit être continuellement absorbée et réémise par les particules qui constituent le plasma. C'est cette alternance permanente qui caractérise la zone radiative. Mais au cours de ces interminables passages, les photons perdent peu à peu de leur énergie, et se transforment lentement en photons X, en photons ultraviolets, en photons visibles, voire en photons infrarouges, autrement dit en chaleur. Dans la zone radiative, la densité diminue rapidement : à environ 350 000 km du centre du Soleil, les gaz incandescents ont l'aspect d'un liquide semblable à l'eau. Le phénomène constant d'absorption et de réémission se produit jusqu'à une distance d'environ 450 000 km du centre. Là, - on est à environ 250 000 km de la surface - les choses changent. Zone convective À 250 000 km de la surface Soleil, la température s'est beaucoup abaissée. Elle se situe à présent autour de 130 000 K. La densité aussi a diminué : 0,007 g/cm3. Rappelons que sur la Terre, au bord de la mer, un centimètre cube d'air pèse 0,001 g. Les gaz solaires, au début de la zone convective, ont donc une densité du même ordre de grandeur que l'air que nous respirons. L'énergie y est transportée par convection, c'est-à-dire par déplacement de colonnes de gaz incandescent. La zone convective ressemble beaucoup à l'eau qui, en bouillant, monte au milieu de la casserole (là où se trouve la flamme), pour se refroidir en surface et redescendre le long des parois. Les gaz, surchauffés par les photons superénergétiques qui arrivent par le bas, s'élèvent sous la forme d'énormes cellules convectives (semblables aux bulles de l'eau en ébullition). Au fur et à mesure qu'elles s'approchent de la surface, ces cellules deviennent de plus en plus petites. Enfin, après un très long voyage, l'énergie générée dans le centre du Soleil parvient à la photosphère, c'est-à-dire à la surface très particulière qu'est celle de notre étoile. En réalité, elle n'est pas constituée d'une croûte solide, mais d'une myriade de colonnes de gaz chaud en ascension et de gaz refroidis en mouvement descendant. La densité de la photosphère est comparable à celle des couches supérieures de l'atmosphère terrestre. Il s'agit de gaz extrêmement raréfiés, à travers lesquels un vaisseau spatial pourrait voler presque sans s'en apercevoir, si ce n'étaient la chaleur insupportable et l'intensité des champs magnétiques. Photosphère La photosphère, c'est-à-dire ce que l'on peut définir comme la surface du Soleil, a une épaisseur d'environ 400 km. Sa température est de 5 770 K. Observée au télescope, elle révèle immédiatement une caractéristique curieuse : elle semble composée de grains de riz en mouvement continu. La granulation de la photosphère attira l'attention des grands astronomes du passé, tels que William Herschel qui fut le premier à observer cette structure singulière. On pense aujourd'hui que les parties les plus claires des grains (dont la taille est de 800- 8 1 000 km) sont les colonnes de gaz chaud en ascension, tandis que les parties les plus sombres correspondent aux gaz refroidis qui redescendent. La différence de température entre les parties claires et les parties sombres et d'environ 150-300 K. La durée de vie de chaque grain est de 10-15 minutes : c'est la raison pour laquelle les prises de vue accélérées de la photosphère donnent l'impression d'une matière en ébullition continue et turbulente. Dans les interstices situés entre les grains les plus clairs, il se forme parfois des cavités sombres appelées pores. Les pores se dissolvent parfois, mais, pendant les périodes d'activité intense, c'est là que commencent à se former les taches solaires. C'est depuis la surface en ébullition permanente de la photosphère que le Soleil lance dans l'espace une énorme quantité d'énergie, sous la forme de radiation électromagnétique de différentes longueurs d'onde : la lumière blanche visible constitue la quasi-totalité de la radiation émise par la photosphère. S'y ajoute un pourcentage réduit de rayons X et de rayons ultraviolets. Chaque mètre carré de la photosphère émet 64 millions de watts. Mais puisque la surface de la photosphère est d'environ 600 millions de milliards de mètres carrés, l'énergie irradiée est de 3,83 x 1023 kW (kilowatts) : ce sont là des chiffres tellement grands qu'ils sont difficiles à visualiser. Chromosphère La chromosphère est cette atmosphère spéciale qui enveloppe cette surface, particulière elle aussi, qu'est la photosphère. Constituée de plasma à une température comprise entre 6 000 et 10 000 K, la chromosphère s'élève sur 14 000 km vers la dernière pelure du grand « oignon » solaire : la couronne. La densité de la chromosphère est 1 000 fois supérieure à celle de la photosphère : un millième de milliardième de gramme par centimètre cube (pour nous, ce serait le vide presque absolu). Dans la chromosphère, comme l'ont montré les analyses des raies spectrales, on trouve, en plus de l'hydrogène et de l'hélium, les ions de différents éléments : oxygène, calcium, fer et titane. L'activité continuelle de la photosphère, induit un transfert de chaleur et d'énergie cinétique, ce qui donne naissance à des perturbations caractéristiques comme les spicules, jets de gaz incandescents pouvant atteindre 10 000 km de hauteur. Une zone très fine, dite « zone de transition », sépare de la couronne les parties les plus hautes de la chromosphère. C'est dans cette couche, dont l'épaisseur est de quelques dizaines de kilomètres à peine, que se produit l'un des phénomènes les plus mystérieux de notre étoile. De la température de l'ordre de 50 000 K de la chromosphère, on passe, en un espace très court, aux 2 millions de degrés de la couronne. Couronne Au cours des éclipses totales, la couronne se présente comme une auréole lumineuse autour du disque noir de la Lune superposée au Soleil. Composée des éléments habituels présents dans le Soleil mais dans des proportions différentes (hydrogène, hélium, autres éléments, la couronne s'étend sur des millions de kilomètres de hauteur autour de la photosphère. Les astronomes subdivisent la couronne en trois parties distinctes. La première, appelée K, s'étend de la limite avec la chromosphère jusqu'à environ 1,4 million de kilomètres. Cette couronne est 9 aussi appelée « électronique », car les électrons libres - la couronne est constituée de plasma à 2 millions de degrés - y diffusent la lumière de la photosphère. Vers la limite supérieure de la couronne électronique, la lumière émise par la photosphère n'est plus diffusée par les électrons, mais par les poussières cosmiques qui commencent à se mélanger aux gaz ionisés du Soleil. Cette deuxième partie de la couronne s'appelle F. Enfin, la dernière partie de la couronne est appelée L. Le plasma y est encore plus raréfié. On a tiré de cette dernière région des informations très importantes sur la composition et la dynamique de la couronne. La partie externe de la couronne se caractérise par les jets coronaux, de longues structures semblables aux pétales d'une fleur. Les jets coronaux s'étendent sur des centaines de millions de kilomètres et sont formés principalement d'électrons, de protons et de quelques atomes plus lourds, ionisés, qui s'éloignent du Soleil à très grande vitesse. Ce sont ces vitesses, jointes aux forts champs magnétiques, qui produisent, justement, les jets coronaux. Comme toute manifestation de l'activité solaire, ceux-ci sont très variables. L'un des mystères encore non résolus touchant la couronne solaire concerne sa température : 2 millions de degrés. Comment est-il possible que la photosphère, dont la température est de 5 770 K parvienne à réchauffer à ce point la couronne ? Il est vrai que le plasma coronal, très raréfié, n'a pas besoin d'une énergie énorme pour se réchauffer. Toutefois le mystère demeure. On a pensé à des ondes acoustiques, autrement dit mécaniques, qui, partant de la photosphère, provoqueraient l'élévation de la température coronale, ou à des effets du champ magnétique solaire, ou à des courants électriques parcourant la couronne. Les mécanismes en jeu sont sans doute nombreux, mais la part de chacun d'entre eux n'a pas encore été déterminée. L'observation de la couronne depuis l'espace au moyen de télescopes à rayons X et l'ultraviolets a permis de dévoiler de nombreux secrets de cette zone énigmatique. En effet, étant donné la température extrêmement élevée de la couronne, ses émissions électromagnétiques sont, pour la plupart énergétiques, ultraviolets et X. Ces radiations ne pénètrent pas dans l'atmosphère terrestre : c'est seulement avec les télescopes spatiaux qu'il a été possible d'observer en détail la dynamique de la couronne. Ces observations ont permis de découvrir en particulier les trous coronaux. Il s'agit d'échancrures dans le voile fin de la couronne, d'où sortent des particules subatomiques : noyaux, protons et électrons - ce que l'on appelle le vent solaire. Mais les télescopes à rayons X ont révélé d'autres faits surprenants encore. Il semble que la couronne est constituée d'innombrables structures en forme d'arcs, qui suivent les lignes de force générées par les intenses champs magnétiques sous-jacents. Les photos prises en X et dans l'ultraviolet de cette même couronne ont mis en évidence de petites zones de grande activité magnétique. Ces points plus clairs (c'est ainsi qu'ils apparaissent sur les photos X) confèrent au Soleil un aspect grêlé caractéristique. Trous coronaux Il sort en permanence des trous coronaux un énorme flux de matière : environ un million de tonnes par seconde. Toutefois, l'énorme quantité de gaz ionisé que le Soleil ne cesse de perdre, si elle est considérable à l'échelle humaine, ne l'est pas rapportée aux dimensions de notre étoile. Depuis que le Soleil s'est formé, il n'a 10 pas perdu, du fait du vent solaire, c'est-à-dire du fait de la fuite du gaz ionisé, plus d'un dix millième de sa masse. D'où vient le vent solaire, et quels sont les mécanismes qui le projettent à plus de 600 km/s dans l'espace cosmique ? Les hypothèses les plus communément admises parlent d'ondes acoustiques et de courants électriques générés dans la photosphère, qui imprimeraient aux particules de gaz ionisé des vitesses supérieures à la vitesse d'évasion. À l'occasion de phénomènes solaires particuliers tels que les éruptions, les tempêtes magnétiques et les protubérances, le flux du vent solaire augmente de plusieurs dizaines de fois. Cela produit des effets spectaculaires dans l'atmosphère terrestre. En effet, les particules solaires chargées d'électricité sont déviées par le champ magnétique terrestre et pénètrent dans l'atmosphère au niveau des régions polaires. Les atomes d'oxygène et d'azote de notre atmosphère absorbent l'énergie des particules solaires, qu'ils restituent immédiatement sous la forme de radiation lumineuse colorée : c'est ce qui donne naissance au spectacle fantasmagorique des aurores boréales ou australes (aurores polaires). Le vent solaire est aussi la cause, avec la pression de radiation de la lumière, d'un autre spectacle cosmique extraordinaire : la formation de la queue des comètes. Les gaz et les poussières que le noyau de la comète perd par sublimation au fur et à mesure qu'elle s'approche du Soleil, sont déviés dans la direction opposée à celle de l'étoile par le vent solaire et par la légère pression exercée par les rayons lumineux. Jusqu'où arrive le vent solaire ? Les sondes lancées par l'homme, comme les Pioneer et les Voyager, ont à présent dépassé l'orbite de la dernière planète, Pluton. À cette distance du Soleil, elles ont aussi mesuré, mais affaiblie, la présence du vent solaire. Les savants estiment que Voyager-2, dont les réserves d'énergie s'épuiseront en 2017, rencontrera, avant d'interrompre pour toujours les transmissions, ce que l'on appelle l'héliopause : la limite où le vent solaire se confond avec le milieu interstellaire, c'est-à-dire avec le gaz situé entre les étoiles. CHAMP MAGNÉTIQUE Les gaz incandescents et ionisés qui constituent l'essentiel du Soleil sont d'excellents conducteurs d'électricité. Au centre du Soleil, le gaz est si chaud qu'il conduit le courant électrique comme le cuivre à température ambiante. Le résultat de cette exceptionnelle conductibilité électrique et des mouvements continus de gaz ionisé, notamment dans les zones superficielles, est de créer de très forts courants électriques qui génèrent à leur tour les champs magnétiques. La différence de vitesse de rotation du Soleil entre les pôles et l'équateur rend plus compliqué encore le champ magnétique solaire. En effet, tandis qu'à l'équateur la masse de gaz accomplit une rotation entière en 27 jours environ, aux pôles elle met beaucoup plus de temps : 34 jours. Cette différence mêle de façon inextricable les champs magnétiques, ce qui provoque tous les phénomènes superficiels que les astronomes observent depuis des siècles : les taches, les éruptions - véritables tempêtes magnétiques -, les protubérances et, probablement, le mystérieux réchauffement de la couronne. L'une des caractéristiques les plus curieuses du champ magnétique solaire est qu'il n'est pas très fort en moyenne : le double à peine de celui de la Terre. Toutefois, localement (dans les taches par exemple), il se développe des champs d'une intensité énorme, qui peuvent atteindre 3 0005 000 gauss. 11 Les lignes de force du champ magnétique solaire font sentir leurs effets non seulement à la surface du Soleil, mais aussi dans l'espace environnant. De nombreux phénomènes coronaux sont liés au champ magnétique. Le vent solaire, c'est-à-dire le flux de particules chargées émis en permanence par le Soleil, voyage lui aussi dans l'espace suivant ces lignes de force. La sonde Ulysse qui, pendant le minimum d'activité des années 1994-1995, a survolé les pôles du Soleil, a découvert qu'aux hautes latitudes l'intensité du champ magnétique ne varie pas beaucoup, tandis que la vitesse du vent solaire passe de 400 km/s à l'équateur, à près de 800 km/s au niveau des pôles. LE SOLEIL EN ACTION Les régions actives L'observation du Soleil a montré de nombreux phénomènes spectaculaires, tels que les taches, les protubérances, les éruptions et la forme variable de la couronne. Ces phénomènes ne peuvent s'expliquer que par l'action de forts champs magnétiques. Naturellement, ces manifestations magnétiques peuvent se prolonger pendant des semaines, voire des mois, et intéresser, outre la photosphère, la chromosphère (l'atmosphère solaire) et la couronne. En général, les zones les plus actives, dans lesquelles on observe les taches et les autres phénomènes, se trouvent dans une bande comprise entre 40° de latitude nord et sud. Au-delà de ces latitudes, c'est-à-dire vers les pôles du Soleil, l'intensité des manifestations magnétiques tend à diminuer. Les taches solaires sont certainement le phénomène le plus connu de l'activité solaire. Taches solaires Les taches solaires se forment dans la photosphère, la couche dont jaillissent les colonnes de gaz ionisé qui transportent l'énergie des zones les plus profondes vers la surface. Ce phénomène confère à la photosphère son aspect granuleux caractéristique, avec des parties plus claires et des bords plus foncés. Il arrive que des cavités sombres et plus larges se forment parmi les granules : on les appelle des pores. Tout commence par la fusion de quelques pores. Les taches ne naissent jamais seules : en général, elles forment immédiatement une paire. Entre les deux taches initiales il peut en apparaître beaucoup d'autres, un véritable essaim. L'évolution des taches est variable, de quelques jours à des semaines, voire des mois. Les dimensions de ces zones plus sombres sont immenses par rapport à celles de la Terre : elles s'étendent en moyenne entre 10 000 et 50 000 km, ce qui veut dire qu'elles pourraient contenir de une à quatre planètes comme la nôtre. On a même observé des taches plus larges encore, comme celles d'un groupe apparu en 1926, qui s'étendait sur 3 000 000 km (apte à contenir 25 fois notre planète). Comme Galilée eut en son temps l'occasion de l'observer, les taches présentent deux zones distinctes : l'une d'ombre, l'autre de pénombre. La température à l'intérieur des régions les plus sombres est d'environ 1 500 K, elle est donc plus basse que dans le reste de la photosphère (4 300 K environ). Les mécanismes de formation des taches n'ont pas encore été complètement élucidés. Une chose est 12 sûre : les taches sont toujours associées à de très forts champs magnétiques, valant de 3 000 à 5 000 fois celui de la Terre. Selon certains savants, E. N. Parker par exemple, ce sont ces champs magnétiques exceptionnellement forts qui dissipent plus rapidement l'énergie arrivant par convection des zones plus profondes de la photosphère, et qui, de la sorte, sont cause du refroidissement. Les taches, telles de grands cyclones magnétiques, ne restent pas immobiles sur la photosphère, mais se déplacent en accélérant ou en ralentissant par rapport à la rotation du Soleil. La dissolution des taches suit en général un cycle caractéristique. C'est d'abord la tache postérieure (par rapport au sens de rotation du Soleil) qui disparaît, tandis que la tache antérieure s'arrondit et se rétrécit graduellement, finissant par se dissoudre, au bout d'un temps plus ou moins long. Le record de durée a été établi par un groupe de taches qui, en 1948, résista 170 jours. Le cycle solaire L'apparition des taches sur la photosphère suit un cycle plutôt régulier, observé pour la première fois par l'astronome amateur Hafrat Heinrich Schwabe, qui enregistra, avec une patience infinie, tous les phénomènes solaires apparus entre 1826 et 1843, dans l'espoir, qui se révéla vain au bout du compte, de découvrir une autre planète à l'intérieur de l'orbite de Mercure. Ces observations montrèrent qu'entre deux périodes d'activité maxima il s'écoulait en moyenne 10-11 ans. En 1848, l'astronome suisse Rudolf Wolf mettait au point une échelle de mesure de l'activité des taches solaires, appelé nombre de Wolf. Même si aujourd'hui les taches se mesurent en millionièmes de l'hémisphère solaire intéressé par le phénomène, le nombre de Wolf est resté en usage parce qu'il permet des comparaisons avec les observations du passé. Ces manifestations de l'activité solaire ont été étudiées avec une certaine régularité depuis 1755. Les chercheurs disposent donc d'une longue série d'observations sur les cycles solaires. Il ressort de l'analyse de ces données que les cycles ne sont pas exactement de 11 ans, mais oscillent entre 8 et 15 ans, avec une moyenne de 11,4. Cela non plus n'est pas tout à fait exact cependant. En effet, comme l'a découvert l'astronome George Ellery Hale, les champs magnétiques des taches se présentent avec une polarité typique, qui s'inverse à chaque cycle (ce comportement est appelé loi de Hale). Si dans un cycle, par exemple, la première tache (par rapport à la rotation solaire), a une polarité positive dans l'hémisphère Nord, dans le cycle suivant les premières taches, dans le même hémisphère, auront une polarité négative. Par conséquent, pour retrouver des taches ayant la même configuration magnétique, dans le même hémisphère du Soleil, il faut attendre non pas 11 mais 22 ans. Le cycle complet ou « magnétique » semble donc avoir une durée double de celle que l'on calcule d'habitude. Facules Les facules, comme leur nom l'indique (il signifie « petite lumière »), sont des zones plus claires qui accompagnent en général, et parfois précèdent de quelques jours, la formation des taches, et durent trois fois plus longtemps. Les facules elles aussi 13 sont des phénomènes liés aux champs magnétiques locaux et se forment dans la chromosphère, juste au-dessus de la photosphère. En pratique, il s'agit de nuages chauds qui se déplacent à une vitesse légèrement différente de celle des taches. Le cycle des facules est semblable à celui des taches, même s'il existe des types de facules particuliers, comme les facules polaires, qui constituent une catégorie à part. D'autres facules sont constituées par des nuages réchauffés par les lignes de force des champs magnétiques de la photosphère. Observées à travers des filtres spéciaux ou au moyen du spectroscope, elles se révèlent composées principalement de calcium ionisé et, à la différence des autres facules, elles n'accompagnent pas toujours les taches. Éruptions Les éruptions ont lieu dans la chromosphère. Ce sont des phénomènes très violents, qui durent de quelques minutes à plusieurs heures. La forme des éruptions est arrondie, parfois tordue et allongée, tandis que la zone de chromosphère intéressée s'étend sur des dizaines de millions de kilomètres carrés, ou mieux, sur des centaines de millionièmes d'hémisphère solaire, unité de mesure utilisée par les astronomes. Ce phénomène aussi est lié à l'action des champs magnétiques, qui font s'accumuler d'énormes quantités d'énergie. Environ la moitié de l'énergie accumulée est libérée sous forme de radiations électromagnétiques de différentes natures (des rayons X aux ultraviolets, de la lumière visible aux ondes radio) et de particules chargées (ions et électrons), subissant une accélération à plus de 1 500 km/h, à même par conséquent d'échapper à l'attraction du Soleil. Les éruptions intensifient des dizaines de fois la force du vent solaire qui, une fois atteint notre planète, produit les aurores boréales et australes, et perturbe les communications radio, en interférant avec la ionosphère terrestre. Dans la troisième phase, l'éruption se dissout en émettant de façon moins rapide et moins violente ce qu'il reste de l'énergie accumulée. La classification des éruptions en dénombre quatre catégories, selon la durée et l'extension du phénomène. On commence par le type 1, avec des éruptions qui durent moins de 20 minutes et intéressent des zones de 10 à 250 millionièmes d'hémisphère solaire. Le type 2 dure en moyenne 30 minutes et concerne des zones jusqu'à 600 millionièmes d'hémisphère. Le type 3 dure en moyenne une heure et s'étend sur des régions de 600 à 1 200 millionièmes d'hémisphère solaire. Le dernier type est appelé « 3 plus » ; il dure trois heures et demie et s'étend sur plus de 1 200 millionièmes d'hémisphère. Les éruptions particulièrement puissantes représentent un danger sérieux pour les astronautes en vol hors de l'atmosphère terrestre : en effet, les rayons X émis pendant l'éclair peuvent être mortels. Protubérances, spicules et filaments Il s'agit d'immenses jets d'hydrogène, qui jaillissent sur des dizaines de milliers de kilomètres dans la chromosphère, sous la poussée de champs magnétiques très intenses. Les protubérances, les spicules et les filaments comptent parmi les phénomènes les plus spectaculaires offerts par le Soleil. 14 Les spicules se présentent comme des flammes de 10 000 km de hauteur et de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre, qui s'élèvent en permanence dans la chromosphère. Leur durée de vie ne dépasse pas cinq minutes. L'un des premiers astronomes à avoir observé cette manifestation singulière, l'Italien Angelo Secchi, les définit en 1860 comme « une prairie enflammée ». On pense que les spicules sont étroitement liées à la granulation photosphérique, et qu'elles sont générées dans cette granulation qui se présente comme une ébullition continue de gaz incandescents. Parfois, les spicules peuvent devenir énormes, et atteindre jusqu'à un million de kilomètres de hauteur. Leur gaz s'en trouve très raréfié. Dans ce cas, elles sont appelées protubérances. Les protubérances ne sont pas observées de profil sur le bord, mais sont vues en projection sur le disque solaire : elles apparaissent comme de longs filaments plus sombres que la photosphère. Il s'agit du même phénomène, vu toutefois dans une perspective différente. Les protubérances suivent un cycle d'activité analogue à celui des éruptions et des taches : cela tendrait à confirmer que tous ces phénomènes sont des manifestations d'un même mécanisme magnétique. Certains dispositifs, tels les filtres interférentiels, rendent possible l'étude des protubérances à chaque instant. Mais le spectacle le plus suggestif, les protubérances l'offrent à l'occasion des éclipses, quand leurs langues de feu aux nuances rouges et orangées émergent du bord du disque noir de la Lune au Soleil. La température des protubérances est de l'ordre de 10 000 K. Leur vitesse d'ascension est variable. En général, elle est assez petite au début, mais au bout de quelques heures elle est en mesure d'atteindre 100-200 km/s. Les formes que peuvent prendre les protubérances sont des plus variées : arc, arbre, jet, éventail, etc. De nombreux facteurs déterminent ces formes : le champ magnétique avant tout, mais aussi l'interaction avec les gaz de la couronne, l'attraction gravitationnelle, la rotation solaire. Les protubérances (et les filaments qui, rappelons-le, sont le même phénomène vu dans une perspective différente) ont été classées de différentes façons. La subdivision fondamentale toutefois est celle qui les distingue en protubérances quiescentes et protubérances éruptives. Les protubérances quiescentes peuvent durer de quelques jours à sept ou huit mois ; en moyenne elles durent trois mois, et leur évolution est plutôt lente. Les dimensions moyennes de ce type de protubérance sont les suivantes : 50 000 km de hauteur (mais on en a observé quelques-unes de plus d'un million de kilomètres de hauteur), 200 000 km de longueur et 8 000 km d'épaisseur. Les protubérances éruptives sont en général plus petites ; elles ne durent que quelques heures, présentent des vitesses plus élevées (50-100 km/s ou plus), ainsi que des variations de luminosité. Deux types particuliers de protubérances actives sont les « surges » et les « sprays » Les « surges » sont des jets qui s'élèvent de la chromosphère à 100200 km/s, et qui peuvent atteindre des hauteurs de 300-400 000 km. En général, ce phénomène ne dure pas plus de vingt minutes. Les sprays sont quant à eux des jets qui s'élèvent de la chromosphère à des vitesses beaucoup plus élevées, supérieures à 670 km/s, ce qui leur permet d'échapper à l'attraction solaire. C'est la raison pour laquelle ils se perdent dans l'espace interplanétaire. LE DESTIN DU SOLEIL 15 Une étoile entre deux âges Quel est le destin de notre étoile et, par conséquent, de la Terre elle-même ? Le Soleil est une étoile de masse intermédiaire, pas assez grande pour finir par une explosion et se transformer en supernova. Par conséquent, il faut exclure cette évolution catastrophique. Comment se conclura la vie d'une étoile telle que le Soleil ? Essayons avant tout de comprendre à quel point de son évolution il est parvenu, et voyons ensuite ce que les chercheurs nous disent de sa transformation dans les millions ou les milliards d'années à venir. En dépit des incertitudes qui demeurent à ce sujet, il semble bien que le Soleil ait brûlé, au cours de ses 4,6 milliards d'années d'activité, à peu près la moitié du combustible, l'hydrogène, par fusion thermonucléaire. En effet, la proportion en masse de ce gaz est passée, dans le noyau central, de 75 % à 35 %. Mais dans les 3 milliards d'années à venir, les choses ne devraient pas beaucoup changer. Le Soleil peut donc être considéré comme une étoile entre deux âges. Toutefois, certains changements imperceptibles commenceront inévitablement à se manifester dans un futur encore lointain. Dans trois milliards d'années, le Soleil s'apprêtera à quitter lentement la séquence principale, c'est-à-dire sa longue phase d'équilibre stable. Ceci se traduira tout d'abord par une augmentation de la luminosité. Les réactions nucléaires dans le noyau interne augmenteront et la température de la photosphère atteindra 6 500 K. La lumière du Soleil sera émise vers des longueurs d'onde plus courtes, tandis que son diamètre s'accroîtra de 200 000 km. Tous ces changements ne manqueront pas d'avoir des effets sur la Terre. Les températures sur notre planète augmenteront de 25 %, les calottes polaires fonderont et, au niveau des tropiques, l'évaporation marine se fera très intense. La pression atmosphérique sur notre planète augmentera probablement. Les radiations ultraviolettes s'intensifieront et la couche d'ozone, en admettant qu'elle n'ait pas été complètement détruite entre-temps, se révélera une défense bien fragile. Géante rouge Dans 5 milliards d'années, l'évolution du Soleil acquerra un rythme plus rapide. L'hydrogène du noyau s'épuisera, et la pression exercée par la chaleur induite par les réactions de fusion nucléaire tendra à diminuer. À ce point, les couches intermédiaires tendront à s'effondrer, ce qui aura pour effet d'augmenter la température du noyau, qui atteindra 100 millions de degrés. À ce moment, l'hélium, qu'on pouvait considérer jusqu'à présent comme la cendre de la fusion de l'hydrogène, deviendra soudain le combustible. Une nouvelle série de réactions se déclenchera, qui cette fois transformera l'hélium en carbone. Ce dernier par capture d'un noyau d'hélium se transformare en oxygène. Ces déséquilibres internes auront pour effet de dilater et de refroidir la photosphère, qui engloutira alors les orbites de Mercure et de Vénus. Depuis la Terre, le Soleil apparaîtra alors comme un immense disque rouge, qui occupera un tiers du ciel. La température de la photosphère solaire, raréfiée, sera de 4 000 K. La photosphère s'élargira graduellement, et finira peut-être par englober l'orbite terrestre. Mais la vie sur notre planète sera devenue impossible 16 depuis longtemps déjà. Les mers s'évaporeront, et les roches des continents en fusion s'écouleront dans les anciens bassins océaniques. Naine blanche Les phases finales de la vie du Soleil ne peuvent pas être prévues avec certitude. Selon les hypothèses les plus communément admises, le Soleil, après avoir brûlé l'hélium, verra la température de son noyau augmenter encore davantage jusquà 600 millions de degrés. Dans la dernière phase, les réactions thermonucléaires cesseront, et la matière solaire se concentrera, transformant notre étoile en une naine blanche : un astre de matière très dense, grand comme la Terre. Un centimètre cube de naine blanche pèsera une tonne. Lors des dernières phases, une expulsion massive de matière se produit et la plupart des couches externes sont projetées dans l'espace. Il se forme une nébuleuse planétaire. La naine blanche continuera d'irradier pendant des millions d'années encore. Mais, la fournaise nucléaire étant éteinte, sa lumière ira s'affaiblissant, et elle finira par se transformer en naine noire. Un amas de matière très dense errera dans l'espace sans aucune évolution ultérieure. MERCURE DONNÉES FONDAMENTALES Distance moyenne du Soleil (millions de km) 57,91 Distance moyenne du Soleil (UA) 0,39 Masse (g) 3,30 x 1026 Masse (Terre = 1) 0,0553 Rayon équatorial (km) 2439 Rayon équatorial (Terre = 1) 0,382 3) Densité moyenne (g/cm 5,43 Densité moyenne (Terre = 1) 0,98 Volume (Terre = 1) 0,056 Accélération de gravité à l'équateur (m/s2) 3,78 Accélération de gravité à l'équateur (Terre = 1 0,39 Vitesse de libération à l'équateur (km/s) 4,3 Période de rotation 58 j 15 h 36 mn P&ea...