Le Soleil

Son évolution, le diagramme de Hertzsprung-Russel.
jeudi 31 mai 2007
par  Aymeric Genet
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Le Soleil est l’étoile au centre de notre système solaire. C’est autour de cette étoile que gravitent les huit planètes de ce système solaire, dont la Terre. Depuis la Terre, le Soleil est une étoile qui a toujours épaté ses habitants. Certaines cultures humaines l’ont même qualifié de dieu, ou lui ont consacré un jour de la semaine. Et l’obscur mystère de ce brillant astre énigmatique est une passion que je partage. Il m’a paru ainsi intéressant d’étudier son évolution au point de vue physique.

Nous savons que le Soleil est une étoile naine qui est la plus grande attraction de notre système solaire grâce à l’énormité de sa masse (phénomène physique de la gravitation). Il est formé de plusieurs "couches" dont :

Le noyau qui est la partie dans laquelle l’hydrogène est transformé en hélium.
La zone radiative dans laquelle l’énergie créée dans le noyau est transporté vers l’extérieur.
La zone de convection où le transport de l’énergie arrive par le phénomène physique de la convection.
La photosphère qui est la surface visible du soleil, là où se trouvent les tâches solaires.
La chromosphère, l’enveloppe de gaz très chauds et de couleur rouge qui entoure le Soleil.
Et la couronne qui est la région la plus extérieure de l’atmosphère solaire.

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Le Soleil

Quelques données sur le Soleil

Masse (kg) 1,989e+30
Masse (Terre = 1) 332.830
Rayon équatorial (km) 695 000
Rayon équatorial (Terre = 1) 108.97
Distance Terre-Soleil (km)  149 000 000
Densité moyenne (gm/cm^3) 1,410
Période de rotation (jours) 25 à 36
Vitesse d’échappement (km/sec) 618,02
Luminosité (ergs/sec) 3.827e33
Magnitude (Vo) -26.8
Température moyenne de surface (°C) 6 000
Âge (milliards d’années) 4,6
Composantes chimiques
Hydrogène 92.1%
Hélium 7.8%
Oxygène 0.061%
Carbone 0.03%
Azote 0.0084%
Néon 0.0076%
Fer 0.0037%
Silicium 0.0031%
Magnésium 0.0024%
Soufre 0.0015%
Autres 0.0015%

I. L’évolution du Soleil

Au tout début, comme chaque étoile, le Soleil naquit dans une région de gaz et de poussières qui s’effondrent sur elles-mêmes sous la force de la gravité. Lorsque les particules sont assez concentrées, la température commence à augmenter jusqu’à faire apparaître un premier Soleil très rouge. Lorsque la température atteint les 10 millions de degrés, le Soleil commence à "brûler" (dans le sens de consommer, et non dans le sens chimique du terme) de l’hydrogène, qui était présent dans le nuage de gaz lors de sa naissance, pour en fabriquer de l’hélium, ce qui produit de l’énergie pour que le Soleil soit stable. Cette séquence est principale, et dure environ 90% de la vie de l’étoile.

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Naissance d’une étoile
Le nuage de gaz et de poussières s’effondrants sur eux-mêmes créant ainsi un Soleil rouge.

Actuellement, nous au sommes au milieu de la séquence principale du Soleil. Cette séquence a duré environ 4,6 milliards d’années durant lequel le Soleil n’a fait que produire de l’énergie en consommant de l’hydrogène en hélium. Petit à petit, durant le temps qu’il lui reste, il y aura un réchauffement progressif, lors duquel le Soleil épuisera peu à peu ses ressources d’hydrogène, ce qui augmentera sa brillance.

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Le Soleil
Actuellement, le Soleil brûle de l’hydrogène dans son noyau.

Cinq milliards d’années plus tard, il perdra son équilibre hydrostatique, un phénomène physique qui décrit l’état d’un système lorsque ses forces de gravitation se compensent. En d’autres termes, comme le Soleil n’aura plus d’hydrogène à consommer pour produire de l’énergie ; il tentera alors de consommer de l’hélium. Sauf qu’il n’est pas assez chaud pour en consommer. Ainsi, le noyau ne se supportera pas, alors il se contractera pour augmenter sa température. Il deviendra assez chaud pour consommer l’hélium en carbone et oxygène. Il rejettera ainsi ses couches superficielles et grossira jusqu’à devenir une Géante rouge, c’est-à-dire une étoile géante qui a évolué en dehors du diagramme de H-R.

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Le Soleil après
5 millions d’années plus tard, le noyau se contractera pour "brûler" de l’hélium. Son diamètre commencera à augmenter.

En conséquent, le noyau ne pourra pas s’étendre pour compenser l’accroissement de l’énergie qu’il produit. À cause de ça, sa température restera très haute. La fusion de l’hélium deviendra incontrôlable et une abondante quantité d’énergie sera soudainement libérée, ce qu’on appelle plus couramment le flash d’hélium.

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Géante rouge
Une fois tout l’helium consommé, le Soleil augmentera encore plus, et son noyau continuera à se concentrer davantage. À l’intérieur de celui-ci se trouve du carbone et de l’oxygène.

Le noyau explosera, ce qui aura provoqué une baisse de température, donc une autre contraction du noyau, et une meilleure densité pour la brûlure d’hélium.

Enfin, lorsqu’il n’y aura plus d’hélium, l’étoile recommencera encore à se contracter, mais n’atteindra jamais assez de chaleur pour "brûler" le carbone et l’oxygène produits lors de la fusion de l’hélium. Elle déploiera ses gaz chauds en dehors des couches, ce qu’on nomme une nébuleuse planétaire.

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Nébuleuse (L’oeil de chat)
Voici un exemple de nébuleuse. On peut constater le déploiement de gaz solaires.

Finalement, le carbone ne se consommera jamais. Le noyau stoppera sa contraction, et l’étoile se transformera en une naine blanche. Elle aura une température extérieure d’environ 10 000 degrés, et brillera encore quelques milliards d’années, puis finira par s’éteindre à jamais, devenant une naine noire.

II. Comment le sait-on ?

Nous pouvons avancer ces hypothèses car nous avons déjà observé les étoiles. Nous savons leur développement, et nous pouvons donc prédire, suite à ces observations, que si une étoile a une masse supérieures à 15 masses solaires, l’étoile s’effondrera sur elle-même jusqu’à exploser en ce qu’on appelle une "supernova".

Or, notre Soleil est une étoile qui a une masse égale à 1 masse solaire. Donc, elle va suivre un développement différent des "supernova" et va simplement se transformer en Géante rouge.

III. Le diagramme de Hertzsprung-Russel

Le diagramme de Hertzsprung-Russell a été créé pour classer les étoiles selon leur magnitudes absolues et leur types spectral. Il a été inventé au début XXème siècle par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.

Il existe trois catégories dans le diagramme :

  • La séquence principale (les étoiles naines, dont le Soleil), représentée comme une diagonale courbée sur le diagramme, allant du coin haut-gauche au coin bas-droit. C’est là où sont regroupées la majorité des étoiles. Elles l’intègrent habituellement dès sa formation. Elles sont le plus souvent sur cette droite, parce qu’elles sont dans leur stade où elles consomment leur hydrogène, et ce processus est très lent ; il dure environ 90% de leur vie.
  • Les Géantes (dont les supergéantes et les sous-Géantes), représentée à droite de la séquence principale. Les étoiles l’intègrent lors de leur mort. Cette partie montre l’évolution des étoiles naines qui ont quitté leur séquence principale, et donc sont à court d’hydrogène.
  • Les naines blanches, font parties d’un groupe moins important d’étoiles qui s’éteindront quelques milliers d’années plus tard.
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Diagramme de Hertzsprung-Russell
Ce diagramme montre une classification des étoiles suivant leur température, luminosité, et évolution stellaire.

Il existe deux manières d’utiliser ce diagramme : une consiste à diagnostiquer selon la couleur de l’étoile, et l’autre selon sa température. La couleur dépend de la température, mais pourtant, la transformation d’une forme à une autre n’est pas toujours facile, car cela diffère selon le modèle utilisé, l’âge de l’astre et sa composition chimique.

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Diagramme de Hertzsprung-Russell (en couleur)
Par ordre de chaleur : (chaudes) bleue, vert, jaune, orange, rouge (froides).

Ce diagramme permet de prévoir l’évolution d’une étoile, comme le Soleil, car il a été prouvé qu’il existe bien une relation entre les différentes étoiles, et qu’il y a moyen de les définir grâce à leur température, leur brillance et leur évolution. Ainsi, si on suit ce modèle, on peut découvrir que les étoiles telles le Soleil arriveront au stade de Géantes. Comme nous avons déjà observé les Géantes, nous pouvons avoir une certaine certitude sur son évolution.


Sources :

Cité de l’espace à Toulouse
Wikipédia (anglais et français)
http://www.ac-versailles.fr/
http://www.astro.cornell.edu
http://www.lesia.obspm.fr/
http://system.solaire.free.fr/


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