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(S-7) L'énergie du soleil

    Le soleil est à l'origine de la majeure partie de l'énergie sur notre planète : celle qui est nécessaire aux usines, à la circulation de l'atmosphère et de l'eau, à la chaleur indispensable à la vie. Aucun de ces phénomènes n'existerait sans lui. Si on néglige l'absorption par l'atmosphère, , chaque mètre carré au niveau de l'orbite terrestre, face au soleil, reçoit environ 1380 Joules par seconde (une puissance proche de 2 chevaux). Cette quantité est dénommée constante solaire et les enregistreurs embarqués à bord des satellites de la NASA entre 1979 et 99 n'en ont montré que des variations de l'ordre de 0.2% (voir les graphiques de Nature, vol. 401, p. 841, 28 octobre 1999 .

    Mais quelle est la puissance du soleil lui-même ? Combien de temps brillera-t-il, avant d'épuiser son carburant? Depuis quand transmet-il son énergie ?

    Le premier à considérer sérieusement ces questions fut le grand physicien allemand Hermann von Helmholtz, , qui soulignait en 1854 que la seule gravité du soleil pouvait lui assurer une importante quantité d'énergie. Si le soleil de contracte progressivement parce que ses constituants se tassent peu à peu vers le centre, l'énergie libérée est suffisante pour qu'il rayonne longtemps : jusqu'à 20 millions d'années, calculait - il.

    La radioactivité a ensuite été découverte : c'est la transformation des éléments lourds en de plus légers, s'accompagnant de l'émission de particules rapides, très énergétiques. Il s'est avéré que cette énergie issue des éléments radioactifs des roches est à l'origine de la chaleur intrinsèque de la terre. La radioactivité a ainsi permis de réévaluer l'âge de la terre, en estimant la quantité de déchets radioactifs dans les minerais, proportionnelle à la durée du processus. Cela a amené à estimer que la terre est vielle de plusieurs milliards d'années, un âge beaucoup plus ancien que celui donné par Helmholtz, et que probablement cette source d'énergie interne nouvellement découverte correspond aux besoins du soleil.

Physique Nucléaire

    Cette conception s'est clarifiée progressivement. Les atomes s'avérèrent être constitués à la fois de lourds noyaux, eux même composés de protons électriquement positifs, de neutrons, sans charge, et d' d'électrons, légers gravitant autour des noyaux, chargés négativement. La masse de l'électron n'est que d'environ 1/1840 de celle du proton, (qui est également le noyau de l'hydrogène).

    Les électrons et les noyaux sont liés par l'attraction électrique (le négatif attire le positif). De plus, certains électrons sont parfois communs à plusieurs atomes voisins ou passent de l'un à l'autre (par des processus de physique quantique) : ces liaisons entre atomes ont donné les nombreux composés chimiques de notre monde.

    Mais il fallait autre chose pour maintenir la cohésion des noyaux, puisque les protons, tous de charges positives, se repoussent Les forces électriques ne sont donc certainement pas " la colle " des noyaux, elles agissent en direction inverse ! Et d'ailleurs pour retenir les neutrons dans les noyaux il faut évidemment une attraction non électrique.

    Tout ce ceci a fait penser à une force d'un genre différent, une force nucléaire, retenant ensemble les noyaux. Sur de courtes distances, cette force doit être plus forte que la répulsion électrique mais plus faible pour des distances plus lointaine, sinon des noyaux éloignés ou différents pourraient avoir tendance à se regrouper en une masse compacte. En d'autres termes, ce doit être une force de courte portée, comparable à celle de deux petits aimants, difficiles à séparer une fois collés, mais dont la force d'attirance est presque nulle s'ils sont un peu éloignés. (s.v.p., ne prenez pas cette analogie trop à la lettre !).

    En fait le noyau est soumis à deux genres de forces, simplement dénommées "force forte" et "force faible," ou plus souvent "interaction forte" et "interaction faible" (parce que leur principal effet est de convertir ou de créer des particules). L' interaction faible concerne également les électrons et d'autres particules, mais son rôle principal est de maintenir l'équilibre dans le noyau entre protons et neutrons, qui sont des particules très semblables, mis à part leur charge électrique (ce sont les variétés des "nucléons"). La structure nucléaire (du moins pour les noyaux légers,) privilégie les noyaux qui possèdent un nombre égal de protons et de neutrons. Des petites inégalités peuvent exister ( "isotopes"), mais si la différence devient trop grande, l'interaction faible peut convertir une variété de nucléons en l'autre, en émettant un électron (ou un positron, sa contrepartie positives). Il s'agit de la bêta radioactivité qui ne sera pas d'avantage présentée.

    La force nucléaire forte ( la seule force nucléaire que nous allons maintenant considérer ) peut lier protons et neutrons dans de plus gros noyaux. Tous ces noyaux, positivement chargés, se repoussent, et donc ne sont pas susceptibles de se combiner ensemble, excepté pour des températures et des pressions extrêmes, comme au cПur du soleil. Leur répulsion électrique ne leur permet pas de s'assembler sauf si la force nucléaire l'emporte.

L'énergie de liaison des noyaux

    La nature contient de nombreux noyaux de tailles différentes. L'hydrogène ne contient qu'un proton, celui de l'hydrogène lourd ("deutérium") possède un proton et un neutron ; celui de l'hélium, deux protons et deux neutrons, et ceux du carbone, de l'azote et de l'oxygène respectivement 6, 7 et 8 de chacune des particules. Le poids de tous ces noyaux a été mesuré, et il est intéressant de noter que le poids du noyau d'hélium est inférieur à la somme des poids de ses composants. C'est encore plus vrai pour le carbone, l'azote et l'oxygène -- Par exemple, le noyau de carbone, s'avère légèrement plus léger que trois noyaux d'hélium.

    La raison de ce "manque de masse " est en relation avec la célèbre formule d'Einstein E=mc 2qui met en évidence l'équivalence entre l'énergie et la masse. Selon cette formule, ajouter de l'énergie augmente également de la masse ( en poids et en inertie), enlever de l'énergie, diminue la masse.

    Si on pèse une combinaison de particules qui s'est enrichie d'une énergie supplémentaire--par exemple, une molécule de TNT qui explose, on trouve une certaine masse supplémentaire (Pour le TNT une différence infinitésimale comparée à ses produits résultants). Si inversement nous devions investir de l'énergie pour le séparer en ses composants, le poids de ceux ci serait diminué.

    C'est le cas avec les noyaux tels que l'hélium : pour les " casser " en protons et en neutrons, il faut investir de l'énergie. D'autre part, le processus inverse, si tant est qu'il existe, libérerait beaucoup d'énergie en combinant des atomes d'hydrogène pour former de l'hélium. Notamment, une énergieE=mc2 pour chaque noyau, avec m la différence entre la masse du noyau d'hélium et la masse de quatre protons (plus 2 électrons, absorbés pour créer les neutrons de l'hélium).

    En montant vers les éléments plus lourds que l'oxygène, l'énergie acquise par combinaisons des éléments plus légers diminue, jusqu'au fer. Finalement on gagne de l'énergie en cassant en 2 fragments les noyaux plus lourds que le fer. C'est naturellement de cette façon que l'énergie est extraite par fission des noyaux d'uranium dans les réacteurs nucléaires.

    L'explication de cette inversion après le fer tient dans l'augmentation de la charge positive des noyaux. La force électrique est plus faible que la force nucléaire, mais sa portée est plus étendue : pour un noyau de fer, chaque proton repousse 25 autres noyaux, alors que (on peut discuter) la force nucléaire n'intéresse que les protons du voisinage, très proches l'un de l'autre.

Avec l'augmentation de taille des noyaux, cet effet disruptif devient bien plus significatif. Avant d'arriver à l'uranium (92 protons), les noyaux ne peuvent plus s'adapter à leur importante charge positive, et émettent leurs protons excédentaires par le processus de radioactivité alpha : émission de noyaux d'hélium, contenants chacun deux protons et deux neutrons. (les noyaux d'hélium sont une combinaison particulièrement stable.) Des noyaux encore plus lourds ne sont pas trouvés naturellement sur la terre. .

L'origine de l'énergie du Soleil

    On pense que le soleil est âgé d'environ 5 milliards d'années et s'est formé par concentration d'un vaste nuage de gaz et de poussière sous l'influence de la pesanteur, simultanément avec la terre et les autres planètes. Cette gravitation a libéré de l'énergie et le soleil a commencé dés le début à émettre de la chaleur, en grande partie de la façon proposée par Helmholtz .

    La chaleur est liée au mouvement des atomes et des molécules : plus la température est élevée, plus leur vitesse est grande et plus leurs collisions sont violentes. Lorsque la température au centre du jeune soleil est devenue suffisante pour que les collisions entre les noyaux leur permettent de vaincre leur répulsion électrique, ceux ci ont commencé à s'accoler : des protons se sont combinés pour former de l'hélium, certains se sont transformés en neutrons (et en positrons, les électrons positifs, qui sont détruits par combinaison avec des électrons). Cela libère de l'énergie nucléaire et maintient la haute température du cПur du soleil, et donc la haute pression du gaz : le soleil se " souffle " vers l'extérieur et empêche la pesanteur de l'écraser un peu plus.

    Voici donc en termes considérablement simplifiés le processus de"fusion nucléaire " : il concerne toutes les réactions nucléaires au sein du soleil à tous les stades, y compris la réaction proton-proton et le cycle carbone-azote, qui implique des noyaux plus lourds, mais dont le résultat final est toujours de combiner des protons pour former de l'hélium.

    Depuis les années 50, une branche de la physique, le "contrôle de la fusion nucléaire", essaye d'appliquer la puissance utile de ces réactions de "fusion nucléaire " à partir des petits noyaux en de plus grands à la chauffe des chaudières, dont la vapeur pourrait à son tour faire tourner des turbines et produire de l'électricité. Malheureusement, aucun laboratoire terrestre ne peut reproduire la centrale électrique du soleil, dont la grande masse comprime le plasma chaud, et concentre le "four nucléaire" au cПur du soleil. A la place, les physiciens utilisent des champs magnétiques forts pour maintenir le plasma concentré, et emploient comme carburant les formes lourdes de l'hydrogène, qui "brûlent " plus facilement. Malgré tout, ces pièges magnétiques sont assez instables, ce qui fait que le plasma tend rapidement à s'évacuer quand il est assez chaud et assez dense pour déclencher la fusion nucléaire. Dans la plupart des cas et même avec beaucoup d'ingéniosité, la concentration du plasma ne dure qu'une petite fraction de seconde.

    L'hydrogène constitue toujours actuellement la majeure partie du soleil, qu'il approvisionne en carburant depuis 5 milliards d'années. Cela devrait continuer encore environ aussi longtemps..

L'évolution des étoiles

    Mis à part 5 planètes, tous les astres que nous voyons la nuit sont des soleils : certains sont plus grands que les nôtres, certains plus petits, certains en sont à la première partie de leurs développements, certains sont plus âgés, et certains ont évolué tout à fait différemment, pour beaucoup de raisons. Le télescope permet aux astronomes d'observer et de comparer des étoiles de taille différente, à différentes étapes d'évolution. Leurs spectres renseignent sur leurs températures, leurs lignes spectrales indiquent en partie leur composition. Une théorie générale de "l'évolution stellaire" a été bâtie à partir de ces renseignements, et s'applique également à notre propre soleil qui est une étoile typique "de la série principale".

    Toutes ces étoiles brûlent de l'hydrogène pour produire de l'hélium, et cette " combustion " est nucléaire, pas chimique (ce qui ne serait pas satisfaisant). Les grosses étoiles brûlent rapidement et brillamment, comme la bougie dans la ritournelle de la rue St Vincent , de Millay :

Ma chandelle brûle par les deux bouts ;
Elle ne durera pas toute la nuit ;
Mais, hà, mes ennemis, et oh, mes amis
Elle donne une bien jolie lumière !
(Une autre version, ci-dessous)
        Les petites étoiles durent plus longtemps et beaucoup brillent faiblement ; mais quelque soit sa taille, une étoile manque finalement d'hydrogène. Elle peut encore libérer de l'énergie en "brûlant " les noyaux plus lourds pour en fabriquer de plus grands, jusqu'au fer : c' est possible en théorie, mais en fournissant beaucoup moins d'énergie et sans prolonger considérablement la vie de l'étoile. Quand tout le carburant est épuisé, la pesanteur redevient la source dominante d'énergie, et l'étoile commence alors à s'effondrer.

    La terre conserve ses dimensions parce que sa pesanteur ne peut écraser les roches qui la constituent. C'est pareil pour une étoile insuffisamment massive pour démarrer la combustion nucléaire. Dans une petite étoile, de par exemple la moitié de la masse du soleil, tous les atomes peuvent finir par s'agglutiner, donnant "une naine blanche" pas plus grande que la terre. Une certaine émission d'énergie persiste (d'où le "blanc") mais en pratique l'étoile finit sa vie en une cendre noire.

    Ce sera peut être aussi le destin de notre soleil. En phase finale d'étranges changements se produisent : l'étoile devient "une géante rouge," diffuse et gigantesque dont ultérieurement une grande partie est soufflée dans l'espace et forme un nébuleuse "planétaire", sans qu'il ny ai eu aucune explosion. Voir "la complexité de la mort stellaire" de Yervant Terzian, "Science" vol. 256 p. 425-6, 15 octobre 1999.

Supernovas

    Les étoiles mesurant plusieurs fois la taille de notre soleil ont une pesanteur suffisante pour comprimer non seulement les atomes mais même les noyaux, et elles se concentrent en une sphère d'environ 15 kilomètres de diamètre. Avec cet effondrement elles deviennent des "étoiles à neutrons" (puisqu'il ne reste que des neutrons, tous les protons étant commués en cette forme), les noyaux géants sont aussi denses que ceux des atomes. Une énorme quantité d'énergie est libérée au cours de l'effondrement final qui est très rapide. Elle épluche et éjecte les couches supérieures comprimées de l'étoile en cours de contraction, et produit également des éléments plus lourds que le fer.

    Cet événement " en catastrophe " est appelé explosion de supernova " (techniquement, une " supernova de type 2 "). Tycho Brahe a eu la chance d'en observer une dans notre propre galaxie, en plein jour avec une évidente luminosité comparable à celle de Venus . Les chinois en ont observée une en1054, dans la constellation du Crabe, et d'autres encore sont survenues du temps de Kepler. Depuis lors, cependant, plus rien ne semble s'être produit à proximité de la terre. L'événement le plus notable (tout à fait intensif) a été observé en 1987 dans le grand nuage de Magellan , une petite galaxie voisine de la nôtre (voir l'image ci-dessus ; le nuage intérieur est celui de l'explosion, les anneaux semblent plus anciens).

    Le matériel soufflé par l'explosion d'une supernova se disperse finalement l'espace en entier, et se collecte en partie en nuages de poussière et de gaz d'où naissent ultérieurement de nouveaux soleils et de nouvelles planètes. Sur terre, les éléments plus lourds que l'hélium (sauf, sans doute, un peu de lithium) doivent tous être arrivés de cette façon, en tant que déchets de la combustion nucléaire après avoir été libérés ou créés dans l'explosion d'une étoile antérieure au cours de son effondrement final. Nos corps sont en fait de poussières d'étoile : le carbone, l'oxygène, l'azote et le reste prennent tous leurs origines dans la fusion nucléaire.

    Quant au "reste de supernova" résultant de l'effondrement, son avenir dépend de sa masse. Si l'étoile n'était pas trop massive, ce reste deviendra une étoile neutron(déjà décrite) et si en plus l'étoile tournait à l'origine autour d'un axe, sa rotation s'accélère énormément : le reste de la supernova de 1054 (voir à gauche son nuage éjecté, la "nébuleuse du crabe,") tourne à environ 30 tours par seconde ! Les champs magnétiques de l'étoile d'origine sont tous également énormément amplifiés, et les phénomènes associés peuvent lui faire émettre des ondes radio en faisceau, les Pulsars, sources pulsatives de radio qui ont des périodes remarquablement stables. Par ailleurs, la nébuleuse du crabe augmente toujours de taille : voir ici ici la comparaison de deux images, prise à 30 ans d'intervalle.

    Supplément , 20 Octobre 1999 : Le nouveau télescope orbital à rayon X Chandra a photographié en haute résolution sous rayons X la région centrale de la nébuleuse du crabe pour vérifier ce que soupçonnaient les astrophysiciens, que l'étoile résiduelle était entourée de débris en orbite, avec des particules de grande énergie parcourant son axe magnétique, là où les lignes de champ magnétique ne les bloquent pas. L'image de droite montre que c'est en effet assez vraisemblable. Pour un reste de supernova dans le Centaure, observé aussi par Chandra, voir , ici.

    La théorie indique qu'une étoile beaucoup plus massive que le soleil devient un trou noir . quand elle s'effondre aussi. On peut les prévoir et les calculer, mais pas les observer, parce que la pesanteur de l'étoile effondrée est si intense qu'aucune lumière et aucune information ne peuvent s'échapper vers l'extérieur. On s'attend donc à ce que de tels objets soient complètement noirs ; On les appelle "trous noirs" parce que la théorie générale de la relativité indique que la matière de genre d'étoile continue à se contracter indéfiniment jusqu'à un point sans dimensions. Ainsi, en théorie, ces étoiles sont comparables au puits sans fond du proverbe, bien qu'aucune observation ne pourra jamais le confirmer.

    Bien que les astronomes soient incapables de voir de tels objets, ils sont persuadés de leurs existence, au moins dans plusieurs localisations. Depuis maintenant assez longtemps on pensait qu'un trou noir très massif existait au centre de notre galaxie, et si oui, probablement aussi aux centres des autres galaxies, favorisant leur cohésion. Nous en avons maintenant une belle preuve absolue, L'histoire de cette découverte est donnée dans la section suivante,"le trou noir du centre de notre galaxie".

Une autre version de la rue StVincent de Millay

Questions des lecteurs:   Qui empeche le soleil de se dilater,d'exploser ?
                Autre question :  Question concernant l'enseignement de la fusion nucléaire .
                Une autre encore :  Quelle est la plus proche étoile en dehors de notre galaxie ?.
     Autre question:  Qu'est-ce que l'effondrement gravitationnel ?.

Ceci conclut notre présentation du soleil. "Stargazers " continue par les sections sur le vol dans l'espace et les vaisseaux spatiaux, en commençant par Le principe de la fusée
      Pour la section mentionnée ci-dessus sur "le trou noir au centre de notre galaxie", cliquez Ici.