Ken Tapping, le 4 mai 2011

Bon nombre d’ouvrages d’astronomie décrivent le Soleil et les autres étoiles comme d’« énormes boules de gaz brûlants ». Il suffirait pourtant d’un coup d’œil pour constater que tel n’est pas le cas. Si ce l’était, les étoiles ressembleraient à « de grosses taches floues ». Or, quelques exceptions mises à part, le Soleil et les étoiles n’ont absolument pas cet aspect. Ils ressemblent plutôt à de grosses sphères lumineuses. L’explication est que presque toute l’énergie envoyée dans l’espace émane d’une mince couche (la photosphère), si bien définie qu’on dirait qu’elle est solide. De simples boules de gaz ne pourraient réaliser cet exploit; il leur manquerait un ingrédient, ingrédient qu’on sait maintenant être de puissants champs magnétiques.

La température au cœur du Soleil fluctue entre 10 et 20 millions de degrés Celsius. À mesure qu’on s’en éloigne vers la « surface », la température diminue graduellement jusqu’à ce qu’on arrive à la photosphère, où elle se situe autour de 6000 °C. C’est la température de la photosphère qui dicte la couleur de l’étoile. Quelques milliers de kilomètres au-dessus de cette « surface », la température recommence à grimper pour vite dépasser le million de degrés. Encore une fois, on doit ce phénomène aux champs magnétiques.

En 1958, le physicien Eugene Parker expliqua que l’atmosphère du Soleil ne pouvait être stable, qu’elle devait se projeter rapidement dans l’espace et que la partie perdue était renouvelée par l’évaporation du matériau composant la photosphère. C’est à lui qu’on doit l’idée des « vents solaires ». Ses travaux expliquent bon nombre des liens entre la Terre et le Soleil demeurés ignorés pendant plus d’un siècle, notamment les orages magnétiques et les fantastiques aurores boréales. Avant lui, on savait que ces phénomènes étaient déclenchés par le Soleil, mais on ignorait comment et ce qui les unissait.

Les étoiles naissent de l’effondrement de nuages de gaz froids. Au cœur du nuage, la température finit tôt ou tard par atteindre des millions de degrés et la matière est alors si comprimée que se déclenche la fusion nucléaire. Une étoile est née. Du coup, la situation change totalement. Jusqu’à ce moment, la seule force qui agissait sur la matière dont l’astre est constitué était la gravité. C’était elle qui tirait le nuage en contraction vers l’intérieur. Dorénavant, il faudra tenir compte des rayonnements qui émanent de l’étoile, c’est-à-dire du flux d’énergie qui en sort. Le Soleil inonde chaque mètre carré de la surface terrestre d’environ 1400 watts. Pour cela, chaque mètre carré de la photosphère solaire doit projeter près de 14 millions de watts dans l’espace. La force extérieure engendrée par un tel flux d’énergie est celle qui propulse les vents solaires.

La luminosité d’une étoile dépend de sa masse. Une étoile deux fois plus massive que le Soleil brillera environ dix fois plus. Une autre ayant le quadruple de sa masse brillera 100 fois plus et une étoile géante, 60 fois plus massive, luira un million de fois plus. Imaginez l’irradiation de jusqu’à 14 billions de watts par mètre carré de surface. À certains endroits, la « pression extérieure des rayonnements » dépassera considérablement la gravité de l’étoile, ce qui engendrera un vent stellaire de la puissance d’une tornade. Comparativement, le Soleil nous envoie une brise. Ce vent balayera les nuages de matière flottant dans l’espace, en déclenchant parfois l’effondrement pour faire naître de nouvelles étoiles, ou arrachera l’atmosphère des planètes. Cette partie de la physique est réellement fascinante et, pour notre bonheur, nous possédons des outils pour l’observer en détail. Pour un plus grand bonheur encore, ces phénomènes surviennent très loin de nous!