Comment comprendre ce qu’il se passe à l’intérieur du Soleil ?
Le Soleil est le seul lieu où la fusion nucléaire est stable dans notre système solaire. Cela fait des décennies que les scientifiques tentent de comprendre sa physique. Où en est-on aujourd’hui ?
Notre Soleil représente à lui seul plus de 99 % de la masse du système solaire. Sans lui, la vie sur Terre serait impossible. Au delà de fournir de l’énergie à la Terre, on peut aussi le considérer comme un laboratoire de physique fondamentale. L’étude de sa structure interne et de sa modélisation théorique permet de mettre en évidence les limitations de nos connaissances. Depuis bientôt 4,6 milliards d’années, notre Soleil est le seul lieu de réaction de fusion nucléaire stable du système solaire. C’est en effet par la fusion d’hydrogène en hélium qu’il produit son énergie et qu’il continuera à le faire pour encore 5 milliards d’années.
Depuis plusieurs décennies, des groupes de recherche de par le monde s’attachent à mieux révéler l’intérieur de notre étoile et à étudier les phénomènes physiques agissant dans ces conditions extrêmes. Les expertises sont variées, allant de physiciens et astrophysiciens européens, dont je fais partie, Russes et Japonais, en passant par des spécialistes de physique nucléaire du Los Alamos National Laboratory ou du CEA de Paris-Saclay. Ensemble, nous tentons de percer les mystères de notre étoile en révélant sa face cachée, sa structure interne. Nos outils comptent des observations astronomiques effectuées tant depuis le sol que l’espace, mais aussi des simulations numériques avancées de la structure et de l’évolution du Soleil, appelées simplement « modèles solaires » (au sens de modèle physique, tels les modèles utilisés en géophysique pour décrire la Terre).
Elles constituent la base théorique sur laquelle sont élaborés les modèles utilisés pour étudier toutes les autres étoiles de l’Univers. Notre Soleil sert de calibrateur pour la physique stellaire. En conséquence, changer de modèle solaire, c’est changer de point de référence pour toutes les étoiles.
Calculer un modèle solaire est un exercice d’équilibre pour un astrophysicien. Il faut bien choisir ses éléments constitutifs. On pense immédiatement à sa composition chimique (en masse : 73 % d’hydrogène, 25 % d’hélium et 2 % d’éléments plus lourds ; en nombre d’atomes : 92 % d’hydrogène, 7,8 % d’hélium, 0,2 % d’éléments plus lourds). Cependant, d’autres choix entrent en jeu. Il s’agit de modéliser l’ensemble des phénomènes physiques se produisant en son sein. Tous ces ingrédients constituent des éléments de physique fondamentale définissant notre vision du Soleil, son « modèle standard ». La première définition d’un modèle standard pour notre Soleil date de 1980 environ et est due à John Bahcall, un astrophysicien américain.
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La crise des modèles solaires
Le modèle standard solaire a connu de grands succès, survivant à la « crise des neutrinos solaires ». Cette crise résultait de la détection de trois fois moins de neutrinos que prévu théoriquement. La divergence fut expliquée par une révision de la physique des neutrinos (récompensée par les prix Nobel en 2002 et 2015).
Le modèle standard solaire s’en trouva renforcé, devenant un élément clé de la théorie de l’évolution stellaire. Dans les années 2000, la révision de la composition chimique solaire a entraîné une nouvelle crise. Ces mesures furent réalisées à l’aide d’observations spectroscopiques, permettant d’identifier chaque élément chimique présent dans l’atmosphère solaire. L’amélioration des mesures spectroscopiques et des techniques d’analyse était à l’origine de cette révision.
Ces travaux, confirmés par la suite, menaient à une réduction de 30 % de l’abondance en masse de carbone et d’oxygène. Ce changement détruisit l’accord existant du modèle standard avec les mesures de neutrinos et les contraintes issues de l’étude des oscillations solaires, appelée héliosismologie. Comme en sismologie terrestre, qui se sert des ondes traversant notre planète pour en étudier l’intérieur, l’héliosismologie utilise les ondes acoustiques se propageant dans le Soleil pour en mesurer les conditions internes. Grâce aux oscillations solaires, on connaissait précisément certaines propriétés comme la masse volumique dans 95 % de l’intérieur de notre étoile.
La révision de la composition chimique du Soleil fut mal accueillie, car elle invalidait le modèle standard. Plusieurs groupes voulurent maintenir les valeurs du XXe siècle. La polémique enfla et de récentes mesures indépendantes par héliosismologie confirmèrent la réduction en oxygène, tout en maintenant les écarts observés dans les régions centrales.
L’explication des désaccords des modèles théoriques avec l’intérieur du Soleil est à chercher ailleurs… C’est dans ce contexte de débat intense que mon travail a commencé, il y a dix ans, durant ma thèse de doctorat. Je choisis d’adapter des outils numériques à ma disposition pour étudier la structure interne du Soleil. Ce qui devait être un petit détour au cours de ma thèse est devenu un projet majeur, en raison du regain d’intérêt pour l’héliosismologie et pour les modèles solaires.
L’importance de la physique fondamentale en physique solaire
Un modèle solaire ne se limite pas à sa composition chimique. Il fait intervenir une série d’éléments devant suivre les avancées de physique théorique et expérimentale. Nous savons que le Soleil produit son énergie par fusion d’hydrogène en hélium, les observations des neutrinos solaires l’ont confirmé de manière irréfutable. Cependant, la vitesse de ces réactions reste sujette à de petites corrections. Ces révisions sont minimes, mais le degré de précision quasi chirurgical avec lequel nous étudions le Soleil les rend significatives.
Un autre ingrédient clé des modèles solaires est l’opacité de la matière solaire, liée à sa capacité à absorber l’énergie du rayonnement. Comme dit plus haut, le Soleil génère son énergie par fusion nucléaire en son cœur. Cette énergie, avant de nous parvenir sur Terre, doit être transportée de l’intérieur du Soleil vers son atmosphère. Dans 98 % de sa masse, c’est le rayonnement à haute énergie (rayons X) qui s’en charge. Ainsi, si l’on change la « transparence » du milieu solaire, on change totalement la structure interne de notre étoile.
Dans le cas solaire, nous parlons de conditions extrêmes, quasi impossibles à reproduire sur Terre (températures de plusieurs millions de degrés, densités élevées). L’opacité a toujours joué un rôle clef en physique stellaire, ses révisions successives permirent de résoudre plusieurs crises par le passé. Chaque fois, les calculs théoriques avaient sous-estimé l’opacité. Rapidement, on envisagea qu’une nouvelle révision permettrait de « sauver » les modèles solaires. Dès 2009, les astrophysiciens s’attelèrent à estimer les modifications requises. Cependant, une des grandes difficultés résidait dans la connaissance de la composition chimique de l’intérieur solaire. En effet, notre étoile n’est pas statique. Au fil du temps, sa composition chimique évolue sous l’effet des réactions nucléaires au cœur et de la sédimentation. Ainsi, un atome d’oxygène à la surface du Soleil, plus lourd que son environnement, « tombera » vers les couches profondes, changeant les propriétés du plasma.
Le Soleil comme laboratoire de physique
Ces questions sont liées à notre connaissance des conditions physiques internes du Soleil et donc à notre capacité à les mesurer.
La précision atteinte sur la masse volumique du milieu solaire est phénoménale, inférieure au centième de pourcent. Ces mesures très précises m’ont permis de développer des méthodes de détermination directe de l’absorption du plasma solaire, l’opacité tant recherchée.
Elles ont montré que l’opacité des modèles solaires actuels est inférieure aux mesures héliosismiques d’environ 10 %. Ces résultats ont confirmé indépendamment les mesures des Sandia National Laboratories (États-Unis), où des physiciens ont reproduit des conditions quasi solaires et mesuré la capacité d’absorption du plasma. En 2015, ces mesures avaient déjà montré des écarts significatifs entre théorie et expérience. Dix ans plus tard, elles sont confirmées par de nouvelles campagnes et des mesures indépendantes. La balle est désormais dans le camp des théoriciens, afin d’expliquer des différences préoccupantes qui révèlent les limites de notre compréhension de la physique dans les conditions extrêmes de notre étoile.
Sandia National Laboratories
Du Soleil aux étoiles
L’enjeu dépasse toutefois de loin notre vision de l’intérieur du Soleil. Depuis le début du XXIe siècle, de nombreuses missions sont consacrées à l’étude des étoiles et de leurs exoplanètes. Les techniques d’héliosismologie se sont naturellement exportées aux autres étoiles, menant au développement exponentiel de l’astérosismologie.
Pas moins de quatre missions majeures furent consacrées à cette discipline : CoRoT, Kepler, TESS et bientôt PLATO. Toutes visent à déterminer précisément les masses, rayons et âges des étoiles de notre galaxie, les modèles stellaires étant essentiels pour cartographier l’évolution de l’Univers. Cependant, toutes ces considérations sur la datation des objets cosmiques nous ramènent à l’infiniment proche et petit. Donner l’âge d’une étoile requiert de comprendre précisément les conditions physiques régissant son évolution.
Ainsi, savoir comment l’énergie est transportée en son sein est primordial pour comprendre comment, de sa naissance à sa mort, l’étoile évolue. L’opacité, régie par des interactions à l’échelle de l’Angström (10-10 m), est donc essentielle pour modéliser l’évolution des astres, à commencer par notre Soleil.
Gaël Buldgen a reçu des financements du FNRS (Fonds National de la Recherche Scientifique, Belgique) et du Fonds National Suisse (FNS).
Auteur : Gaël Buldgen, Docteur en astrophysique, spécialiste de physique solaire et stellaire, Université de Liège
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