Naissance du Soleil et du Système Solaire

Il y a environ 4,5 à 5 milliards d'années, à la place du système solaire se trouvait un nuage de gaz comme il y en a tant dans l'espace.

Une partie au moins de ce nuage provenait des restes de l'explosion d'une étoile (supernova) beaucoup plus ancienne qui, lors de l'éjection de ses couches les plus externes, avait enrichi l'espace en éléments chimiques lourds (plus lourds que l'hélium). Mais l'immense partie de ce nuage était formée d'hydrogène et d'un peu d'hélium.

Dans l'espace interstellaire, la principale force qui agit, même faiblement, est la gravité. Aussi, les atomes du nuage de gaz se sont attirés mutuellement les uns les autres. La matière ainsi accrétée a formé un nuage de plus en plus dense, attirant de façon de plus en plus efficace les particules avoisinantes. La partie centrale de cette nébulosité s'est trouvée soumise à la " poussée " des atomes extérieurs attirés vers l'intérieur. La densité et la pression du centre ont augmenté, provoquant un accroissement de la température.

Quand la température a atteint environ 10 millions de degrés, des réactions thermonucléaires se sont enclenchées (voir encadré). Celles-ci ont provoqué la fusion de l'hydrogène, quatre de ses atomes formant un atome d'hélium, en libérant de l'énergie. De la lumière est émise : le Soleil s'allume. Après un démarrage sporadique, il faudra attendre quelques millions d'années pour que les réactions thermonucléaires deviennent permanentes. Quand ce " flash " d'émission d'énergie s'est stabilisé, les couches les plus externes du gaz accrété ont été repoussées par le rayonnement émergeant de la nouvelle étoile.

Les atomes les plus légers (hydrogène, hélium) vont être repoussés plus facilement que les atomes plus lourds. Une partie du gaz de la nébuleuse initiale non utilisé par notre nouveau Soleil, va à son tour être accrétée, formant les planètes (plus chargées en éléments lourds près du Soleil et en éléments légers loin du Soleil).

A mesure que les milliards d'années s'écoulent, notre nouveau Soleil tourne autour du centre de la Galaxie (en 250 millions d'années environ) et frôle (au sens astronomique) d'autres étoiles qui vont capter une partie du gaz restant qui s'effiloche peu à peu jusqu'à n'être quasiment plus qu'un souvenir.

Le système solaire est né.

Si l'on s'amusait à faire une sorte de photographie instantanée de la population de la France, et si l'on classait les gens en fonction d'un certain nombre de critères, on pourrait mettre en relation plusieurs d'entre eux. Par exemple, la couleur des cheveux, la taille, la pilosité, la souplesse de la peau en fonction de l'âge : on se rendrait compte ainsi que la majorité des individus se positionnent sur un diagramme caractéristique en fonction de l'âge dans une région de la courbe située, disons, entre 18 et 70 ans, avec pour chaque critère des propriétés assez voisines, alors que les variations seraient plus marquées et plus rapides avec l'âge pour les enfants et les vieillards. Cependant, des écarts à ces moyennes existeraient. Par exemple des adultes plus grands ou plus petits que la moyenne, des enfants qui auraient grandi " trop " vite. A partir de ce diagramme, si l'on nous donnait les caractéristiques d'une personne, nous pourrions l'y placer et en déduire son âge approximatif.

Schéma du Diagramme H-R, température, luminosité, et évolution stellaire
(avec indication de la position du Soleil)

Les myriades d'étoiles que nous voyons dans le ciel possèdent toutes une histoire différente. Certaines sont nées récemment, d'autres sont très anciennes. Quand nous les observons et regardons leurs caractéristiques (luminosité, masse, température, âge), et que nous traçons sur un schéma les unes en fonction des autres, elles se placent dans des régions bien définies. Une telle figure s'appelle diagramme de Hertzsprung-Russel. C'est une représentation instantanée de la population stellaire, comme l'était la photographie de la France que l'on a évoquée plus haut. La majorité des étoiles, durant leur âge adulte, se place dans une région donnée appelée " séquence principale ", alors que les étoiles en formation ou en fin de vie vont sillonner d'autres régions du diagramme. De même, certaines étoiles particulières vont se situer en dehors de cette " séquence principale ".

Evolution du Soleil

Quand l'hydrogène du centre du Soleil sera épuisé, les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium cesseront, et la température (de l'ordre de 10 à 15 millions de Kelvin) sera insuffisante pour démarrer la réaction de fusion de l'hélium en éléments plus lourds. L'équilibre sera alors rompu, et la force gravitationnelle l'emportera : le Soleil se contractera, ce qui aura pour effet de chauffer son cœur. Cette contraction ramènera de l'hydrogène des couches extérieures vers le noyau. Cet hydrogène va alors fusionner à son tour, mais le noyau va continuer à se contracter et s'échauffer. Quand la température y atteindra 100 millions de Kelvin, par suite de cette contraction, les réactions de fusion de l'hélium en carbone vont se mettre en route, fournissant un trop-plein d'énergie à l'étoile qui va alors entrer rapidement en expansion : son rayon va augmenter, donc sa surface, ce qui va faire diminuer la température de surface de l'étoile. Le Soleil deviendra alors une géante rouge, très chaude au centre (10⁸ K), et " froide " en surface (~ 3 000 K). Ses couches superficielles pourront alors dépasser l'orbite de la Terre.

L'énergie libérée par la fusion de l'hélium en carbone est plus faible que celle libérée par la fusion de l'hydrogène en hélium. Donc la durée de vie de notre géante rouge va être environ 10 fois plus courte que le temps passé sur la séquence principale (l'âge adulte du Soleil).

Lors du " flash " de l'hélium (c'est-à-dire lorsque se déclenche la fusion de l'hélium en carbone), la violence du processus pourra aller jusqu'à éjecter les couches les plus externes du Soleil, formant ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire (qui n'a rien à voir avec les planètes, malgré son nom), nuage de gaz qui va s'éloigner peu à peu de l'étoile pour finir par se disperser dans l'espace, et peut-être participer à la formation d'un nouveau système stellaire.

Quand l'hélium du cœur aura fusionné, une nouvelle contraction va ramener vers le centre de l'hydrogène et de l'hélium non consommés, faisant reprendre avec violence les réactions nucléaires. Quand ce dernier combustible aura brûlé, la gravitation reprendra ses droits, jusqu'à ce que la pression interne la compense (le Soleil n'a pas une masse suffisante pour que la température atteinte au centre permette la fusion du carbone). Le Soleil se stabilisera alors sous la forme d'une naine blanche d'un rayon de l'ordre de celui de la Terre, avec une densité d'environ 10¹⁰ (eau = 1). Les dernières réactions nucléaires s'éteindront peu à peu et le Soleil deviendra une naine noire (n'émettant plus de rayonnement), cadavre d'étoile.