44 Astronomie-Québec Janvier/février 2015 D’abord, un petit rappel : notre Soleil est une étoile naine jaune appartenant au type spectral G, avec une température de surface proche de 6 000 K. On peut détecter à sa surface des éléments chimiques tels que l’hydrogène et l’hélium, et bien sûr des éléments plus lourds. La masse du Soleil est de 1,9891 × 10 30 kg, et son diamètre équatorial est d’environ 1 390 000 km. À partir de la couronne solaire, on retrouve en ordre successif la stratosphère et la photosphère ; sous cette dernière se trouvent la zone de convection, la zone de radiation et, pour finir, le cœur de notre étoile son noyau (voir Fig. 1 ci-contre). La zone de convection s’étend de 0,8 rayon solaire jusqu’à la photosphère. La zone de radiation, quant à elle, se situe approximativement entre 0,25 et 0,7 rayon solaire. Puis, le cœur (noyau) s’étend du centre à environ 0,25 rayon solaire, avec une masse volumique supérieure à 150 000 kg/m³ et une température approchant les 15 millions de kelvins. La structure interne du Soleil n’est pas observable directement ; pour y arriver, on utilise l’héliosismologie, qui nous permet de mesurer et de visualiser indirectement la structure interne du Soleil. L’héliosismologie est utilisée par les astrophysiciens qui étudient les mouvements sismiques du Soleil, de la même façon que les sismologues « terrestres » le font pour étudier les ondes produites par les tremblements de terre et déterminer la structure interne de la Terre. L’héliosismologie est une discipline très jeune, mais les instruments d’observation permettent d’effectuer des mesures similaires sur des étoiles situées à plusieurs dizaines d’années-lumière ; on parle alors d’astérosismologie. Les simulations informatiques (comme celle de la Fig. 2, ci-dessous) sont également utilisées comme outils théoriques pour sonder les couches les plus profondes. L’image de synthèse reproduite ici montre les motifs d’oscillation acoustique en mode p tant à l’intérieur qu’à la surface du Soleil. C’est dans le cœur du Soleil que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques [1] qui transforment son hydrogène en hélium, soit 564 millions de tonnes d’hydrogène converties en 559 millions de tonnes d’hélium, et ce, chaque seconde, libérant une énergie correspondant à l’annihilation de 4,26 millions de tonnes de matière par seconde, produisant 383 yottajoules (383 × 10²⁴ joules) par seconde, soit l’équivalent de l’explosion de 91,5 × 10¹⁵ tonnes de TNT [2]. Pour comprendre ces réactions, parlons de la chaine PP (de « proton- [1] De l’ancien grec ἔξω (éksō), « extérieur » et θέρμη (thérmē), « chaleur » ; par opposition à endothermique, de l’ancien grec ἔνδον (éndon), « intérieur ». [2] Wikipédia. Soleil. Section « Le cœur ou noyau » ∙ http://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil