En route vers le soleil
par Émiline Filion
Aucun parmi vous n'a jamais mis le moindre pied dans l'espace sidéral, soit en dehors de l'atmosphère de notre précieuse planète. Néanmoins, je suis sûr que chacun d'entre vous y a déjà rêvé un jour. Bien que ce ne soit qu'un rêve, je vous donne maintenant la possibilité de vous laisser voguer à votre gré. Lorsque vous fermerez les yeux et que vous les ouvrirez à nouveau, je vous proposerai un voyage mémorable en direction de l'étoile située au coeur de notre système solaire: le Soleil. 1,2,3, go...
Vous êtes en ce moment tous assis dans l'astronef Solar Explorer. Dans quelque huit minutes, notre astronef, voyageant à la vitesse de la lumière, devrait se trouver en position privilégiée pour l'observation de notre étoile vitale. Au cours de ce court intervalle, laissez-moi uniquement vous rappeler que nous ne sommes pas le premier engin spatial conçu par l'homme à prendre la direction du Soleil.
Auparavant, il y a eu, de 1973 à 1975, la sonde américaine Mariner 5 dont le résultat fut les premières photographies de la surface du Soleil soit la photosphère. Cette sonde s'approcha à 45 millions de kilomètres de notre étoile. Par la suite, de 1976 à 1978, la sonde allemande Hélios lui a rendu visite en s'approchant à 43 millions de kilomètres. Le but de cette mission était l'étude de la couronne, des vents solaires et des protubérances. Puisque nous ne pouvons jamais apercevoir les pôles de l'astre du jour de la terre, une autre sonde, Ulysse, lui a rendu visite en 1993. Le but de son survol se basait massivement sur l'étude des pôles.
Nous avons maintenant dépassé l'orbite de Mercure et l'observation du Soleil est à notre portée. Nous avons donc presque franchi la distance d'une unité astronomique soit la distance entre la Terre et le Soleil. Par mesure de sécurité, nous n'irons malheureusement pas plus près. Il y a six milliards d'années, un gigantesque nuage de gaz et de poussière recouvrait le système solaire. Ce nuage était principalement composé de fer, de nickel, d'hydrogène et d'hélium. Ensuite, le centre s'est solidifié et réchauffé avec un mélange de métaux, d'hydrogène et d'hélium donnant naissance au Soleil. Puis, 0,5 milliard d'années plus tard, des blocs de roches très riches en fer et en nickel se sont solidifiés au contact des uns des autres ,formant ainsi les planètes que nous connaissons actuellement. Le Soleil est une étoile de type spectral (caractéristiques d'une étoile) G. Cela signifie qu'il s'agit d'une étoile jaune, principalement composée de métaux et dont la température à la surface est de 5800K. Le Soleil fait donc parti des étoiles de taille moyenne. Son rayon est de 696 000 km, sa masse est de 2,10 x 1030 kg soit 330 000 fois celle de la terre et sa masse volumique est de 1400 kg/m3. Cependant, il est considéré comme une étoile légère.
Avec curiosité, vous vous rapprochez du hublot. Un joli spectacle d'éruptions et de protubérances, c'est-à-dire d'immenses jets de matière formant des boucles et qui suivent les lignes de champs magnétiques, vous séduit avec acharnement. Un peu plus loin, vous remarquez que la surface, nommée la photosphère, est quelques fois parsemée de taches solaires. En effet, ces taches sombres sont des endroits où la température est moindre. Cela représente environ 4000 K. De même, elles sont de grandes tailles, dont certaines peuvent atteindre 25 000 km. Généralement, elles sont présentes pour plusieurs années. En 1613, Galilée fut leur découvreur. Ailleurs, vous remarquez aussi la présence de zones brillantes dont l'apparition précède souvent celle des tâches solaires. Ce sont les facules. Un peu plus loin, vous apercevez des spicules qui sont en réalité des jets de gaz pouvant atteindre une hauteur de 10 000 km mais dont la durée de vie n'excède pas dix minutes. Ceux-ci sont responsables de l'épaisseur de la chromosphère à certains endroits.
Aux alentours, la première couche de l'atmosphère solaire, la chromosphère, colore l'horizon d'une teinte rougeâtre prononcée. Cette mince couche atmosphérique couvre quelques milliers de kilomètres et sa température se maintient autour de 10 000 K. Au-dessus de cette dernière, la couronne solaire se caractérise par une température de l'ordre de 1 000 000 K. Étrangement, vous vous demandez pourquoi la couche externe du soleil est plus chaude. En effet, le gaz est tellement raréfié dans cette dernière couche qu'elle est plus facile à réchauffer. Elle est donc une source de rayon X. De même, cette couche plus étendue émet peu de lumière contrairement à la chromosphère. Par conséquent, elle est plus difficile à observer. C'est pour cette raison que nous ne pouvons que l'observer attentivement que lors d'éclipses du Soleil. Enfin, vous pouvez aussi observer un flux de matière chaude s'échappant continuellement du Soleil au-delà de la couronne solaire. Il s'agit du vent solaire. Ce vent est responsable des nombreuses aurores boréales que nous pouvons observer à chacun des pôles de la terre.
À l'intérieur de l'astronef, un attaché scientifique - Spock - vous présente maintenant une coupe du Soleil d'où chacune des couches internes est visible. Le centre est caractérisé par un noyau responsable des réactions nucléaires produisant l'énergie vitale du Soleil. Cette énergie est obtenue en majorité par deux réactions nucléaires principales: proton-proton et béryllium-bore. Dans le premier cas, deux protons s'associent pour produire un isotope d'hélium-4 libérant une quantité considérable d'énergie. Dans l'autre cas, un isotope d'hélium-4 et d'hélium-3 se joignent créant temporairement un noyau de béryllium-7 se transformant en bore-8 après libération d'énergie et se décomposant finalement en deux isotopes d'hélium-4. Ces deux transformations sont aussi responsables de l'émission de neutrinos (particule élémentaire sans masse, ni charge). Le noyau est généralement composé d'hydrogène, d'hélium et de métaux ferreux. Enfin, le noyau occupe 25 % du rayon solaire et sa température s'approche de 15 000 000 K.
La deuxième partie interne du Soleil est la zone radiative. Cette couche représente 60 % du rayon du Soleil et sa température se situe autour de 13 000 000 K. Dans cette zone, la puissante chaleur produite par les réactions du noyau est transmise sous forme de photons entrant constamment en collision avec d'autres particules de matières. Un fait surprenant est qu'un photon émergeant du noyau met en moyenne 1 million d'années pour sortir de cette zone.
La troisième couche se nomme la zone de convection. Tout comme la zone radiative, elle est formée d'hydrogène et d'hélium. Sa température voisine autour de 3 000 000 K et son rayon correspond à 15 % de celui du Soleil. En moyenne, un photon provenant de la couche inférieure prend 2 mois pour la franchir. Par la suite, les photons sont transformés en photons de lumière lorsqu'ils atteignent la surface, soit la photosphère. La longueur d'onde ainsi que la fréquence de chacun d'entre eux varient avec le niveau d'énergie atteint.
Avant d'amorcer les manœuvres de retour, un petit moniteur agité par un bras télécommandé se déplace en votre direction. Un documentaire représentant la position du Soleil dans notre galaxie débute à l'instant. Le Soleil se situe à une distance de 28 000 années-lumière du centre de la galaxie. Vue de la terre, sa magnitude visuelle apparente est de -26,8, alors que sa magnitude absolue (magnitude telle qu'on la voit à un rayon de 36 années-lumière) est de +4,83. La rotation du Soleil est rapide. En effet, il effectue une rotation sidérale autour d'un axe de 82'85'' en 25,38 jours. De même, il effectue une révolution autour du centre de la galaxie. Ainsi, notre étoile se dirige vers Véga à une vitesse de 108 km/h alors que l'étoile de Bernard se déplace en notre direction. Enfin, Proxima du Centaure est l'étoile la plus près de notre berceau. Elle est située à une distance de 4,2 années-lumière.
Enfin, le Soleil se situe environ à sa demi-vie. En d'autres mots, il continuera à briller et à apporter chaleur et énergie à la Terre pour encore 5 milliards d'années. Lorsqu'il aura épuisé toutes ses réserves de plasma (quatrième état de la matière représentant l'état gazeux ionisé) d'hydrogène, il pourrait fort bien devenir une géante rouge qui engloutirait Mercure, Vénus, la Terre et probablement Mars dans le but de se nourrir de plasma d'hydrogène. Enfin, il finira par exploser pour donner naissance à une naine blanche, c'est-à-dire une petite étoile de la taille de la Terre et à faible luminosité. Il n'y a vraiment pas de quoi vous alarmer!
Depuis sa naissance, notre étoile est responsable en très grande majorité de l'émergence de la vie sur la terre, elle nous est donc d'une nécessité absolue. Imaginez qu'elle disparaisse tout d'un coup! Encore une fois, détendez-vous car cela n'est qu'un phénomène fictif. Finalement, j'espère que notre petite odyssée vous a bien intéressé et qu'elle vous a été bien bénéfique et enrichissante. Vous pouvez maintenant refermer vos yeux et lorsque vous les rouvrirez, vous réintégrerez le monde de la réalité malgré vous...
