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Summary

3. Le Soleil mis en nu : Une étoile est une sphère de plasma en équilibre hydrostatique, c’est-à-dire tel que les deux forces antagonistes que sont que la gravitation, tendant à compresser l’étoile, et la pression interne du gaz, tendant à étendre le gaz se compensent. Cet équilibre va déterminer la structure de l’étoile et les conditions physiques qui y règnent. Pour une étoile comme le Soleil, on trouve en son centre le cœur nucléaire qui s’étend sur 0.25 rayon solaire et concentre 50% de la masse solaire. Les conditions y sont extrêmes : 15 millions de Kelvin et 150 g/cm3 ! Elles permettent le déclenchement de réactions de fusion nucléaire libérant l’énergie alimentant l’étoile. De ce point de vue, le Soleil peut être assimilé à un réacteur à fusion par confinement gravitationnel. De plus c’est dans cette région que sont produits les neutrinos solaires dont la différence entre le flux mesuré sur Terre et prédit par les modèles, a longtemps posé un problème aux physiciens nucléaires et aux héliosismologues. C'est la récente découverte de l'oscillation des neutrinos (le changement de leur saveur entre leur émission et leur détection) qui a expliqué cet écart et montré la robustesse des prédictions des modèles solaires. L’énergie libérée dans cette zone est transportée jusqu’à la surface. Ce transfert se fait d’abord par rayonnement : c’est la zone radiative, s’étendant jusqu’à 0.7R. L’interaction entre les photons et le plasma assure le transfert de chaleur. Ceux-ci sont absorbés puis réémis par le milieu. Ainsi un photon produit au cœur du Soleil mettra 1 million d'années pour traverser cette région (alors qu'il ne faut que 2 secondes aux neutrinos pour traverser le Soleil). Un gradient de température et de densité très important existe entre le cœur (15000000 K) et la surface de l’étoile (5800 K). La composition du plasma solaire est telle qu'à une certaine profondeur les éléments lourds (carbone, oxygène ou azote par exemple) contribuent de manière importante à l'opacité. Celle-ci augmente alors fortement entraînant une forte augmentation de la chaleur emmagasinée. Pour l’évacuer plus efficacement, un autre moyen de transport entre en œuvre : la convection. La chaleur est alors transférée par des mouvements macroscopiques de matière dans la zone convective. Ces mouvements de convection contribuent à mélanger et homogénéiser la composition solaire, et se manifestent en surface par la granulation, ce bouillonnement violent et continu qui excitent les ondes sonores. C’est grâce à la sismologie que l’on a accès à ces régions inaccessibles de visu. Les prédictions de la théorie de la structure et de l’évolution solaire sont ainsi testées et vérifiées amenant notre compréhension du Soleil à un niveau supérieur.

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