Le soleil, l'objet le plus massif du système solaire, est un population I étoile naine jaune. C'est à l'extrémité la plus lourde de sa classe d'étoiles, et son statut de population I signifie qu'elle contient des éléments lourds. Les seuls éléments dans le noyau, cependant, sont l'hydrogène et l'hélium; l'hydrogène est le combustible des réactions de fusion nucléaire qui produisent en continu de l'hélium et de l'énergie. À l'heure actuelle, le soleil a brûlé environ la moitié de son carburant.
Comment le soleil s'est formé
Selon le hypothèse nébulaire, le soleil a vu le jour à la suite de l'effondrement gravitationnel d'une nébuleuse - un grand nuage de gaz et de poussière de l'espace. Au fur et à mesure que ce nuage attirait de plus en plus de matière vers son noyau, il commença à tourner sur un axe, et le centre partie a commencé à chauffer sous les énormes pressions créées par l'ajout de plus en plus de poussière et des gaz. À une température critique - 10 millions de degrés Celsius (18 millions de degrés Fahrenheit) - le noyau s'est enflammé. La fusion de l'hydrogène en hélium a créé une pression vers l'extérieur qui a contrecarré la gravité pour produire un état stable que les scientifiques appellent la "séquence principale".
L'intérieur du soleil
Le soleil ressemble à un orbe jaune sans particularité de la Terre, mais il a des couches internes discrètes. Le noyau central, qui est le seul endroit où se produit la fusion nucléaire, s'étend sur un rayon de 138 000 kilomètres (86 000 miles). Au-delà, la zone radiative s'étend presque trois fois plus loin, et la zone convective atteint la photosphère. À un rayon de 695 000 kilomètres (432 000 miles) du centre du noyau, la photosphère est la couche la plus profonde que les astronomes peuvent observer directement et la plus proche du soleil d'une surface.
Rayonnement et convection
le température au coeur du soleil est d'environ 15 millions de degrés Celsius (28 millions de degrés Fahrenheit), ce qui est près de 3 000 fois plus élevé qu'à la surface. Le noyau est 10 fois plus dense que l'or ou le plomb, et la pression est 340 milliards de fois la pression atmosphérique à la surface de la Terre. Le noyau et les zones radiatives sont si denses que les photons produits par les réactions dans le noyau mettent un million d'années pour atteindre la couche convective. Au début de cette couche semi-opaque, les températures se sont suffisamment refroidies pour permettre aux éléments plus lourds, tels que le carbone, l'azote, l'oxygène et le fer, de retenir leurs électrons. Les éléments les plus lourds emprisonnent la lumière et la chaleur, et la couche finit par « bouillir », transférant l'énergie à la surface par convection.
Réactions de fusion au cœur
La fusion de l'hydrogène en hélium dans le noyau solaire se déroule en quatre étapes. Dans le premier, deux noyaux d'hydrogène - ou protons - entrent en collision pour produire du deutérium - une forme d'hydrogène avec deux protons. La réaction produit un positron, qui entre en collision avec un électron pour produire deux photons. Dans la troisième étape, le noyau de deutérium entre en collision avec un autre proton pour former de l'hélium-3. Dans la quatrième étape, deux noyaux d'hélium-3 entrent en collision pour produire de l'hélium-4 - la forme d'hélium la plus courante - et deux protons libres pour reprendre le cycle depuis le début. L'énergie nette libérée pendant le cycle de fusion est de 26 millions d'électrons-volts.