Naissance du Soleil

Le Soleil, une étoile constellant l’Univers parmi tant d’autres. Agé aujourd’hui d’environ 5 milliards d’années, il est au milieu de sa vie. Une vie paisible qui se terminera par son anéantissement ainsi que de toutes les planètes telluriques orbitant autour de lui.

L’histoire de notre Soleil débute dans la région du Bras d’Orion, à 28 000 années lumière du centre de notre galaxie, la Voie Lactée. Il y a des milliards d’années, une supernova arrivant en fin de vie explose engendrant un gigantesque nuage composé essentiellement d’hydrogène et d’hélium mais aussi de poussières.

Piliers de la création
Les Piliers de la création, véritable pouponnière d'étoiles - Photo Nasa/ESA/Hubble Heritage Team/STScI/AURA (Agrandir)

Il tient à son équilibre en raison de la pression thermique des molécules et des particules de poussière le constituant. A un moment donné, le nuage subit une légère perturbation qui le comprime légèrement jusqu’à ce qu’il atteigne ce que l’on appelle « la masse de Jeans ». En 1902, le physicien britannique James Jeans démontrait qu’un nuage de gaz pouvait subir un effondrement gravitationnel. Il se produit quand l'attraction gravitationnelle causée par une surdensité d'un milieu devient supérieure aux forces de pression qui ont tendance à détendre une surdensité. Lorsque le nuage atteint la masse de Jeans, il s’effondre sur lui-même en se fragmentant en plusieurs parties. Chacune d’elle s’effondre à son tour jusqu’à atteindre une taille minimale qui ne permet plus de poursuivre le processus. Tout en s’effondrant, la température et la pression augmente au point de donner naissance à ce que l’on appelle une protoétoile. A l’échelle astronomique, la formation de la protoétoile est relativement rapide puisqu’elle n’est que de 50 millions d’années.

Protoétoile
Image prise par le télescope spatial Spitzer en infrarouge de l'objet Herbig-Haro HH 46/47 qui contient une protoétoile - Photo Nasa/JPL

Une protoétoile est la phase durant laquelle la contraction gravitationnelle d’un nuage permet d’augmenter la température au point d’atteindre le seuil de déclenchement de la réaction thermo nucléaire. Durant cette phase qui s’étend sur plusieurs millions d’années, la protoétoile continue à absorber les gaz dans son environnement proche. Lorsque le cœur atteint la température de 10 millions de degrés, la réaction thermonucléaire s’amorce faisant passer la protoétoile au stade d’étoile.

Et le reste du système solaire dans tout ça ? La force de gravitation finit par avoir raison d'une petite partie du nuage géant qui se transforme peu à peu en un disque de gaz et de poussière, tournoyant avec comme point central le futur Soleil. La protoétoile est une grande consommatrice de matière. Cependant, il en reste suffisamment que pour constituer le cortège de planètes, lunes, comètes, astéroïdes et autres planètes naines. Tous ces astres se forment en même temps que le Soleil par accrétion sous l'influence de la gravitation. Il y a 4,6 milliards d’années, le processus de formation du Soleil et des planètes s’achève. Un nouveau système solaire vient de naître dans l’Univers.

Vie du Soleil

Cinquante millions d’années après l’amorce de sa formation, le Soleil passe au stade de séquence principale. Durant 10 milliards d’années, il va transformer les molécules d’hydrogène le constituant en molécules d’hélium par réaction thermonucléaire, devenant continuellement plus chaud et lumineux au rythme d'environ 10 % à chaque milliard d'années. La vie calme qu’il aura pendant ce laps de temps permettra à la vie d’éclore sur une planète située à 150 millions kilomètres de là, la Terre.

Mort du Soleil

Après avoir épuisé l’hydrogène de son noyau et entamé celui qui constitue l'enveloppe extérieure de son noyau, le Soleil débutera une nouvelle étape de sa vie qui mènera à sa mort. Ses couches externes commenceront à se dilater progressivement au point d’augmenter d’un facteur de 200 la taille de notre étoile. Au passage, il absorbera les planètes Mercure, Vénus et la Terre. Devenu une géante rouge, il deviendra très lumineux bien que sa température soit plus basse que durant la séquence principale. En manque d’hydrogène, c’est avec l’hélium accumulé pendant 10 milliards d’années dans son cœur qu’il continuera le processus nucléaire. Il le transformera en molécules de carbone et d’oxygène. Cette phase transitoire, instable, conduira irrémédiablement à l’effondrement du noyau sur lui-même donnant naissance à une naine blanche. Quant aux couches supérieures, elles sont expulsées par la pression de radiation émise pour former ce que l’on appelle les nébuleuses planétaires. Très chaude au départ, la naine blanche finira par se refroidir avant de s’éteindre définitivement au bout de plusieurs milliards d’années.

Nébuleuse du Sablier
La nébuleuse du sablier vue par le télescope spatial Hubble - Photo Nasa/R. Sahai/J. Trauger (JPL)/The WFPC2 Science Team

Sources