Quelle est la température approximative au cœur du Soleil, et quel processus nucléaire y produit l'énergie émise par l'étoile ?

Au centre du Soleil se trouve une région extrêmement dense et chaude où se produit la transformation qui alimente l’étoile. La température y atteint approximativement 15 millions de degrés Celsius. Dans ces conditions, la matière forme un plasma : les électrons ne restent pas liés aux noyaux atomiques, qui se déplacent au sein d’un milieu très énergétique. Cette chaleur et cette forte pression permettent à des noyaux d’hydrogène de se rapprocher suffisamment pour que des réactions de fusion aient lieu.

Une température de l’ordre de 15 millions de degrés

La température du cœur solaire ne peut pas être mesurée directement avec un thermomètre ou un instrument placé dans l’étoile. Elle est déterminée à partir de modèles physiques décrivant la masse, la composition, la pression et l’évolution du Soleil, puis confrontée à diverses observations, notamment celles de sa surface, de ses oscillations et des neutrinos qu’il émet. La valeur généralement retenue est d’environ 15 millions de degrés Celsius. Cette température est essentielle, mais elle ne suffit pas à elle seule à expliquer la fusion : la densité élevée du cœur et les effets de la mécanique quantique permettent également à une partie des noyaux de franchir leur répulsion électrique.

La chaîne proton-proton

L’énergie solaire provient principalement de la fusion nucléaire de l’hydrogène en hélium. Dans le cœur, cette transformation se déroule surtout selon la chaîne proton-proton. À l’issue de plusieurs étapes, quatre noyaux d’hydrogène, c’est-à-dire quatre protons, donnent naissance à un noyau d’hélium-4. La masse du noyau d’hélium obtenu est légèrement inférieure à la masse totale des particules initiales ; cette différence est convertie en énergie conformément à la relation E = mc². Les étapes de la chaîne produisent aussi des positrons et des neutrinos. Les neutrinos s’échappent presque immédiatement du Soleil, tandis que l’énergie électromagnétique est absorbée, diffusée et réémise de nombreuses fois à l’intérieur de l’étoile avant de parvenir à sa surface.

Une étoile maintenue par l’équilibre des forces

La fusion ne constitue pas une explosion continue, car le Soleil reste en équilibre hydrostatique. Sa gravité tend à comprimer la matière vers le centre, tandis que la pression du gaz chaud, à laquelle s’ajoutent d’autres contributions plus modestes, s’oppose à cette compression. Les réactions nucléaires entretiennent la température interne qui contribue à cette pression, mais l’équilibre ne repose pas principalement sur une prétendue pression de radiation produite directement par la fusion. La puissance libérée au cœur est ensuite transportée vers les régions externes, d’abord surtout par rayonnement puis, dans les couches appropriées, par convection, avant d’être émise dans l’espace sous forme de lumière et d’autres rayonnements.