La fulgurante ascension du méthane

autre - par Gavin Schmidt dans mensuel n°378 daté septembre 2004 à la page 48 (3126 mots) | Gratuit
Quand on évoque le réchauffement de la planète, on pense immédiatement «effet de serre» et augmentation du dioxyde de carbone dans l'atmosphère. Sans rien ôter au rôle de ce dernier, un autre gaz tient une place importante sur l'échiquier climatique, le méthane. Longtemps négligé, il est aujourd'hui sur le devant de la scène.

Le méthane «n'a aucun effet direct sur le climat ou la biosphère et est donc estimé sans importance»: telle était, en 1971, l'une des conclusions de la première expertise sur une éventuelle modification du climat par l'homme. Le mot «méthane» n'apparaît même pas dans l'index de Climate Past, Present and Future, le livre de référence en climatologie à l'époque [1]. Aujourd'hui, la situation a profondément changé. Le dernier rapport du groupe d'experts intergouvernemental sur l'évolution du climat, publié en 2001, consacre de multiples chapitres à cette modeste molécule: les zones où elle est émise et celles où elle est absorbée ses sources et ses puits y sont analysées au peigne fin, tout comme sa chimie, son histoire et son futur [2]. Chaque mois, de nouveaux articles traitent des bouleversements climatiques du passé liés aux variations de méthane, ou encore des bénéfices potentiels pour le climat d'une gestion drastique de ses émissions. De nouvelles hypothèses, en particulier sur le rôle des hydrates de méthane, émergent, plaçant le méthane et ses variations au cœur du débat sur les changements rapides du climat.

À quoi doit-on ce retournement? Comment le méthane est-il passé du statut de gaz insignifiant à celui de pièce maîtresse sur l'échiquier climatique? Comme bien souvent en science, c'est la conjonction d'un ensemble d'éléments qui, seulement mis bout à bout, finissent par établir des liens et imposent un nouveau schéma.

Revenons d'abord sur quelques notions fondamentales. Le méthane est une molécule très simple: un atome de carbone entouré de quatre atomes d'hydrogène, de formule chimique CH4. Elle est fabriquée en majeure partie par des bactéries qui se nourrissent de matière organique dans des milieux pauvres en oxygène et humides, tels que les sédiments, les rizières, les marais, mais aussi les décharges d'ordures et le tube digestif des animaux. Une partie de ce méthane peut être piégée il constitue 90% du gaz naturel exploité, tandis qu'une autre gagne l'atmosphère.

Dès 1948, ce gaz a été détecté dans l'atmosphère. Pourtant, il a fallu attendre trois découvertes clés pour entrevoir son rôle dans le climat. La première date de 1976: Wei-Chyung Wang et ses collègues du Goddard Institute for Space Stu-dies GISS de la NASA ont alors montré que le méthane atmosphérique était un gaz à effet de serre important, c'est-à-dire qu'il absorbe certaines fréquences du rayonnement infrarouge émis par la Terre, qui autrement s'échapperaient dans l'espace [3]. Le méthane, avec les autres gaz à effet de serre présents dans l'atmosphère vapeur d'eau, dioxyde de carbone et oxyde nitreux, élève ainsi la température de surface de la Terre de quelque 30°C.

Le deuxième résultat clé est venu de l'examen des carottes de quelques kilomètres de long extraites dans les glaces du Groenland et d'Antarctique par des équipes européennes et américaines, à la fin des années quatre-vingt. Leur analyse a montré avec un détail sans précédent les changements climatiques à l'échelle des siècles, des millénaires et des centaines de milliers d'années [4]. Le dernier record en date, réalisé dans le cadre du programme Epica European Project for Ice Coring in Antarctica, vient d'enrichir la collection de ces archives climatiques de plusieurs centaines de milliers d'années: on peut désormais reconstituer l'évolution du climat des 740000 dernières années [5].

Bulles piégées

Outre la température révélée par l'analyse des isotopes* de l'eau, les glaciologues ont aussi reconstitué la composition chimique de l'atmosphère. Les spécialistes comme Jérôme Chappellaz, du laboratoire de glaciologie de Grenoble, ont en effet réussi à isoler les gaz piégés à l'intérieur de minuscules bulles préservées dans la glace, et à retracer l'évolution de leurs concentrations à l'échelle de milliers d'années [fig.1]. À plus court terme, ils ont aussi montré une rapide augmentation des concentrations de dioxyde de carbone CO2 et de méthane CH4 depuis la période préindustrielle, c'est-à-dire à partir de 1850 environ. En fait, les teneurs en méthane ont plus que doublé au cours des 150 dernières années: elles sont passées de 700 à 1750 parties par milliard. Sa contribution à l'amplification de l'effet de serre correspond à la moitié environ de celle provoquée par l'augmentation des teneurs en dioxyde de carbone. Ces dernières sont bien plus fortes en valeur absolue, puisqu'elles sont passées de 280 à 380 parties par million au cours de la même période. Mais la molécule de méthane est trente fois plus absorbante que celle de dioxyde de carbone.

Les variations de concentration du méthane au cours du siècle dernier semblent être principalement dues à l'augmentation des émissions liées aux activités humaines: développement de l'exploitation du gaz naturel plus de fuites des pipelines et des mines, multiplication des décharges de déchets, accroissement des zones agricoles irriguées en particulier des rizières, essentiellement des zones humides artificielles et augmentation du bétail émetteur de méthane, entre autres [fig. 2]. Si l'on remonte dans le temps, durant la dernière période glaciaire, et particulièrement dans sa partie la plus chahutée juste avant le début de l'actuel épisode interglaciaire il y a quelque 11500 ans, les oscillations du méthane ont suivi pas à pas celles du climat. C'est particulièrement net lors de l'épisode de refroidissement du Dryas Récent, un brusque retour aux conditions de glaciation, il y a 12500 ans.

Sensible au climat

d'une investigation menée par Jeff Severinghaus et ses collègues de la Scripps Institution of Oceano-graphy ces dernières années [6]. Dotés d'une nouvelle technique d'analyse des isotopes de l'azote –qui varie en fonction de la rapidité des changements de température–, ils ont précisé les épisodes de réchauffement. Ils ont ainsi découvert que, lors d'un réchauffement, le méthane augmente aussi, mais avec un léger retard sur la température. Ainsi, non seulement ce gaz agit sur le climat par effet de serre, mais il peut à son tour être affecté par un changement climatique. Et ce à des échelles de temps très différentes. On l'a vu, les émissions de méthane dépendent de la quantité de matière organique décomposée dans des conditions très humides. Ainsi, une augmentation de la quantité d'eau dans une zone humide donnée, liée par exemple à des précipitations plus fortes, ou une élévation des températures peuvent accroître les émissions en très peu de temps. Sur de plus longues périodes, les zones humides et les grands deltas évoluent au gré du niveau des mers et des modifications à grande échelle du régime des précipitations. On estime notamment qu'entre le dernier maximum glaciaire, il y a 20000 ans, et le XIXe siècle les émissions naturelles ont doublé. Et aux hautes latitudes, le gel et le dégel dans les régions à permafrost* peuvent changer sensiblement l'étendue des tourbières, et, par conséquent, les émissions de méthane. En Suède, par exemple, dans une région ayant dégelé entre 1970 et 2000, l'augmentation est estimée entre 20 et 60% [7].

Ces trois facettes du méthane rôle dans l'effet de serre, variations des émissions et impact des changements climatiques sur ces émissions laissent entrevoir un vaste potentiel d'interactions et de rétroactions. Le problème devient alors de comprendre ce qui contrôle vraiment la variabilité du méthane, et quelle peut être l'étendue des conséquences de cette variabilité. Pour ce faire, une bonne connaissance du cycle de ce gaz est nécessaire: les spécia-listes ont donc commencé à l'étudier en détail.

Les principales sources du méthane ont été présentées, qu'en est-il des «puits»? Une fois émis dans l'atmosphère que lui arrive-t-il? La réponse est à chercher dans les proces-sus chimiques à l'œuvre dans la partie la plus basse de l'atmosphère. Dans la troposphère, les 10 à 12 premiers kilomètres d'altitude, les cycles principaux sont surtout contrô-lés par la présence des radicaux hydroxyles, de formule chimique OH, appelés plus familièrement les «détergents» atmosphériques. Presque tous les composés émis peuvent être oxydés par ces radicaux en dioxyde de carbone et en eau. Le méthane n'est pas une exception. En moyenne, une molécule de ce gaz passe environ huit à neuf ans dans la troposphère avant d'être ainsi oxydée. Une durée de vie assez longue comparée à celle de la plupart des molécules, mais suffisamment courte pour que les variations d'une année sur l'autre soient importantes. Environ 10% de ce méthane monte dans la stratosphère, entre 15 et 50 kilomètres d'altitude, où il est également oxydé, mais par une autre série de réactions. Le point essentiel à retenir est que, dans la stratosphère très sèche, l'eau produite par l'oxydation du méthane représente une part importante de l'eau totale présente à ces altitudes. Et la vapeur d'eau stratosphérique est aussi un gaz à effet de serre! Cet effet indirect renforce d'environ 15% l'impact climatique des variations du méthane.

Les influences potentielles du climat sur ce puits de méthane sont nombreuses. Par exemple, quand le climat se réchauffe ou refroidit, la quantité d'eau dans l'air varie et modifie à son tour la quantité de radicaux hydroxyles. Plus il fait chaud, plus ces derniers sont nombreux, et plus le puits est efficace: sans autre phénomène, les teneurs en méthane devraient chuter. D'autres composés comme le monoxyde de carbone dégagé lors de feux de forêt, par exemple, ou des hydrocarbures rejetés par la végétation, peuvent entrer en concurrence avec les radicaux hydroxyles et modifier d'autant les teneurs en méthane. En plus, celles-ci ont aussi elles-mêmes une rétroaction positive sur la durée de vie du gaz: plus il y en a, moins il reste de radicaux hydroxyles pour le dégrader. Il persiste donc plus longtemps dans l'atmosphère –cela ne devient significatif que pour des variations d'émissions très fortes.

Réservoir méconnu

Depuis quelques années, un réservoir encore très mal connu focalise toutes les attentions. Il pourrait en effet peser lourd dans l'équilibre climatique: il s'agit des hydrates de méthane présents dans les océans. Dans ces composés, appelés cla-thrates, les molécules d'eau organisées en sortes de cages sont capables de piéger du méthane sous forme solide. C'est pour cette raison qu'on parle d'hydrates de méthane. Les compagnies pétrolières s'y intéressent aussi, car ils pourraient représenter une portion non négligeable des réserves totales de carbone fossile [8]. Selon les meilleures estimations actuelles, 500 à 2000 gigatonnes Gt de carbone –d'autres allant jusqu'à 10000 Gt– seraient ainsi stockées, soit entre 5 et 20% des réserves totales estimées. Ces clathrates se localisent principalement sur les marges continentales, où l'eau est relativement froide, la pression assez élevée et la matière organique suffisante pour satisfaire les bactéries productrices de méthane. Mais, surtout, ils peuvent être extrêmement instables si la température augmente ou si la pression diminue; ce qui peut arriver lors de changements climatiques, de soulèvements tectoniques ou de glissements de terrain sous-marins.

Leur rôle dans les changements climatiques n'a commencé à être envisagé qu'assez récemment, au début des années quatre-vingt-dix. Le premier indice est venu de données inexpliquées concernant la transition entre le Paléocène et l'Éocène, il y a 55 millions d'années. Jim Kennett, de la Scripps Institute of Oceano-graphy, et ses collègues avaient remarqué qu'à cette époque les rapports isotopiques du carbone avaient changé très rapidement, en moins d'un millénaire. Que ce soit dans les océans profonds, sur Terre, aux pôles ou aux tropiques, l'isotope le plus léger, le carbone 12, a brusquement été favorisé aux dépens du carbone 13. Au même moment, la planète a connu un réchauffement tout aussi intense et brutal: la température moyenne s'est élevée d'environ 3 à 4 degrés, et plus encore aux hautes latitudes.

En 1995, Jerry Dickens, de l'université Rice, a proposé une première hypothèse. Selon lui, la seule perturbation du cycle global du carbone imaginable pour expliquer ces observations était un apport massif de carbone léger jusque-là stocké sous forme de clathrates, dont on savait qu'ils étaient particulièrement riches en carbone 12. Aucun autre événement ne pouvait être à la fois si rapide et capable de relâcher une telle quantité de carbone léger. Étant donné que le méthane, tout comme le CO2 le produit de son oxydation, est un gaz à effet de serre, cette émission massive pouvait aussi expliquer le réchauffement lui-même.

Dans ce sillage, d'autres travaux, comme ceux que j'ai menés avec Drew Shindell, du NASA-GISS, sur la modélisation des réactions chimiques dans l'atmosphère, ont confirmé que ce scénario restait le meilleur candidat, même si le mécanisme déclencheur demeure inconnu [9].

Des idées similaires ont été proposées pour expliquer d'autres épisodes soudains au Jurassique entre –150 et –200 millions d'années, à la limite Permien-Trias vers –245 millions d'années et au Néo-Protérozoïque aux environs de –600 millions d'années. Mais les preuves d'un rôle exclusif du méthane dans ces événements sont bien plus faibles que celles concernant la limite Paléocène-Éocène.

Relâchements massifs

Les hydrates de méthane ont-ils joué un rôle dans les changements climatiques plus récents? Il existe quelques indices très troublants enregistrés au cours de la dernière période glaciaire, entre –80 000 et –20 000 ans: dans des sédiments océaniques, au large de la Californie, Kai-Uwe Hinrichs et ses collègues du Woods Hole ont récemment découvert les traces géochimiques de plusieurs épisodes de dégazage de méthane par déstabilisation des clathrates [10]. Ces relâchements de gaz coïncident avec des épisodes de réchauffement très rapides environ 10 degrés supplémentaires en moins de cent ans!, détectés dans les enregistrements climatiques des carottes de glace du Groenland. Pour certains, les rapports isotopiques du carbone exhibent des pics qui rappellent ceux de la transition Paléocène-Éocène, mais de plus faible amplitude.

Toutes ces observations ont conduit Jim Kennett à proposer un nouveau scénario, connu sous lenom d'hypothèse du «clathrate gun». Selon celle-ci, les clathrates se forment pendant les périodes froides et enferment le méthane; quand la température croît, ils le relâchent de façon explosive. Ce dégazage massif accélère et amplifie le réchauffement. Mais ce scénario est loin de faire l'unanimité. Surtout du fait du décalage entre l'évolution des températures et celle des concentrations de méthane observées par Jeff Severinghaus. De plus, ces dernières ne paraissent pas d'ampleur suffisante pour perturber à ce point l'équilibre radiatif entre le rayonnement reçu et celui émis par la Terre.

À ce scénario on préfère en général l'explication suivante: quand le climat se réchauffe, les précipitations augmentent sous les tropiques. Par conséquent, les émissions de méthane des zones humides tropicales sont aussi amplifiées et renforcent à leur tour le réchauffement. Mais beaucoup d'inconnues subsistent sur le cycle du méthane durant les périodes glaciaires, et il se pourrait bien qu'il faille un jour considérer les clathrates comme un acteur important des changements climatiques rapides.

Cet exemple nous amène à une question plus large: quel rôle joue le méthane, en particulier quel est celui des clathrates, dans le cycle plus général du carbone, l'un des éléments clés dans l'équilibre global de la planète. Pour Jerry Dickens, tous les modèles de cycle du carbone devraient aujourd'hui prendre en compte ce réservoir assurément important. Mais là encore les inconnues restent légion. Quelle est exactement son étendue? Combien de temps faut-il pour le remplir? Qu'arrive-t-il quand ces cla-thrates, normalement enterrés, se retrouvent en contact avec l'eau des océans? Quel est le rôle des bactéries mangeuses de méthane dans les sédiments? Ces questions, encore considérées comme très ésotériques il n'y a pas si longtemps, sont aujourd'hui au cœur des principaux axes de recherche sur le cycle du carbone.

Croissance stabilisée?

Pour y répondre, les spécialistes travaillent sur plusieurs fronts. Ils améliorent les techniques de mesure des isotopes du carbone dans le méthane prisonnier de la glace pour tenter de distinguer les diverses sources. Les modèles climatiques et de chimie de l'atmosphère sont revus et perfectionnés pour mieux simuler les variations observées dans les carottes de glace. Les chercheurs examinent aussi les conditions chimiques et biologiques des dépôts de clathrates dans l'océan profond. Et ils quantifient avec plus de précision les flux de méthane émis par les tourbières et les zones de dégel du permafrost aux hautes latitudes. Peu à peu, des inconnues se dévoilent.

Qu'en déduire pour l'avenir? Au cours des dernières décennies, le taux de croissance des émissions a beaucoup oscillé. Mais depuis trois ans, elles n'ont pas beaucoup changé. C'est certainement une bonne nouvelle pour qui s'inquiète d'un réchauffement continu lié à l'effet de serre. Mais jusqu'à ce que nous en comprenions vraiment les raisons, rien n'assure que les émissions n'augmenteront pas de nouveau. Pour l'instant, même si les estimations restent entachées d'erreurs assez importantes, la combinaison de plusieurs facteurs semble pouvoir expliquer une grande part de cette variabilité: les variations des émissions dans les zones humides, certes, mais aussi le refroidissement lié à l'éruption du mont Pinatubo en 1991, ainsi que l'évolution économique, en particulier celle de l'ancienne Union soviétique, qui ont entraîné une légère diminution des émissions.

Cela dit, nombre de sources liées à l'homme, comme l'irrigation, les mines ou l'agriculture, sont assez simples à contrôler, et ce de façon relativement peu coûteuse. Des efforts vont dans ce sens. Par exemple, en Nouvelle-Zélande, la production du méthane par l'appareil digestif des moutons est la première contribution en termes de gaz à effet de serre. Les agronomes expérimentent donc des changements d'alimentation du bétail pour réduire considérablement ces émissions. De la même façon, des techniques de capture du méthane relâché lors d'explorations minières ou pétrolières fournissent des sources d'énergie plus propres et plus profi-tables. Les réponses des zones humides et des réservoirs de clathrates aux changements climatiques sont en revanche plus difficiles à prévoir. Mais les recherches actuelles pour réduire les émissions de la plupart de ces sources pour-raient permettre, à un horizon relativement court moins de cinquante ans, une chute importante des concentrations de méthane. Et, en conséquence, un ralentissement considérable des moteurs du réchauffement global.

Le méthane est donc passé au premier rang des gaz à effet de serre dont il faut comprendre les retombées climatiques, mais aussi au premier rang des objectifs rentables pour réduire ces retombées. Si certaines de ces idées ont encore à passer l'examen critique de la communauté des climatologues, une chose est certaine: le méthane n'a pas fini de faire parler de lui.

Le contexte : Depuis quelques années, le méthane, un gaz présent dans l'atmosphère, a aussi envahi les publications scientifiques. C'est un gaz à effet de serre dont les émissions peuvent influencer le climat. Mais elles peuvent aussi être affectées par les modifications climatiques. Les spécialistes ont pris récemment la mesure du vaste potentiel d'interactions que cela représente et travaillent aujourd'hui à les décrypter. De quoi dépend la variabilité du méthane? Quelles peuvent en être les conséquences? Ce gaz a-t-il joué un rôle dans les grands bouleversements du passé? Autant de questions qui sont au cœur des recherches actuelles sur le cycle plus général du carbone.

Par Gavin Schmidt

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D'où vient cet or si précieux sur Terre? Comment cet élément s'est-il formé et pourquoi est-il si dispersé à la surface de notre planète? Un élément de réponse à ces questions a été apporté en 2011 avec la confirmation de l'origine extraterrestre du métal précieux. En effet, l'or originel, tout comme le platine, qui existait lors de la formation de la Terre a été entraîné, avec le fer, vers le noyau de la planète. Là, se trouveraient assez de métaux précieux pour recouvrir la surface du globe sur une épaisseur de 4 mètres... C'était il y a 4,54 milliards d'années. Et cette mine qui ferait chuter les cours n'est plus vraiment accessible. 
Par chance, il y a 3,8 milliards d'années, une pluie gigantesque de météorites s'est abattue sur la Terre. Elle a formé les cratères de la Lune et, surtout, elle a déposé sur la croûte terrestre une quantité d'or qui n'a pu migrer vers le centre de la planète en raison de la solidification avancée de la surface. Telle est la théorie exposée en 2011 dans un article publié dans Nature.
Tout cela ne nous dit pas d'où vient l'or. Comment s'est-il formé dans le cosmos pour être transporté par les météorites?
Lors d'une conférence de presse tenue le 17 juillet 2013 au Centre d'astrophysique Harvard Smithsonian, Edo Berger a expliqué sa théorie de la formation de l'or dans l'univers. Pour lui, l'or, contrairement au carbone et au fer, ne peut être produit à l'intérieur d'une étoile. Il proviendrait en fait d'un événement particulièrement cataclysmique: la collision de deux étoiles à neutrons, c'est-à-dire du cœur mort de deux étoiles ayant préalablement explosé en supernovas. 
La fantastique luminosité qui accompagne la fusion de deux étoiles à neutrons témoigne, selon Edo Berger, de la formation d'éléments lourds, tels que l'or. «Nous estimons la quantité d’or produite lors d’un tel événement à 10 fois la masse de la Lune», a-t-il déclaré.

Animation montrant la collision de deux étoiles mortes - Credit: Dana Berry, SkyWorks Digital
Cette véritable fontaine d’or pur s’accompagne de l’émission de rayons gamma, un phénomène appelé «sursaut gamma court» ou GBR, peut-être engendrés par la collision de deux étoiles à neutrons. Celui que le satellite Swift de la Nasa a détecté le 3 juin 2013, GBR 130603B, a duré moins de 2 dixièmes de seconde. A suivi une lueur à dominante infrarouge engendrée par des éléments radioactifs en cours de désintégration.
«Nous cherchons le “smoking gun” pour relier le sursaut gamma court et la collision d’étoiles à neutrons. La luminescence radioactive de GBR 130603B pourrait être cette preuve», explique Wen-fai Fong, coauteur de l’étude avec Edo Berger. L’équipe a calculé qu’environ un dixième de la masse du Soleil a été éjectée durant ce bref sursaut gamma. Une partie des matériaux était de l’or. En combinant cette estimation avec celle du nombre de sursauts gamma qui se sont produits au cours de la vie de l’univers, les chercheurs estiment que la totalité de l’or présent dans le cosmos pourrait provenir de tels sursauts gamma.
L’hypothèse ne pourra que séduire les adorateurs du métal jaune. A la beauté et à la rareté, l’or ajouterait une naissance hors du commun. Chaque bijou serait ainsi issu d’une collision d’étoiles mortes. Un phénix cosmique, rien de moins.
M.A.
Michel Alberganti

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Les trous noirs

back to basic - dans mensuel n°312 daté septembre 1998 à la page 84 (3210 mots) | Gratuit
Rien ne s'en échappe, et pourtant ils sont à l'origine des phénomènes les plus lumineux de l'Univers

C'est une région de l'Univers d'où rien ne peut s'échapper, ni matière, ni lumière. Voilà pour la description phénoménologique de ces objets qui nourrissent si facilement notre imaginaire. Leur nature est, elle, plus difficile à saisir. Elle ne se laisse appréhender que dans le cadre de la théorie de la relativité générale d'Einstein. Il faut pour cela penser le tissu de l'Univers comme un espace à quatre dimensions, l'espace-temps, fruit de l'unification de notre espace familier et du temps. Cet espace-temps est déformé par la présence de matière - ou d'énergie - en son sein, tout comme, dans un espace à deux dimensions, une surface est « creusée » par la présence d'un corps massif. La gravitation n'est plus alors la force qui fait tomber la fameuse pomme de Newton, mais la manifestation même de cette courbure de l'espace-tempsI. En d'autres termes, dans la théorie d'Einstein, un corps, une planète par exemple, ne subit aucune force d'attraction qui incurverait sa trajectoire. Cette dernière est simplement une géodésique* de l'espace-temps courbé par la présence du Soleil. Que deviennent ces trajectoires lorsque la courbure de l'espace-temps augmente, c'est-à-dire lorsque le champ gravitationnel au voisinage d'un corps est de plus en plus intense ? Toutes les trajectoires, celles des particules de matière comme celles des photons, se retrouvent confinées, piégées, dans le volume délimité par une surface appelée « horizon des événements ». Cette frontière de l'espace-temps définit ainsi une région où particules et photons peuvent pénétrer mais dont ils ne peuvent ressortir. Une telle surface est une notion purement géométrique, immatérielle, c'est la surface du trou noir.

On peut envisager a priori des trous noirs de toutes masses, donc de toutes tailles. C'est ainsi qu'en 1971 Stephen Hawking suggéra l'existence de trous noirs de très petite taille. Le rayon de ces mini-trous noirs ne dépasserait pas celui d'un proton, pour une masse d'environ un milliard de tonnes. Les trous noirs dits « stellaires », car issus de l'effondrement d'une étoile, ont eux un rayon de quelques kilomètres, pour une masse comprise entre environ 3 et 10 masses solaires*. Enfin, il existerait au coeur des galaxies des trous noirs géants supermassifs, contenant jusqu'à plusieurs milliards de masses solaires dans des régions d'envergure de l'ordre du millième d'année-lumière*. Outre sa masse, deux autres paramètres seulement, son moment angulaire* et sa charge électrique, suffisent à déterminer complètement un trou noir. Cette propriété, fondamentale, est résumée par la formule pittoresque « les trous noirs n'ont pas de chevelure » nous verrons à la question " Comment se forment-ils? " comment les trous noirs perdent leurs cheveux. Elle fait des trous noirs des objets d'une simplicité remarquable et réduit à quatre leur nombre de types : les trous noirs statiques et sans charge de Schwarzschild, les trous noirs statiques et chargés de Reissner-Nordström, les trous noirs sans charge et en rotation de Kerr, et enfin les trous noirs chargés et en rotation de Kerr-Newman. Le trou noir est l'exemple type du concept sorti tout droit d'équations mathématiques. Il fallut même attendre presque cinquante ans pour que, du statut de bizarrerie mathématique, le trou noir accède au rang d'objet physique.
Quelques semaines après la publication par Einstein des équations de la relativité générale en novembre 1915, l'astronome allemand Karl Schwarzschild établit une solution exacte de ces équations décrivant le champ gravitationnel autour d'une masse sphérique. Cette solution présente une singularité - des quantités infinies apparaissent dans le calcul - lorsque la distance radiale atteint une valeur critique baptisée « rayon de Schwarzschild* », qui ne dépend que de la masse de l'objet. En deçà de cette valeur, les équations perdent leur sens physique. S'agissait-il d'une incohérence de la relativité générale ? Dans les années 1930, plusieurs physiciens montrèrent qu'en prenant un autre système de coordonnées, on pouvait réécrire cette solution sans qu'apparaissent ces quantités infinies. Mais l'énigme demeurait : les cal-culs de courbure de l'espace-temps montraient que rien ne pouvait plus s'échapper d'un corps dont le rayon devient égal à son rayon critique. De tels objets, qui ne s'appelaient pas encore trous noirs - le terme fut proposé par le physicien américain John Wheeler en 1967 - mais « singularités de Schwarzschild », pouvaient-ils avoir une réalité physique ? Pour Einstein, réticent dès le départ à ce concept, la réponse devait être négative. Il crut démontrer, dans un article paru en 1939, qu'un corps s'effondrant sur lui-même ne pouvait jamais atteindre ce fameux rayon critique. Ces « singularités » n'étaient donc à ses yeux que des cas d'école. Mais la même année, le physicien américain Robert Oppenheimer et son élève Hartland Snyder aboutissaient à la conclusion inverse. En faisant d'autres hypothèses qu'Einstein, les deux hommes montrèrent qu'une étoile peut bel et bien imploser et se contracter en deçà de son rayon de Schwarzschild voir la question « Comment se forment-ils ? ». De leurs équations sortait aussi une conclusion étrange : le comportement de l'étoile dépend de la position de l'observateur. Vue d'un référentiel extérieur, l'implosion ralentit pour finir par se figer complètement lorsque le rayon stellaire devient égal au rayon de Schwarzschild. L'étoile est alors « gelée » et plus aucune communication n'est possible avec l'extérieur. Par contre, pour un observateur lié à la surface de l'étoile, l'implosion se poursuit en deçà du rayon critique. Voilà un dédoublement de comportement qui ne pouvait que laisser sceptiques les physiciens, même les plus familiers de la relativité générale. D'autant que ceux-ci, Oppenheimer en tête, eurent bientôt d'autres préoccupations d'ordre plus pratique lorsque éclata la Seconde guerre mondiale...
On en resta donc là jusqu'aux années 1960, qui marquèrent le début de ce qu'il est convenu d'appeler l'âge d'or des trous noirs. En une dizaine d'années, de simples trous inertes de l'espace-temps, ces objets étaient en effet devenus, grâce aux calculs de dizaines de physiciens, des objets dynamiques interagissant avec leur environnement voir la question « Comment s'alimente un trou noir ? ». Et surtout ces objets invisibles étaient devenus observables voir la question « Comment les identifie-t-on ? ».
C'est aussi à cette époque que les historiens des sciences réalisèrent que la notion de trou noir relativiste n'était pas sans rapport avec une notion familière des physiciens newtoniens de la fin du XVIIIe siècle, celle de « corps obscur ». Le révérend anglais John Michell, puis Pierre Simon de Laplace avaient en effet montré qu'il pouvait exister des corps dont « toute la lumière émise y retournerait par sa gravité propre ». Mais la ressemblance s'arrête là. Les travaux de Michell et Laplace s'appuyaient sur la théorie corpusculaire de la lumière établie par Newton. Cette théorie, qui attribuait une masse aux grains de lumière, fut ensuite complètement abandonnée. Et l'espace newtonien n'annonçait en rien l'espace-temps, matrice des trous noirs modernes. Seule la filiation des trous noirs stellaires est bien maîtrisée : ils constituent l'étape ultime de la vie des étoiles les plus massives. Lorsqu'au coeur d'un astre les réactions thermonucléaires prennent fin par épuisement du combustible, l'équilibre entre pression interne et force gravitationnelle est rompu et l'étoile s'effondre sur elle-même. Si sa masse est inférieure à 1,4 masse solaire, l'objet atteint un nouvel état d'équilibre et devient une naine blanche, astre compact de faible luminosité. Pour des objets plus massifs, l'état final est un objet très dense, une étoile à neutrons son coeur est formé d'un gaz de neutrons dans un état dit dégénéré. Mais un tel objet n'est lui-même stable que si sa masse est inférieure à environ trois masses solaires. Sinon, l'effondrement se poursuit de manière catastrophique. Lorsque le rayon devient égal à 1,5 fois le rayon de Schwarzschild, les photons émis par l'astre tangentiellement à sa surface ne s'échappent plus que très lentement : leur trajectoire s'enroule autour de l'étoile et tisse une sorte de cocon lumineux, la « sphère photonique ». Quand le rayon atteint la valeur critique, seuls les photons émis perpendiculairement à la surface peuvent encore s'échapper. Juste en deçà de ce rayon, plus aucun signal ne quitte l'objet, le trou noir est formé : l'espace-temps est scindé en deux régions par son horizon.
Ce scénario n'est à vrai dire pas très réaliste : il ne décrit que la formation d'un trou noir parfaitement sphérique. Or une étoile est plus ou moins déformée par sa rotation, et la structure de l'espace-temps entraîné dans ce mouvement se complique singulièrement dans le voisinage de l'étoile. Mais le point essentiel est que, dans tous les cas, un trou noir en formation se débarrasse des déforma-tions, irrégularités, ou tout autre attribut champ magnétique par exemple de l'astre initial. Le mécanisme à l'origine de cette « perte de cheveux » repose sur l'émission d'ondes gravitationnelles*II. Celles-ci « évacuent » toutes les caractéristiques de l'astre qui s'effondre. Les seuls « cheveux » conservés sont la masse, le moment angulaire et la charge électrique. Tout cela est bien compris depuis presque trente ans. En revanche, la formation des trous noirs supermassifs reste une question entièrement ouverte. Se sont-ils formés par coalescence d'étoiles massives ? Ou ont-ils précédé la formation des étoiles et des galaxies ? On peut en effet imaginer que dans l'Univers primordial des fluctuations de densité aient engendré des trous noirs de toute taille, en particulier les minitrous noirs primordiaux d'Hawking. La question peut sembler oiseuse, puisque aucune observation ne pourra confirmer ou infirmer la réponse... Mais ce n'est pas l'avis des physiciens théoriciens car, pour eux, comprendre l'état final de l'effondrement d'un corps pourrait les aider à unifier relativité générale et mécanique quantique en une théorie de la gravitation quantique.
Si l'on s'en tient aux équations de la relativité générale, l'effondrement d'une étoile se poursuit en deçà de son rayon de Schwarzschild, jusqu'à ce que sa densité devienne infinie dans un volume nul. La courbure de l'espace-temps est alors elle-même infinie : une singularité s'est formée, où l'espace-temps cesse d'exister. Mais la théorie prédit qu'avant ce stade, les règles du jeu doivent changer : les lois de la mécanique quantique doivent aussi être prises en compte. Il faudrait alors s'en remettre aux lois de la gravité quantique, lois qui restent à établirIII...
Les physiciens sont moins embarrassés lorsqu'il s'agit de décrire ce qui se passe de l'autre côté de l'horizon du trou noir. Ces régions où le champ gravitationnel est intense sont le terrain par excellence des prédictions les plus surprenantes, mais aussi les mieux comprises, de la relativité générale. A commencer par les effets de marée gravitationnelleI. Leur intensité dépend de la densité du trou noir : plus un trou noir est massif donc de grande taille, plus sa densité est faible et plus douces seront les distorsions imprimées par les forces de marée.
Autre prédiction remarquable, la dilatation gravitationnelle du temps : le temps ne s'écoule pas de la même manière pour deux observateurs situés dans des champs gravitationnels d'intensité différente. Une action accomplie par un observateur situé très près de l'horizon prend pour celui-ci un temps fini, alors que vue par un observateur lointain, cette même action semblera durer indéfiniment. C'est précisément cette propriété qui avait conduit Oppenheimer à l'idée d'étoile « gelée ». La dilatation du temps a aussi pour conséquence de diminuer la fréquence des signaux émis à proximité de l'horizon, ce qui se traduit par un décalage vers le rouge de leurs longueurs d'onde. Un trou noir imprime sur l'espace environnant une très forte empreinte gravitationnelle qui se traduit par l'accrétion de toute parcelle de matière. Les espaces intersidéraux sont toutefois tellement vides de matière que les millions de trous noirs d'origine stellaire qui peupleraient la Voie lactée sont astreints à de très longues périodes de sevrage.
Il en va tout autrement d'un trou noir appartenant à un système binaire serré couple d'astres orbitant l'un autour de l'autre à courte distance, car l'astre effondré est alors en mesure de soutirer les couches externes de son étoile compagnon. A la manière de l'eau s'écoulant au fond d'un lavabo, le gaz qui s'engouffre dans le puits de potentiel gravitationnel* induit par le trou noir ne peut pas tomber tout droit. Sommé de perdre le moment angulaire conféré par la rotation et le mouvement orbital de l'étoile donneuse, le gaz tombe en tourbillonnant, ceinturant le trou noir d'une couronne massive de plasma*, le disque d'accrétion voir sillustration ci-contre. Mais contrairement à un banal CD, un disque d'accrétion ne tourne pas d'une manière rigide car, en vertu des lois de Kepler*, la vitesse le long de l'orbite d'un élément de matière proche du centre est plus élevée que celle d'un élément plus périphérique. Il s'ensuit de violents phénomènes de friction qui élèvent la température des zones internes du disque au point que ces dernières induisent un intense rayonnement, dont l'essentiel tombe dans la bande des rayons X. Les zones les plus internes du disque produisent également une émission de rayonnement gamma de basse énergie. A noter que les flux de matière accrétée par les trous noirs supermassifs tapis au coeur des galaxies ne se structurent pas toujours sous la forme d'un disque mince, tandis que le transfert de matière au sein d'un système binaire s'opère en général par le truchement d'un disque d'accrétion. Oui... en s'évaporant. Cette audacieuse conjecture avancée en 1974 par Stephen Hawking a de quoi dérouter au premier abord, si l'on se souvient que par définition rien ne peut s'échapper d'un trou noir. Mais il en va tout autrement si l'on s'intéresse au comportement quantique de la matière au voisinage du trou noir. Dans une description quantique du vide, celui-ci est agité de fluctuations d'énergie qui engendrent des paires virtuelles c'est-à-dire qu'on ne peut détecter de particules et d'antiparticules, lesquelles s'annihilent aussitôt. Toutefois, à proximité de l'horizon des événements, une telle paire subit une force de marée gravitationnelle qui peut séparer ses deux éléments. Un des deux peut alors tomber dans le trou noir, tandis que l'autre s'échappe à l'infini grâce à l'énergie communiquée par la force de marée. Un rayonnement est ainsi émis, et la masse ou l'énergie, c'est équivalent du trou noir s'en trouve légèrement réduite cette perte correspond à l'énergie cédée à la particule qui s'est échappée. En combien de temps un trou noir s'évapore-t-il ? Tout dépend de sa masse. L'évaporation quantique est tout à fait négligeable pour des trous noirs stellaires : un trou noir de deux masses solaires mettrait 1,2 x 1067 ans pour disparaître durée à rapprocher de l'âge de l'Univers, qui est au plus de 15 x 109 années. Par contre, les hypothétiques minitrous primordiaux auraient eu le temps de s'évaporer complètement. Et les plus gros d'entre eux de la taille d'un noyau atomique devraient être encore en train de rayonner. Peut-on observer cette évaporation ? A priori oui, en particulier sous forme d'une émission gamma. Mais le niveau d'émission aujourd'hui détecté s'explique entièrement par d'autres sources plus conventionnelles. On en est réduit à rechercher les rares manifestations que seuls les trous noirs sont susceptibles de provoquer dans leur environnement proche, à commencer par la capacité à libérer par accrétion une très grande quantité d'énergie dans un volume des plus réduits. Avant d'en franchir l'horizon, une particule de matière tombant dans un trou noir acquiert en effet une telle quantité d'énergie qu'elle peut en principe en rayonner vers l'espace une fraction équivalente à 10 % de l'énergie de masse que lui confère la relation d'Einstein E = mc2. C'est ainsi que seule la présence de trous noirs supermassifs est en mesure d'expliquer les formidables débits d'énergie que l'on observe dans les noyaux des galaxies dites actives et dans les quasars*. Identifier la présence d'un trou noir d'origine stellaire est possible lorsqu'il appartient à un système binaire mais c'est une entreprise très ardue, car des étoiles effondrées d'un autre type, les étoiles à neutrons, peuvent susciter des phénomènes somme toute assez semblables, tels que disque d'accrétion et émission d'intenses rayonnements à haute énergie. Mais en appliquant les lois de Kepler à l'étoile « normale » du couple, lois qui restent tout à fait valides loin de l'horizon d'un éventuel trou noir, il est possible d'estimer la masse de l'astre effondré, ou du moins d'en obtenir une limite inférieure. Pour peu que cette limite soit au moins de l'ordre de trois masses solaires, on peut exclure la présence d'une étoile à neutrons. Quand le critère de masse s'avère inexploitable, les astrophysiciens s'en remettent à d'autres indices, comme le critère spectroscopique. Ce critère se fonde sur le fait que seul un trou noir accrétant peut rayonner abondamment dans la bande des rayons gamma de basse énergie, à la différence d'une étoile à neutrons qui ne rayonne pas au-delà des rayons X. En se limitant aux seuls trous noirs stellaires dont la nature est attestée par le critère de masse, la liste des bons candidats n'est forte tout au plus que d'une demi-douzaine de spécimens. La mise en oeuvre de ce critère impose en effet d'estimer la vitesse et la période orbitale de l'étoile « normale » du système binaire, ce qui implique des observations dans le visible, difficiles à mener s'il s'agit d'une étoile intrinsèquement peu lumineuse ou masquée par d'éventuels nuages interstellaires. Cygnus X-1, une source de rayons X appartenant à un système binaire et connue dès les années 1970, fut la première source où l'on attesta sans ambiguïté la présence d'un astre effondré dont la masse s'avérait supérieure à six fois celle du Soleil, donc bien au-delà de la limite de stabilité des étoiles à neutrons.
Les autres détections les plus sûres concernent des sources dont l'activité à haute énergie est de nature transitoire. Il s'agit d'un type particulier de nova*, les novæ X, des astres qui se maintiennent dans un état de profonde quiescence des décennies durant, avant d'être le siège d'une activité soudaine dans le domaine des rayons X. En quelques jours, leur éclat peut dépasser celui des sources X les plus brillantes du ciel, avant de décliner régulièrement et atteindre au bout de quelques mois un niveau tel qu'elles échappent à toute détection. Il est maintenant admis que les novæ X sont des systèmes binaires serrés où une étoile de faible masse est en orbite autour d'un astre effondré ceinturé d'un disque d'accrétion. Une soudaine augmentation de la viscosité au sein du disque d'accrétion permet de déclencher un véritable déferlement de matière dans le puits de potentiel créé par l'astre effondré, d'où il s'ensuit une libération massive d'énergie sous forme d'un sursaut prolongé d'émission X. En 1991, le télescope français Sigma monté à bord du satellite russe Granat détectait une source de ce type, la nova de la Mouche, alias Nova Muscæ 1991, qui présentait les caractéristiques d'un trou noir accrétant. Un an plus tard, une fois que la source fut à nouveau en état de quiescence, des observations menées dans le visible confirmèrent la présence d'un trou noir, la masse du compagnon compact s'avérant supérieure à trois masses solaires. Si l'on prend en compte les candidats satisfaisant au critère spectroscopique, la liste des trous noirs stellaires identifiés dépasse la douzaine de spécimens, compte tenu des candidats découverts par Sigma dans les régions centrales de la Galaxie.
Signalons enfin les nombreuses observations à haute résolution angulaire*, en particulier celles menées par le télescope spatial Hubble , qui ont permis de détecter des mouvements de matière au coeur des galaxies. De tels mouvements attestent de l'existence de concentrations de masse difficiles à expliquer sans la présence d'un trou noir supermassif.

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Le soleil

back to basic - par Jean-Marc Huré dans mensuel n°283 daté janvier 1996 à la page 96 (2467 mots) | Gratuit
Depuis la découverte des raies d'absorption, voici près de deux siècles, la concurrence de notre astre préféré a beaucoup progressé. Pas au point, cependant de nous révéler les secrets de son intimité.

Depuis quand sait-on que le Soleil est une étoile ?
Dans l'Égypte ancienne, le dieu Soleil était représenté comme un disque enflammé, porté par un bateau, parcourant le ciel le jour et traversant une grande rivière entourant la Terre la nuit. Se fondant sur les restes des météorites trouvées sur Terre, l'Athénien Anaxagore imagina que le Soleil, dont il évaluait la distance à seulement 30 000 km, était une boule de fer incandescente pas plus grande que le Péloponnèse soit 160 km !.

Aristote défendait aussi l'idée d'une sphère solide et expliquait les taches sombres observées en surface par des ombres projetées à l'entrée de gigantesques trous.

Il fut établi au XVIe siècle que c'est la Terre qui tourne autour du Soleil et non l'inverse. Kepler le considérait encore comme le centre du monde. La preuve que le Soleil est une étoile parmi d'autres ne fut donnée qu'au début du XIXe siècle quand on sut mesurer la distance des étoiles et calculer leur luminosité.

De quoi est-il fait ?
La nature physique du Soleil nous a été progressivement révélée par l'analyse de la lumière qu'il émet. Le physicien allemand Joseph von Fraunhofer découvrit en 1815 quelques centaines de raies d'absorption en provenance de la surface visible du Soleil ce qu'on appelle aujourd'hui la photosphère, et formula l'hypothèse qu'elle devait être constituée de gaz. En comparant le spectre solaire avec celui de flammes obtenues au laboratoire, l'Allemand Gustav Kirchoff confirma l'hypothèse gazeuse et mit en évidence dans les années 1860 la présence de nombreux éléments lourds comme le fer, le titane, le calcium, le manganèse. Mais il faut attendre l'avènement de la physique statistique, dans les années 1920, pour déterminer par le calcul la véritable composition chimique de la photosphère, puis des profondeurs de notre étoile.

Nous savons aujourd'hui que le Soleil est essentiellement composé d'hydrogène et d'hélium. Il contient aussi, dans des proportions moindres, de nombreux éléments lourds, les plus abondants étant l'oxygène, le carbone et le fer. Au total, on recense une trentaine d'éléments. Mais seul l'hélium est synthétisé par le Soleil, les autres éléments ayant été fabriqués par une étoile d'une génération précédente puis dispersés dans l'espace au terme de son évolution.

Est-il vraiment très chaud ?
C'est au centre du Soleil que la température est maximale. Les derniers calculs sur ordinateur donnent 15,5 millions de degrés. La pression atteint 340 milliards de fois la pression atmosphérique terrestre ! La densité est de 158 tonnes par mètre cube. La température diminue progressivement à mesure que l'on approche la surface. Dans la photosphère, épaisse de 500 km seulement, d'où provient toute la lumière visible, la température est seulement de 5 500 °C environ. Puis la température remonte vers 100 000 °C dans la première couche de l'atmosphère raréfiée du Soleil, épaisse de 2 500 km, la chromosphère, de couleur rosâtre en raison d'une forte émission d'hydrogène atomique. Elle atteint 1 ou 2 millions de degrés dans la haute atmosphère, la couronne, qui s'étire sur quelques millions de kilomètres.

Le Soleil est en équilibre hydrostatique. A chaque endroit, la force de pression du gaz qui tend à le dilater compense exactement la force de gravité qui, au contraire, tend à le contracter. Ce qui explique la sphéricité de l'astre. C'est de cet état d'équilibre que l'on peut déduire ce qui se passe en profondeur.

Pourquoi brille-t-il ?
Question chaudement débattue au siècle dernier. Les deux seules sources d'énergie connues à l'époque, l'échauffement qui accompagne la compression d'un gaz et la combustion, ne permettaient pas d'attribuer au Soleil une durée de vie supérieure à 30 millions d'années. Situation plutôt embarrassante puisque l'âge de la Terre était, d'après les géologues de l'époque, de l'ordre de plusieurs centaines de millions d'années.

Le mystère fut en partie résolu dans les années 1920 quand des physiciens comme le Britannique Arthur Eddington ou le Français Jean Perrin suggérèrent une origine thermonucléaire. En effet la fusion nucléaire de quatre atomes d'hydrogène en un atome hélium s'accompagne d'une perte de masse de 0,7 % qui, en vertu de la fameuse équation d'Einstein E = mc2, est libérée sous forme de lumière. Mais ce n'est que dans les années 1940 que fut établi le mécanisme précis, qui commence par la fusion de deux atomes d'hydrogène. Elle n'est envisageable que dans des condi- tions extrêmes en raison de l'intensité des forces de répulsion électrique. C'est pourquoi les réactions nu-cléaires ne se produisent qu'au centre du Soleil, où température et pression sont maximales. A chaque seconde, 500 millions de tonnes d'hydrogène sont ainsi transformées en hélium !

Pourquoi ne voit-on pas à l'intérieur ?
L'énergie lumineuse libérée par les réactions nucléaires doit parcourir près de 700 000 km avant d'atteindre la photosphère d'où elle est rayonnée dans l'espace. Mais les photons très énergétiques émis au centre se propagent difficilement dans un milieu ionisé* si dense. Un photon émis au centre n'a aucune chance d'en sortir et d'être vu. Il est absorbé par la matière, puis réémis sur des distances extrêmement courtes. On a même pu calculer que l'énergie lumineuse qu'il possède, dès qu'elle est libérée au centre, met deux millions d'années pour atteindre la surface ! L'énergie lumineuse parvient tout de même à s'acheminer sur une distance d'environ 500 000 km, définissant ce que l'on appelle la zone radiative.

Au terme de ce trajet, la température du milieu a nettement baissé. Les ions du gaz captent des électrons. Le gaz absorbe alors de plus en plus de lumière, empêchant les photons de progresser davantage. Ils ne peuvent désormais plus assurer le transport de l'énergie. De vigoureux mouvements turbulents de matière se déclenchent alors sur le dernier tiers du parcours : c'est la zone dite convective, profonde de 200 000 km. Arrivés dans la photosphère, les tourbillons de gaz se refroidissent, déversant dans l'atmosphère une énorme puissance lumineuse 3,9 1026 W. On a calculé qu'elle suffirait pour faire fondre en une seconde un pont de glace de trois kilomètres de large reliant le Soleil à la Terre !

Que sont les taches solaires ?
C'est en observant le déplacement des taches solaires, que Galilée au début du XVIIe siècle mit en évidence la rotation globale du Soleil sur lui-même en 25 jours environ. Les taches solaires sont peut-être la manifestation la plus spectaculaire de l'activité de l'astre. Leur présence est liée à son champ magnétique. L'existence du champ magnétique solaire fut suggérée à la fin du XIXe siècle par Bigelow et Schuster en observant la structure filamentaire de la couronne, qui leur rappela celle des lignes de force magnétiques. Mais c'est en 1908 que George Hale apporta la preuve catégorique de la présence de ce champ par les effets de dédoublement des raies du spectre. Le champ ressemble au champ dipolaire que crée un aimant. Mais il est en réalité plus complexe. Il est fortement distordu par l'action conjuguée des mouvements convectifs déjà évoqués et du fait que la rotation du Soleil n'est pas uniforme au moins en surface : l'équateur tourne plus vite que les régions polaires.

On n'a pas encore élucidé de manière satisfaisante le mécanisme « dynamo » qui permet la régénération permanente d'un tel champ magnétique. A l'endroit des taches, ce champ, très intense quelques milliers de gauss, change de polarité sur des dizaines, voire des centaines de milliers de kilomètres.

Les taches, groupées par deux, sont des zones sombres dues à un refroidissement local de la photosphère, de l'ordre de 2 000 °C. Elles migrent régulièrement depuis les latitudes moyennes vers l'équateur. Leur nombre varie avec un cycle d'environ 11 ans.

Que se passe-t-il à la surface ?
Outre les taches, la surface solaire a un aspect marbré appelé aussi « granulation », dont l'origine est la zone convective.

Mais les manifestations les plus étonnantes qui prennent naissance en surface sont les éruptions. L'équivalent de plusieurs bombes de 2 milliards de mégatonnes de TNT peut être libéré localement en quelques minutes. Les éruptions se développent probablement dans les régions où le champ magnétique est excessivement fort et sont plus nombreuses et intenses au maximum du cycle solaire.

Les éruptions s'accompagnent parfois de majestueuses protubérances des condensations de plasma* de plusieurs centaines de milliers de kilomètres d'envergure. Bien observables lors d'une éclipse, elles s'élèvent très haut dans la couronne, peuvent durer plusieurs mois et s'évanouir brusquement dans le milieu interplanétaire.

On observe aussi à la surface du Soleil des ondes stationnaires de matière superposée aux mouvements turbulents que génère la zone convective. Ces ondes acoustiques, qui participent à l'échauffement de toute l'atmosphère solaire, se propagent également en profondeur. L'étude de ces ondes, l'« héliosismologie », nous renseigne sur la structure interne, comme la sismologie sur l'intérieur de notre planète.

Cette technique a permis de découvrir que la rotation différentielle observée en surface persiste en profondeur dans toute la zone convective. En dessous, en revanche, dans la zone radiative, la rotation semble pratiquement uniforme.

Le Soleil n'émet-il que de la lumière ?
La Terre est aussi arrosée par le vent solaire, flux de particules extrêmement rapides qui s'échappent de l'atmosphère solaire dans toutes les directions. Il est propulsé en particulier par les ondes acoustiques et magnétohydrodynamiques* émises par la zone convective. C'est l'Allemand Ludwig Biermann qui, dans les années 1950, démontra l'existence de ce vent en observant la forme des queues des comètes. Une théorie est née quelques années plus tard pour essayer de comprendre l'écoulement dans tout le système solaire de ce plasma chaud originaire de la couronne. Comme il est très ionisé, le vent entraîne avec lui le champ magnétique. Au niveau de la Terre, le vent solaire se propage à la vitesse de 400 km/s.

Les réactions nucléaires au centre du Soleil libèrent par ailleurs des neutrinos. Comme ces particules traversent le Soleil en quelques secondes sans pratiquement aucune altération, elles contiennent des informations capitales sur la machine solaire. Or les expériences très délicates menées pour les détecter sont unanimes : le nombre de neutrinos atteint tout juste 75 % de la valeur prédite par les modèles théoriques. Ce déficit laisse supposer que nous ne comprenons pas encore intimement les processus nucléaires en oeuvre au centre du Soleil.

Quand et comment le Soleil s'est-il formé ?
Les datations de roches terrestres, lunaires et météoritiques, nous permettent d'estimer l'âge du système solaire à environ 4,7 milliards d'années. C'est donc l'âge du Soleil. L'analyse fine de ces échantillons apporte aussi quelques précisions sur les conditions physiques qui régnaient dans le milieu protosolaire. Comme l'avait imaginé en son temps Pierre-Simon Laplace, notre étoile s'est probablement formée par contraction, sous l'effet de sa propre gravité, d'une gigantesque masse de gaz et de poussières en rotation.

Cette contraction se serait poursuivie une trentaine de millions d'années, jusqu'à ce que le coeur soit suffisamment chaud pour que s'amorcent les premières réactions de fusion de l'hydrogène. Du fait de sa rotation, la nébuleuse primitive se serait fortement aplatie.

Cela expliquerait que les planètes, formées de matériaux ayant échappé à l'accrétion* solaire, sont concentrées dans un même plan.

Combien lui reste-t-il de temps à vivre ?
Pour répondre, l'astrophysicien n'a d'autre choix que de construire un modèle évolutif, commençant aux origines de l'astre. Il donne à résoudre à l'ordinateur les équations qui intègrent les données connues sur les processus à l'oeuvre. Quand le modèle atteint l'âge actuel du Soleil, c'est-à-dire 4,7 milliards d'années, le chercheur espère retrouver les grandeurs observées aujourd'hui : diamètre, puissance rayonnée, température, etc. Si ce n'est pas le cas, il faut recommencer en modifiant les nombreux paramètres dont dépend le modèle, par exemple les proportions d'hydrogène et d'hélium, jusqu'à obtenir un accord satisfaisant.

Une vingtaine de programmes numériques de structure interne existent aujourd'hui, sans cesse perfectionnés grâce aux nouvelles données observationnelles et aux derniers progrès de la physique. Leurs résultats concordent : le Soleil vivra environ 5 milliards d'années encore sur sa réserve d'hydrogène, augmentant légèrement de rayon de 20 % et de luminosité de 50 %. Après épuisement du combustible nucléaire, le coeur de l'étoile se contractera ; les couches extérieures se dilateront. Le Soleil deviendra une « géante rouge ». Son rayon dépassera l'orbite de Mercure et ses couches superficielles s'échapperont dans l'espace. Puis l'hélium entrera à son tour en fusion pour former du carbone, avec un rendement toutefois nettement plus faible, si bien que la phase de géante durera quelques centaines de millions d'années seulement. Ce qui restera de notre Soleil se refroidira progressivement, pour devenir une « naine blanche ». Sa taille sera comparable à celle de la Terre, et sa densité dépassera une tonne par centimètre-cube.

Toutes les étoiles sont-elles identiques à notre Soleil ?
Ce qui différencie réellement les étoiles entre elles, c'est leur masse, car c'est de la masse que dépend la taille, la luminosité, la température, l'évolution et la durée de vie de l'astre. Les étoiles plus chaudes que le Soleil sont bleues, les étoiles plus froides sont rouges. Une étoile de 10 masses solaires est 5 000 fois plus lumineuse que le Soleil, mais sa durée de vie sera 500 fois plus faible.

Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la synthèse des noyaux se poursuit jusqu'au fer, l'élément le plus stable. Parvenue à ce stade, la fusion s'arrête et l'étoile, privée de sa source d'énergie, s'effondre sur elle-même. L'onde de choc créée par l'implosion rebondit sur le coeur, chassant dans l'espace une partie des couches superficielles ; il se produit ce qu'on appelle une « explosion de supernova », enrichissant progressivement la matière interstellaire en éléments lourds, indispensables à la formation des étoiles et des planètes. C'est un phénomène spectaculaire mais rare que nous avons eu la chance d'observer en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan. Le coeur de l'étoile, lui, soumis à un confinement exceptionnel n'est plus qu'une soupe de neutrons, d'où l'appellation d'« étoile à neutrons » dont le rayon ne dépasse guère une dizaine de kilomètres et la densité un milliards de fois celle d'une naine blanche

Pour les astrophysiciens, le Soleil est en fait un astre plutôt banal et de petite taille. Mais il est entouré de neuf planètes dont une a pu développer la vie. En ce sens, le Soleil n'est pas tout à fait une étoile comme les autres.

Carte d'identité

Age : 4,7 milliards d'années

Durée de vie : 10 milliards d'années

Masse : 1,989 1030 kg

Rayon : 696 000 km

Luminosité totale : 3,9 1026 W

Puissance reçue sur Terre : 1,368 kW/m2

Type spectral : G2V

Température de la photosphère : 5500 °C

Magnitude visuelle absolue : +4,83

Composition chimique :

pour 1 atome d'hydrogène :

hélium 0,1

oxygène 0,0007

carbone 0,00033

fer 0,00011

néon 0,0001

azote 0,0001

Distance à la Terre : 149 600 000 km

Distance au centre de la Galaxie : 28 000 années-lumière

Vitesse dans la Galaxie : 220 km/s

Par Jean-Marc Huré

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