Le soleil - l'objet le plus massif dans le système solaire - est une 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'il contient des éléments lourds. Les seuls éléments dans le noyau, cependant, sont l'hydrogène et l'hélium; l'hydrogène est le carburant des réactions de fusion nucléaire qui produisent de l'hélium et de l'énergie en continu. À l'heure actuelle, le soleil a brûlé environ la moitié de son combustible.

Comment le soleil s'est formé

Selon l'hypothèse nébulaire, le soleil est né suite à l'effondrement gravitationnel d'une nébuleuse - un gros nuage de gaz et de poussière. Comme ce nuage attirait de plus en plus de matière à son noyau, il commença à tourner sur un axe, et la partie centrale commença à chauffer sous les énormes pressions créées par l'ajout de plus en plus de poussière et de gaz. À une température critique - 10 millions de degrés Celsius (18 millions de degrés Fahrenheit) - le noyau enflammé. La fusion de l'hydrogène en hélium a créé une pression extérieure 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 sans traits orbe jaune 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. Dans 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 est le plus proche du soleil. <2> Radiation et convection

La température au cœur du soleil est d'environ 15 millions de degrés Celsius (28 millions de degrés Fahrenheit), ce qui est presque 3000 fois plus élevé qu'à la surface. Le cœur est 10 fois plus dense que l'or ou le plomb, et la pression est de 340 milliards de fois la pression atmosphérique à la surface de la Terre. Les zones centrales et radiatives sont si denses que les photons produits par les réactions dans le noyau prennent un million d'années pour atteindre la couche convective. Au début de cette couche semi-opaque, les températures ont suffisamment refroidi pour permettre à des 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

Fusion de l'hydrogène à l'hélium dans le noyau solaire procède en quatre étapes. Dans la première, 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 l'hélium-4 - la forme d'hélium la plus courante - et deux protons libres pour continuer le cycle depuis le début. L'énergie nette libérée pendant le cycle de fusion est de 26 millions d'électron-volts.