Par Joseph NicholsonMise à jour 24 mars 2022
Le Soleil est un fourneau colossal brûlant de l'hydrogène qui rayonne environ 4 × 10^26 watts chaque seconde. Cette production continue alimente non seulement la lumière et la chaleur que nous ressentons, mais également toute l’énergie qui finit par atteindre la Terre, y compris les combustibles fossiles qui font fonctionner notre monde moderne. Le mécanisme derrière cette production prodigieuse est la fusion nucléaire.
L'hydrogène, l'élément le plus léger et le plus simple, est constitué d'un proton et d'un électron. Dans les couches externes froides d’une étoile naissante, la charge positive des protons les sépare. À mesure que la protoétoile s'effondre sous l'effet de la gravité, les températures et les pressions dans son noyau augmentent jusqu'à ce que les noyaux d'hydrogène puissent surmonter leur barrière coulombienne. À environ **8 millions de K**, quatre protons traversent la chaîne proton-proton, fusionnant pour former un noyau d'hélium-4 tout en convertissant une petite fraction de la masse en énergie via E = mc² . À mesure que la température centrale augmente, des noyaux plus lourds deviennent accessibles; à environ **100 millions de K**, trois noyaux d'hélium‑4 fusionnent dans le processus triple alpha pour créer un atome de carbone‑12.
L’énergie libérée par la fusion apparaît d’abord sous forme de rayons gamma de haute énergie. Ces photons doivent traverser l’intérieur du Soleil avant de s’échapper dans l’espace. Autour immédiat du noyau se trouve la zone de rayonnement, si dense que les photons peuvent mettre en moyenne **171 000 ans** pour s'échapper, parfois jusqu'à plusieurs millions d'années. Vient ensuite la zone de convection, où le plasma chaud monte et le plasma plus froid descend dans une danse turbulente. Dans cette zone, les rayons gamma sont progressivement dégradés en photons de plus faible énergie, principalement en lumière visible, à mesure que l'énergie se propage vers la surface.
La photosphère (la surface visible du Soleil) a une température d'environ **4 500 à 6 000 K**. Au-dessus se trouve la couronne, le site des taches solaires et des proéminences solaires. Lorsque les photons quittent finalement la photosphère, environ la moitié de l’énergie arrivant sur Terre est de la lumière visible, une autre moitié est de l’infrarouge et une partie plus petite mais significative est du rayonnement ultraviolet, qui peut être dangereux pour les organismes vivants. Les photons solaires se déplacent à la vitesse de la lumière et parcourent environ 150 millions de kilomètres jusqu'à la Terre en **huit minutes** environ.