1.3.1. L'intérieur et modes de transfert de l'énergie

Les différentes valeur pour la luminosité, la pression, la température et la densité régnant à l'intérieur du Soleil sont représentées sur la figure suivante).

L' intérieur est invisible à cause de l'opacité de la matière solaire. Les informations que nous avons de cette région se déduisent des modèles de structure interne du Soleil. Dans la petite région centrale règnent des températures et pressions très élevées. Dans ces conditions, la matière se comporte comme un gaz. Cette région fournit de l'énergie par le processus de fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium. La petite région centrale (c'est-à-dire le noyau solaire) s'arrête à 0,35 rayon solaire (soit à 250 000 km environ du centre), distance à partir de laquelle la production d'énergie par réaction thermonucléaire est négligeable. A cette distance du centre, la température, d'après les modèles standards, est de 6 millions de degrés environ et la densité de 10 g par centimètre cube alors qu'au centre la température est de l'ordre de 15 millions de degrés Kelvin et la densité de 100 g par centimètre cube. De récentes analyses des résultats d'hélioséismologie ont montré que le noyau tourne à peu près à la même vitesse que la surface (Lazrek et al. 1996). L'énergie ainsi produite dans le cur, sous forme de rayonnement très énergétique doit s'évacuer afin que l'étoile reste en équilibre. Il y a deux principaux modes de transfert de l'énergie du centre à la surface.

Le premier mode est le transfert radiatif. La zone dite ``radiative'' dans laquelle intervient ce mode de transport est constituée de gaz hautement ionisés. Les photons émis au centre sont absorbés par des électrons libres, des ions ou des atomes, puis réémis, puis réabsorbés, etc, jusqu'à la surface. Ce phénomène étant statistique et ne privilégiant nullement la direction vers l'extérieur, un photon met très longtemps à s'échapper de l'étoile. Pour le Soleil, la durée de ce trajet est estimée entre 1 et 10 millions d'années. Plus on s'éloigne du centre, plus l'énergie est diluée dans un grand volume. La matière devient donc moins dense et la température, par conséquent, baisse. Ainsi, les photons absorbés sont réémis à des longueurs d'onde plus grandes au fur et à mesure de leur progression vers l'extérieur. Alors que tout rayonnement produit au centre est du domaine des rayonnements , à la surface c'est la lumière visible et infrarouge qui prédomine, même si, dans la zone radiative, compte tenu de la température, le maximum du spectre reste dans le domaine des rayons X. Cette zone prend fin à 0,71 rayon solaire où se produit le déclenchement de l'instabilité convective. La température est alors de 2 millions de degrés et la densité de 0,15 g environ par centimètre cube. La zone radiative représente 98 % de la masse du Soleil. Le noyau au centre de la zone contient 70 % de sa masse Le rayonnement interagit beaucoup plus facilement avec les gaz ionisés.

Le rayonnement interagit beaucoup plus facilement avec les gaz ionisés qu'avec le gaz neutre : tout photon, quelle que soit sa longueur d'onde, peut-être absorbé par un électron du gaz dont il accroît l'énergie. En revanche, un gaz neutre ne peut absorber que les électrons spécifiques qui correspondent à son spectre de raies. La zone radiative s'arrête lorsque la température est devenue assez basse pour assurer la recombinaison de l'hydrogène et pour que les atomes gardent leur électrons. Lorsque la lumière atteint cette couche, le transport radiatif de l'énergie perd brusquement son efficacité, et le transport convectif se substitue à lui. Dans certaines conditions de température et de pression, il se crée des zones à l'intérieur de l'étoile où tout changement de température d'une zone à l'autre rend la matière instable et provoque des brassages dans les couches de l'étoile, brassages similaires au phénomène de convection dans une casserole d'eau chauffée. La matière chauffée ne pouvant se refroidir par rayonnement à cause de l'opacité devient moins dense que la matière au-dessus et s'élève dans des zones où les conditions permettent alors la libération de l'énergie sous forme de rayonnement (c'est-à-dire à la surface). Elle se refroidit ensuite et redescent vers l'intérieur de l'étoile. Dans le cas du Soleil, les modèles théoriques indiquent que la zone convective domine le dernier tiers du rayon (0,284 d'après Richard et al. 1996). Les résultats de mesures d'hélioséismologie ont récemment donné une valeur expérimentale précise de l'épaisseur de la zone convective qui serait de 0,287 (Christensen-Dalsgaard et al. 1991).

  
Figure: Compression interne.
Représentation de la variation de la pression, luminosité, température et densité du centre à la surface du Soleil. La distance à partir du centre est exprimée en fraction de rayon.
Source : Lang 1995.

Pour avoir un transfert radiatif ou convectif, seules les conditions de température et de pression entrent en jeu. Ces conditions sont déterminées par la masse de l'étoile. Des étoiles plus massives que le Soleil ont un cur entièrement convectif.