Des physiciens travaillant sur l'expérience Borexino, un détecteur de particules du laboratoire souterrain du Gran Sasso,
Les résultats des observations ont montré que la métalliciténoyau solaire est supérieur à ce que prédit le modèle solaire standard. Rappelons qu'en astrophysique, la métallicité est le contenu de tous les éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, et pas seulement les métaux.
Réactions thermonucléaires au soleil
L'énergie produite par les étoiles est l'une desproduits de la nucléosynthèse, formation de divers éléments chimiques lors du processus de fusion nucléaire à l'intérieur d'une étoile. On pense que la nucléosynthèse stellaire a commencé avec la formation d'hydrogène, d'hélium et de lithium pendant le Big Bang. Le principal processus chimique qui génère la majeure partie de l'énergie dans le cœur des étoiles de la séquence principale (l'étape principale de l'évolution des étoiles) est la fusion de l'hydrogène.
Au cours de ce processus, également appeléEn brûlant de l’hydrogène (bien que cela n’ait rien de commun avec la combustion d’hydrogène gazeux en présence d’oxygène), quatre protons se combinent pour former un noyau d’hélium. Il existe deux processus prédominants par lesquels l'hydrogène stellaire est synthétisé : la chaîne proton-proton et le cycle carbone-azote-oxygène (CNO).
Environ 99 % de l’énergie solaire est produite enle résultat de réactions en chaîne proton-proton. Le cycle comprend trois étapes. Premièrement, deux protons qui ont suffisamment d’énergie pour franchir la barrière coulombienne fusionnent pour former un deuton, un positron et un neutrino électronique. Dans un deuxième temps, un deuton fusionne avec un proton pour former un noyau d'hélium-3. Enfin, les deux noyaux d’un atome d’hélium-3 fusionnent pour former le noyau d’un atome d’hélium-4. Cela libère deux protons qui déclenchent de nouvelles réactions.
Le reste de l'énergie solaire est fournià la suite des réactions du cycle CNO. Il s'agit d'une série de réactions thermonucléaires (y compris la combustion de l'oxygène et du carbone), dans lesquelles le carbone, l'oxygène et l'azote agissent comme catalyseurs, contribuant à la conversion des atomes d'hydrogène (protons) en atomes d'hélium-4. La chaîne proton-proton et le cycle CNO produisent des neutrinos comme sous-produits.
Chaîne proton-proton. Sarang, domaine public, via Wikimedia Commons
Cycle CNO. Image : Kirill Borisenko, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons
Mesurer la composition interne du Soleil
Jusqu'à présent, les astrophysiciens avaient deux façons d'étudier la composition interne d'une étoile la plus proche de la Terre. Ce sont la spectroscopie et l'héliosismologie.
Spectroscopie du Soleil. Image : N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
En utilisant la spectroscopie, les scientifiquesAnalysez le spectre de la lumière solaire pour rechercher les « empreintes digitales » de divers éléments chimiques. Chacun d'eux absorbe la lumière avec une certaine longueur d'onde, de sorte que, selon la composition, des lignes sombres se forment sur le spectre - lignes d'absorption.
D'ailleurs, c'est grâce à la spectroscopie quel'hélium a été découvert pour la première fois. Cet élément n'a pas été découvert sur Terre à cette époque, en observant sa ligne d'absorption sur le spectre de la lumière du soleil dans la chromosphère d'une étoile lors d'une éclipse solaire, les chercheurs ont découvert qu'il existe un élément supplémentaire qui (comme on le croyait alors) ne surviennent sur notre planète.
Une illustration de la propagation des ondes acoustiques à l'intérieur du Soleil. Image : ESA, NASA
La deuxième approche pour analyser la composition d'une étoile s'appellehéliosismologie. Les scientifiques utilisant cette méthode mesurent les ondes sonores qui atteignent la surface du Soleil après avoir été réfléchies à l'intérieur de l'étoile. De plus, plus les éléments sont lourds sur le Soleil, plus ils empêchent la pénétration des ondes sonores à la surface, ce qui signifie que plus la métallicité de l'étoile est élevée.
Dans le passé, les méthodes proposées ont donné des résultats comparablesestimations, mais à mesure que la précision des mesures s'améliorait, les données divergeaient. Pour réconcilier (ou brouiller) les deux méthodes de mesure, les chercheurs ont imaginé une nouvelle approche.
En 2020, des physiciens ont annoncé que pour la première fois ilsdécouvert les neutrinos du cycle solaire CNO à l'aide des détecteurs de l'expérience Borexino. Ils ont collecté des données entre janvier 2017 et octobre 2021, observant une moyenne de 4,8 neutrinos CNO par jour. Dans un nouvel article publié dans la revue Physical Review Letters, les scientifiques rapportent qu'ils ont réduit de moitié l'erreur des mesures précédentes et déterminé avec plus de précision la teneur en carbone et en azote du noyau du Soleil.
Quelle est la métallicité du Soleil ?
Depuis le début des années 2000, des mesures réalisées avecutilisant la spectroscopie et l'héliosismologie ont commencé à diverger. La première méthode de mesure a montré une teneur en éléments lourds plus faible que l'analyse des ondes sonores. Les résultats des observations de neutrinos confirment la théorie de la haute métallicité des héliosismographes : ils disent que la quantité d'éléments lourds est de 9 à 58 % supérieure à ce que la théorie basée sur la spectroscopie suggère.
Une explication possible de ces différences dansLors de mesures, il peut y avoir une différence dans la concentration d’éléments chimiques à la surface et à l’intérieur du noyau de l’étoile. Cette hypothèse est proposée par des astrophysiciens qui ont publié les résultats de leur modélisation dans la revue Astronomy & Astrophysique. Ils ont montré que si le Soleil collectait de manière inégale la matière du disque protosolaire au cours de sa formation, la métallicité de son noyau pourrait alors être 5 % plus élevée qu'à la surface.
Pour l'instant, ce n'est qu'une hypothèse selon laquelle ils pourraientconfirmer ou infirmer les mesures futures. Mais cette hypothèse laisse espérer que les chercheurs utilisant différentes approches pour leurs mesures pourront parvenir à un consensus et créer un modèle unifié et cohérent du Soleil, et donc mieux comprendre le fonctionnement d'autres étoiles, dont la distance ne permet pas l'utilisation de autant d’instruments alternatifs.
Le fait qu'il y a beaucoup plus à l'intérieur du Soleilplus de carbone, d'oxygène et d'azote "modifie la compréhension de la formation des éléments chimiques, du développement des étoiles, de leur mode de vie et de mort", notent les scientifiques.
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Image de couverture : NASA/GSFC/SDO