Le soleil est notre étoile semblable aux milliards d’autres de l’univers. Elle est, avec 4,6 milliards d’années, à la moitié de sa vie et deviendra en fin de vie, d’ici 5 autres milliards d’années, une géante rouge si grande qu’elle absorbera toutes ses planètes. Elle représente 99,8% de la masse du Système solaire. Elle tourne sur elle-même en 25 jours terrestres et autour de sa galaxie, la Voie Lactée, en 200 millions d’années.
| Caractéristiques | Soleil | Terre |
| Diamètre | 1 394 000 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 333 000 | 1 |
| Puissance rayonnée | 385 millions de milliard de gigawatt | 1 gigawatt est la puissance électrique fournie par un réacteur de centrale nucléaire |
| Température de surface | 5 500 °C | |
| Température du noyau | 15 millions °C | |
| Distance de la terre | 150 millions de km | |
| Âge | environ 4,6 milliards d’années | |
| Espérance de vie | 10 milliards d’années |
La formation du Soleil, comme celle de toutes les étoiles, est un processus fascinant qui se déroule sur des millions d’années. Voici les principales étapes de ce processus :
1. Nébuleuse Solaire
Le Soleil s’est formé à partir d’une nébuleuse solaire, un immense nuage de gaz et de poussières dans l’espace interstellaire. Ce nuage contenait principalement de l’hydrogène et de l’hélium, avec des traces d’éléments plus lourds. La nébuleuse solaire est elle-même issue de la matière enrichie en éléments lourds par plusieurs générations d’étoiles précédentes, notamment par les supernovae.
2. Effondrement Gravitationnel
Un événement perturbateur, tel qu’une onde de choc d’une supernova proche, aurait pu provoquer l’effondrement gravitationnel de la nébuleuse solaire. Au fur et à mesure que la nébuleuse s’effondrait sous sa propre gravité, elle a commencé à tourner et à se contracter, formant un disque protoplanétaire avec une concentration de masse au centre.
3. Formation du Proto-Soleil
Au centre de cette nébuleuse en contraction, une région dense appelée “proto-Soleil” s’est formée. La compression gravitationnelle dans cette région a conduit à une augmentation de la température et de la pression, atteignant des niveaux extrêmement élevés. Pendant ce temps, le reste du disque protoplanétaire a commencé à se former autour du proto-Soleil, donnant naissance aux premiers embryons planétaires et à des particules solides.
4. Début de la Fusion Nucléaire
Lorsque la température au cœur du proto-Soleil a atteint environ 10 millions de degrés Celsius, les conditions sont devenues favorables à la fusion nucléaire. À ce stade, les noyaux d’hydrogène ont commencé à fusionner pour former de l’hélium, libérant une énorme quantité d’énergie sous forme de lumière et de chaleur. Cet événement marque la naissance officielle du Soleil en tant qu’étoile de la séquence principale.
5. Équilibre Hydrostatique
La fusion nucléaire produit une pression de radiation vers l’extérieur qui équilibre la force gravitationnelle qui tend à faire s’effondrer le Soleil. Cet équilibre, connu sous le nom d’équilibre hydrostatique, a permis au Soleil de stabiliser sa taille et sa luminosité. À ce stade, le Soleil est devenu une étoile de la séquence principale, où il reste encore aujourd’hui.
6. Nettoyage du Disque Protoplanétaire
Les vents solaires puissants et la pression de radiation du jeune Soleil ont soufflé les restes de gaz et de poussière du disque protoplanétaire, influençant la formation finale des planètes et autres corps célestes dans le système solaire. Ce processus de nettoyage a pris plusieurs millions d’années.
Aujourd’hui, le Soleil est une étoile de type spectral G2V, environ à mi-chemin de son cycle de vie de 10 milliards d’années. Il continue de fusionner de l’hydrogène en hélium dans son noyau, fournissant la lumière et la chaleur essentielles à la vie sur Terre.