Le mystère du Soleil faible

Le rapport le plus évident de la Terre au Soleil s’incarne par son irradiation : l’exposition de notre planète au rayonnement lumineux de son astre. Elle constitue l’une de nos principales sources énergétiques et conditionne une température plus clémente à la surface terrestre. La lumière émise par le Soleil balaye un large spectre de longueurs d’onde. En particulier, la partie hautement énergétique du rayonnement solaire, les extrêmes UV, UV et rayons X, jouent un rôle crucial dans le réchauffement de l’atmosphère des planètes.

Cependant, les étoiles évoluent. Au cours du temps, elles varient notamment en masse, en compositions chimique, en structure et en niveau d’activité magnétique. Par conséquent, l’intensité et la nature de leur rayonnement change. D’après la modélisation standard de l’évolution du Soleil à masse constante (MSS), le rayonnement du jeune Soleil était 30% moins intense qu’actuellement.

Mais à 30% plus faible, et en considérant une atmosphère semblable à celle d’aujourd’hui, la température à la surface terrestre serait négative (voir diagramme ci-dessous)! Et pourtant, malgré l’hypothèse de cette faiblesse solaire, notre planète est devenue habitable presque dès ses débuts. Durant des milliards d’années, elle offrait les conditions de température et de pression compatibles avec la présence d’eau liquide à sa surface.  La preuve la plus probante en est l’apparition de la vie il y a 3,8 milliards d’années. Elle y est apparue et ne l’a plus quittée. Paradoxal.

Evolution de la température terrestre à travers le temps (en milliards d’années) en fonction de la baisse de lumonisité du Soleil par rapport à aujourd’hui. Ici, Te = Température d’irradiation. Ts = Température à la surface exprimées en Kelvin (0°C =  273,1°K). Avec un Soleil 30% moins lumineux, l’eau à la surface de la Terre ne peut être liquide. Diagramme développé par Kasting et al., Scientific American (1988)

Le défaut d’irradiation solaire, s’il est avéré semble donc incompatible avec les conditions d’habitabilité continue offertes par la Terre dès sa jeunesse. En outre, des preuves géologiques et biologiques permettent d’affirmer que la Terre, il y a 4 milliards d’années, soit un demi milliard d’années après sa formation, n’était alors pas plus froide[1], voir même qu’elle était plus chaude[2]qu’aujourd’hui.

Il existe différentes approches pour dépasser le paradoxe de ce Soleil faible :

1 – Climatique : l’atmosphère des débuts de la Terre était différente et bénéficiait d’un effet de serre suffisant résultant d’une composition chimique différente (Nathan Sheldon).

2 – Géologique : la Terre diffusait plus d’énergie géothermique à cette époque.

3 – Biologique : la vie s’est développée sur une planète froide (John Priscu)

Ces 3 solutions sous-entendent que le développement de la vie s’est fait dans un contexte non attendu. Par exemple, il se pourrait qu’un océan de glace ait pu protéger des rayons UV, une couche de substrat chimique prébiotique. Mais un problème subsiste, il y a des traces de la présence d’eau liquide sur les continents à ces échelles de temps. Et les premiers organismes connus, tels que les stromatolites (à l’âge pré-Cambrien) vivent aujourd’hui en surface. L’explication climatologique, piste très probable, offre également un panel d’explications : différents cycles atmosphériques dont il reste à étayer la compatibilité avec ce que nous connaissons de notre  paléoclimat mais aussi celui de Mars et Vénus, planètes nées sous la même étoile.

La relation Soleil-Terre à l’aune du système solaire

En effet, une manière d’aborder le paradoxe du Soleil faible, est de considérer la Terre comme un objet astrophysique, une planète, au même titre que les autres planètes du système solaire. Ses voisines les plus proches et similaires sont Vénus et Mars. Même si leur relation avec le Soleil varie, entre autre, du fait de leur position, orbite, taille, masse et présence éventuelle d’une atmosphère, elles possèdent un fragment d’histoire commune.

La température au sol des planètes telluriques qui ne possèdent pas ou peu d’atmosphère est essentiellement déterminée par leur position par rapport au Soleil. Mercure, qui est la planète la plus proche du Soleil, se situe dans ce cas. Elle est irradiée par celui-ci à un tel point que sa température au sol est de 430°C durant le jour et descend à -100°C la nuit. A l’inverse, Mars qui possède une atmosphère ténue en CO₂, ayant potentiellement atteint jusque 2 bars dans sa jeunesse a abrité un temps, un climat plus clément qu’aujourd’hui. Les relevés de sédiments, réalisés par les rovers de la Nasa, témoignent notamment de la présence ancienne d’eau liquide à sa surface. Tandis que l’atmosphère de Mars se perdait dans l’espace, il s’est maintenu jusqu’aujourd’hui sur Terre, des conditions favorables au vivant. Son atmosphère a même évolué par la présence de la biosphère qui s’est ainsi pérennisée. La température relativement chaude requise sur les jeunes planètes Terre et Mars pour maintenir de l’eau liquide ont été difficiles à expliquer via l’effet de serre[3]. Le cas conjoint de la Terre et de Mars suggère que potentiellement les 2 planètes ont reçu une irradiation suffisante par le passé. Du moins, creusons cette hypothèse.

A la recherche de la perte de masse

La température atmosphérique est fortement liée aux variations même infimes de la masse du Soleil. Pour idée, si le Soleil actuel était 7% plus massif, cela entrainerait une irradiance supérieure de 30% que celle que nous connaissons. Dans cette logique, un Soleil plus massif qu’aujourd’hui il y a 4 milliards d’années présenterait une irradiation suffisante pour réchauffer l’atmosphère. En effet, la luminosité solaire est fortement liée à la masse du Soleil. Un flux plus élevé au niveau de la planète pourrait en partie être causé par un jeune Soleil plus massif qui serait intrinsèquement plus lumineux et dont la planète serait alors plus proche. Or, les estimations de la luminosité antérieure du Soleil sont fondées sur les simulations du modèle standard de son évolution à masse constante. Mais le Soleil a-t-il toujours possédé la même masse depuis sa naissance ? L’hypothèse développée dans cette partie est celle considérant un jeune Soleil non faible en luminosité car plus massif.

En 1987, Willson, Bowen, & Struck-Marcel présentent l’hypothèse que les jeunes analogues solaires peuvent perdre considérablement en masse au début de leur séquence principale.

Remontons le cours du temps. Pour arriver à la masse actuelle du Soleil, il faudrait que le Soleil ait perdu 1% de sa masse par milliard d’années, soit un taux de perte de masse de 10^-11 M_soleil / an. La perte de masse observée actuellement est de 3×10^-14 M_soleil/an. Cela représente une perte de masse 300 fois plus faible. Mais il est fort probable qu’une étoile de type solaire durant sa jeunesse, présente des taux de perte de masse plus élevés. Ainsi, dès 1987, Guzik, Willson, & Brunish tente de modéliser l’évolution du Soleil en intégrant un cas extrême de perte de masse équivalent à une masse solaire.

Le phénomène physique principalement invoqué pour expliquer la perte de masse solaire est son activité magnétique et notamment le vent solaire. Ce dernier est un écoulement de plasma qui s’échappe de l’astre. Il possède une structure magnétique propre qui conditionne la trajectoire de l’écoulement du plasma solaire vers le milieu interstellaire. Cette éjection de matière est mesurable grâce aux observations en rayons X du Soleil. Le vent solaire est actuellement responsable d’une perte de masse annuelle de 3*10^-14M_soleil. Si l’on intègre le taux de perte actuel induit par le vent solaire seul, la masse solaire initiale ne serait augmentée que de 10^-4 M_soleil. Pourtant, l’observation du vent au cours des dernières décades suggère qu’il est hautement variable[4]. En outre, les éruptions solaires auraient été, 1000 fois plus importantes en terme d’activité qu’aujourd’hui[5]. Le vent solaire associé, durant le premier milliard d’année dans la séquence principale, aurait été intensifié d’un facteur 1000[6]. Les roches lunaires portent les marquent du vent solaire sur les derniers milliards d’années et suggèrent que son intensité était beaucoup plus importante il y a 3 milliards d’années[7]. Au total, la perte de masse impliquée s’élève à 0,03M_soleil, suffisante pour augmenter significativement la luminosité du jeune Soleil.

Au niveau du Soleil, les indices de ses pertes de masse sont recherchés en différents lieux. D’une part, l’étude à travers le temps de l’activité magnétique et du vent solaire est menée à travers l’observation des rayonnements haute énergie du Soleil (UX et rayon X). L’intensité passée du vent solaire est mesurée sur les roches lunaires. D’autre part, les observations héliosismologiques (voir encadré) permettent de sonder l’intérieur solaire. On peut y apercevoir les traces d’évènements très anciens, dont une éventuelle perte de masse modeste, entre 1 à 7% de masse solaire durant la séquence principale[8]. En 2012, Drake et al., en analysant les pertes de masses via l’éjection de masse coronale et le vent stellaire ont établit que les jeunes analogues solaires pouvaient présenter des taux de perte de masse allant jusqu’à une limite de 10^-11M_soleil/an. Cette limite est activement débattue dans la communauté scientifique, notamment au niveau de l’impact effectif des éjections de masse coronale. Néanmoins, ces résultats restent cohérents avec l’hypothèse de l’évolution de la masse du Soleil, de sa prime jeunesse à actuelle aujourd’hui.

Un scénario compatible ?

Les travaux de modélisation menés par Sackman et al. en 2003, on creusé l’hypothèse du Soleil jeune plus massif. Ils ont exploré, à travers la construction d’une modélisation alternative au modèle standard du Soleil (MSS), l’hypothèse d’un Soleil jeune légèrement plus massif et donc plus lumineux que prévu par le MSS. Ils ont testé différentes masses initiales et leurs évolutions jusqu’à la masse solaire actuelle en compatibilité avec l’évolution de l’habitabilité de la Terre et de Mars. En d’autres termes, leurs conditions de départ, les masses initiales considérées, prises entre (1,01 – 1,07) M_soleil permettaient de générer des flux solaires, suffisamment élevés pour être compatible avec la présence ancienne et avérée d’eau sur Mars et sur la Terre il y a 4 milliards d’années. Ils ont ensuite confronté les résultats obtenus à différentes contraintes observationnelles, comme les données héliosismiques qui rendent compte de la structure interne du Soleil ou encore l’évolution du vent solaire dont les roches lunaires ont gardé une trace. Ainsi, Sackmann et al. ont estimé que les masses situées dans l’intervalle (1,07 – 1,03)M_soleil,  permettaient à la fois de maintenir des conditions d’habitabilité pour la Terre, sans arriver à une évaporation de son atmosphère et des températures suffisantes sur Mars malgré son atmosphère ténue en CO₂. Pour leurs différents modèles de décroissance de masse, la valeur la plus réaliste serait 1,07M_soleil. Cette masse initiale à la naissance de l’étoile dans la séquence principale, produirait un flux solaire 50% plus important que celui annoncé par le MSS. Cela correspond à un flux 5% supérieur à celui actuel, alors que le MSS annonce un flux 30% plus faible qu’aujourd’hui. En premier lieu (pour 1 à 2 milliards d’années), le flux solaire descendrait, pour ensuite se comporter tel que prédit par le MSS, augmentant jusqu’à présent. Une telle perte de masse du Soleil jeune de quelques pourcents devrait laisser, en effet, une marque sur la structure interne du Soleil. A cette époque, les incertitudes sur la composition actuelle du Soleil et la physique présente dans les modèles solaires sont plus grandes que l’impact d’une perte de masse visible. L’étude, datée de 2003, déjà ancienne et sujet à débat au sein de la communauté des physiciens solaires. Elle conclut, néanmoins sur la nécessité d’obtenir plus de mesures des taux de perte de masse d’autres étoiles similaires au jeune Soleil et de mesures sur le système solaire pour déterminer le vent solaire par le passé.

Evolution de la décélération

L’hypothèse d’un Soleil suffisamment massif pour irradier autant qu’aujourd’hui est-elle plausible? Pour connaître les taux limites antérieurs de perte de masse du Soleil, les astrophysiciens se sont tournés vers des étoiles dites analogues au Soleil dans leur phase de jeunesse. Ces dernières présentent des pertes de masses 100 fois plus importantes que notre Soleil actuel.

Le processus invoqué pour expliquer la variation de perte de masse solaire au cours du temps est sa décélération. En effet, en entrée de séquence principale les étoiles de type solaire présentent des taux de rotation plus élevés. De plus, décélération et variation de perte du Soleil semblent évoluer aux mêmes échelles de temps. Concrètement, quand le Soleil tournait plus rapidement, son vent était plus rapide et emportait avec lui plus de matière vers le milieu interstellaire. Cette décélération est liée à l’effet dynamo généré par le mouvement des couches internes du Soleil. Il est à la source de son champ magnétique et contrôle sa variabilité et sa géométrie. L’intensité sur champ magnétique, à son tour contrôle le vent solaire. Tandis que l’étoile tourne plus vite, la dynamo génère des champs magnétiques intenses et donc un vent entraînant une perte de masse plus importante. Mais il existe une rétroaction : la perte de masse va avoir pour effet de ralentir la rotation de l’étoile. Si la loi liant décélération et taux de perte de masse de l’étoile est bien connue, il subsiste des incertitudes. On caractérise mal l’influence conjointe de la perte de masse et de la perte de bras de levier lié aux champs magnétiques sur l’amplitude du freinage.

Ce qu’il faudrait démontrer

Certes, il reste encore beaucoup à comprendre au niveau de la physique solaire afin de mieux caractériser son évolution depuis sa naissance[9] et notamment sa décélération[10]. C’est là un des enjeux majeurs que tente de relever le Laboratoire de Dynamique des Etoiles, des Exoplanètes et de leur Environnement (LDE3/Irfu/CEA)[11]. Mais mieux appréhender les liens entre activité magnétique et l’expression en haute énergie du Soleil reste primordiale pour comprendre l’évolution de l’habitabilité des planètes. Dans les étoiles froides, l’activité magnétique se manifeste dans une variété d’effets dans le temps, sur les radiations et les particules, générées depuis les régions magnétiques entre la photosphère et la couronne. Et les radiations en UV, extrême UV et rayon X jouent un rôle crucial pour chauffer la haute atmosphère des planètes…et peuvent aussi l’éroder. De ce point de vue, la perte de masse reste donc un bon candidat pour dépasser le paradoxe du Soleil faible car l’insolation des planètes varie aux mêmes échelles que la perte de masse. En fait, le bras de levier qui entraîne le Soleil, lié à sa masse, perd donc dans ce processus, de son intensité.

Pour l’heure les solutions au paradoxe du Soleil faible d’ordre atmosphérique semblent plus « naturellement » expliquer la capacité de la Terre a maintenir des températures suffisantes[12] dans l’hypothèse d’une insolation plus faible. Mais il subsiste une interrogation sur le cas de Mars, tant que nous ne saurons pas ce que son atmosphère est devenue (voir article « Mars, ce cher chimpanzé planétologique »).

[1] Cogley & Henderson-Sellers 1984; Mojzsis et al. 1996; Eiler, Mojzsis, & Arrhenius 1997; Eriksson 1982; Bowring, Williams, & Compston 1989; Nutman et al. 1984

[2] Kasting 1989; Oberbeck, Marshall, & Aggarwal 1993; Woese 1987; Ohmotu & Felder 1987; Knauth & Epstein 1976; Karhu & Epstein 1986

[3] Les travaux de Rye, Kuo, & Holland (1995) délimitent la pression partielle en CO₂ durant la période (2,75 – 2,2 Milliards d’années) une maximale de 0.04 bars au vu de l’absence de sidérite dans les paléosols; cela jette un doute sur la viabilité d’un effet de serre de dioxyde de carbone intense sur la jeune Terre.

[4] Geiss & Bochsler 1991

[5] Caffee, Hohenberg, & Swindle 1987

[6] Whitmire et al. 1995

[7] Geiss 1973; Geiss & Bochsler 1991; Kerridge et al. 1991

[8] Dans ce domaine, les premiers travaux de modélisation tenant compte des observations héliosismiques ont été menés par Guzik & Cox 1995; Morel, Provost, & Berthomieu 1997.

[9] Réville et al. 2016, Age dependence of wind properties for solar-type stars: a 3d study, the astrophysical journal.

[10] Emeriau-Viard et al. 2017, Origin and evolution of magnetic field in PMS Stars: Influence of rotation and structural changes, the astrophysical journal.

[11] Brun et al. 2017, Magnetism, dynamo action and the solar-stellar connection, Springer.

[12] En référence aux travaux de Benjamin Charnay : http://www.insu.cnrs.fr/node/4536 ; Avec la publication suivante : « Exploring the faint young Sun problem and the possible climates of the Archean Earth with a 3D GCM. B. Charnay, F. Forget, R. Wordsworth, J. Leconte, E. Millour, F. Codron, A. Spiga, Journal of Geophysical Research