Pendant des siècles, la lumière a été étudiée à partir de deux sources principales : le Soleil et la flamme. Ces deux objets, bien que très différents par leur nature et leur échelle, présentent une propriété commune essentielle : ils émettent un rayonnement continu couvrant l’ensemble du spectre visible. On parlera plus tard de rayonnement de corps noir pour désigner ce type d’émission thermique, caractéristique d’un corps porté à haute température.
La lumière solaire occupe toutefois une place singulière. Elle est à la fois la source principale d’énergie à la surface de la Terre, le moteur du climat, le support de la photosynthèse et, plus généralement, la condition même de la vie. Mais son importance dépasse largement le cadre biologique. La lumière du Soleil a constitué l’un des premiers terrains d’expérimentation de la physique moderne. C’est en l’analysant que les savants ont découvert que la lumière pouvait porter en elle une information sur la nature intime de la matière.
À première vue, le Soleil apparaît comme un disque lumineux uniforme. Pourtant, lorsque sa lumière est décomposée, elle révèle une structure d’une richesse insoupçonnée. Derrière l’apparente continuité du spectre visible se cachent des signatures fines, des irrégularités, des raies sombres, qui ont progressivement permis d’identifier les éléments chimiques présents dans son atmosphère. Pour la première fois, l’humanité a pu déterminer la composition d’un astre sans jamais s’y rendre, ni en prélever la moindre parcelle.
L’étude du spectre solaire ne s’est pas limitée à une simple analyse chimique. Elle a conduit à estimer la température de surface du Soleil grâce aux lois du rayonnement thermique, puis à s’interroger sur l’origine de son énergie. Cette interrogation a ouvert la voie à la physique nucléaire et à la compréhension des réactions de fusion au cœur des étoiles. Enfin, l’identification de l’hélium dans le spectre solaire avant même sa découverte sur Terre a illustré de manière spectaculaire la capacité de la lumière à révéler l’existence d’éléments inconnus.
Ainsi, l’analyse du spectre du Soleil constitue l’un des moments fondateurs de la physique moderne. Elle relie l’astronomie à la chimie, la thermodynamique à la physique atomique, et prépare l’avènement de la mécanique quantique et de la physique nucléaire.
Pour illustrer cette progression, nous nous appuierons notamment sur les écrits de l’astronome français Charles Nordmann, dont les articles publiés au début du 20ème siècle dans la Revue des Deux Mondes témoignent de l’enthousiasme suscité par ces découvertes. À travers son regard, on perçoit combien l’étude du Soleil a profondément modifié notre compréhension de la matière et de l’Univers.
Nous examinerons successivement les premières observations du Soleil et la naissance de la spectroscopie, l’identification des raies spectrales et de la composition chimique solaire, la détermination de sa température à partir du rayonnement du corps noir, puis la question de l’origine de son énergie. Enfin, nous reviendrons sur la découverte de l’hélium, exemple emblématique de la puissance heuristique de l’analyse spectrale.
L’histoire du spectre solaire n’est donc pas seulement un chapitre d’astronomie. Elle est l’un des chemins par lesquels la physique a appris à lire, dans la lumière des étoiles, la structure profonde de la matière et de la lumière.
Les premières observations du soleil
Avant d’examiner ce que la lumière du Soleil nous révèle sur la structure intime de la matière et de la lumière, il convient de rappeler que le Soleil lui-même n’a pas toujours été considéré comme un objet physique au sens moderne du terme. Pendant des siècles, il fut avant tout un repère cosmologique, une entité inscrite dans une vision du monde d’ordre philosophique et religieux.
Une première date décisive dans l’histoire de la physique et de l’étude du soleil est 1543, année de publication de « De revolutionibus orbium coelestium » de Nicolas Copernic. Dans cet ouvrage, publié l’année même de sa mort, Copernic propose une organisation héliocentrique du système du monde : la Terre n’est plus au centre, mais devient une planète parmi d’autres tournant autour du Soleil. Celui-ci occupe désormais une position centrale, immobile, autour de laquelle gravitent les planètes.
Au-delà de son contenu astronomique, cette proposition marque une rupture méthodologique profonde. L’héliocentrisme ne repose pas sur une autorité philosophique ou théologique, mais sur une reconstruction géométrique visant à rendre compte de manière plus simple et plus cohérente des observations astronomiques. Cette démarche, prolongée par Kepler et Galilée, inaugure ce que l’on appelle aujourd’hui la science moderne : une science fondée sur l’observation, la modélisation mathématique et la confrontation entre théorie et expérience.
Il faut toutefois souligner que l’abandon du géocentrisme fut progressif. Malgré les arguments en faveur du système copernicien, la doctrine géocentrique demeura longtemps dominante, notamment dans l’enseignement. Ce n’est véritablement qu’au 18ème siècle que l’héliocentrisme s’imposa définitivement dans la culture scientifique européenne.
Une seconde étape importante dans la compréhension du Soleil intervient à la fin du 18ème siècle. En 1796, Pierre-Simon de Laplace publie son Exposition du système du monde, dans lequel il propose une hypothèse sur l’origine du Soleil et des planètes. Selon lui, le système solaire résulte de l’effondrement gravitationnel d’une vaste nébuleuse de gaz en rotation. Sous l’effet de la gravitation, la matière se condense au centre pour former le Soleil, tandis qu’un disque de matière résiduelle donne naissance aux planètes.
Une idée similaire avait été avancée quelques décennies plus tôt par Emmanuel Kant en 1755, mais indépendamment de Laplace. Ce que l’on appellera plus tard l’hypothèse nébulaire de Kant-Laplace constitue une tentative remarquable d’expliquer la formation du Soleil par des lois physiques universelles, en particulier la gravitation newtonienne. Le Soleil cesse alors d’être un astre immuable et éternel : il devient un objet naturel, soumis aux mêmes lois que les corps terrestres.
Ces deux moments, l’héliocentrisme de Copernic et l’hypothèse nébulaire de Kant et Laplace, traduisent un déplacement fondamental. Le Soleil n’est plus seulement un centre géométrique ou symbolique : il devient un objet d’étude physique, dont on cherche à comprendre l’origine, la structure et le fonctionnement à partir de principes généraux.
Cependant, jusqu’au début du 19ème siècle, le Soleil reste essentiellement étudié dans son rôle mécanique et cosmologique : centre du système planétaire, masse dominante régissant les orbites, source de lumière et de chaleur. Sa nature intime demeure inconnue. De quoi est-il composé ? Quelle est l’origine de sa lumière ? Quelle est sa température ? Comment produit-il son énergie ?
C’est en s’intéressant non plus seulement à sa position dans l’espace, mais à la lumière qu’il émet, que les scientifiques vont franchir une nouvelle étape décisive. Le Soleil va alors devenir un laboratoire naturel permettant d’explorer, à distance, la constitution de la matière elle-même. Nous allons maintenant nous tourner vers cette lumière solaire, dont l’analyse révélera bien plus que ce que l’on pouvait imaginer au début du 19ème siècle.
Les raies spectrales
Lorsque l’on commence à analyser la lumière du Soleil, on quitte le domaine purement astronomique pour entrer dans celui de la physique expérimentale. Le Soleil cesse d’être seulement un astre lointain : il devient une source de lumière dont l’étude minutieuse peut révéler sa constitution intime.
Les premières observations systématiques du spectre solaire sont réalisées au début du 19ème siècle par le physicien bavarois Joseph von Fraunhofer. Grâce à un perfectionnement des instruments optiques et à l’usage de réseaux de diffraction, il parvient à décomposer la lumière solaire avec une précision inédite.
En 1814, il observe dans le spectre du Soleil non seulement la bande colorée continue allant du violet au rouge, mais aussi la présence de fines raies sombres, nettes et invariables. Intrigué par ce phénomène, il entreprend un travail méthodique d’inventaire. En 1817, il publie un premier catalogue d’environ 574 raies. Il poursuivra ce travail jusqu’en 1821 en mesurant avec une grande précision leur position, c’est-à-dire leur longueur d’onde.
Ces raies, que l’on appelle aujourd’hui raies de Fraunhofer, constituent un mystère pendant plusieurs décennies. Pourquoi certaines longueurs d’onde sont-elles absentes du spectre solaire ? Pourquoi ces positions sont-elles toujours les mêmes ?
La réponse vient au milieu du 19ème siècle grâce aux travaux conjoints du physicien Gustav Kirchhoff et du chimiste Robert Bunsen. En étudiant les spectres lumineux produits par des éléments chauffés en laboratoire, ils montrent qu’un élément chimique émet et absorbe la lumière à des longueurs d’onde bien définies. Chaque élément possède ainsi une signature spectrale propre.
Kirchhoff comprend alors que les raies sombres observées par Fraunhofer correspondent à des absorptions sélectives : la lumière émise par les couches internes du Soleil traverse son atmosphère externe, où certains éléments absorbent précisément les longueurs d’onde qu’ils seraient capables d’émettre. En comparant les raies solaires aux spectres mesurés au laboratoire, il devient possible d’identifier les éléments présents dans l’atmosphère solaire.
C’est cette révolution méthodologique que résume admirablement Charles Nordmann dans un article publié en 1910 dans la Revue des Deux Mondes, intitulé « Les Métamorphoses des étoiles et leur température » :
« Fraunhofer, il y a bientôt un siècle, avait remarqué que le spectre du Soleil est sillonné d’un grand nombre de raies noires extrêmement fines, et dont la position est invariable. L’analyse spectrale des astres fut créée du jour où Kirchhoff et Bunsen démontrèrent que l’on peut, au laboratoire, produire le même phénomène en interposant des vapeurs métalliques incandescentes devant une flamme dont on étudie le spectre. Les raies noires qui apparaissent alors dans celui-ci sont bien définies et invariables pour un métal donné et ont dans les diverses couleurs des positions caractéristiques de ce métal. C’est ainsi qu’on a constaté dans l’atmosphère solaire la présence de la plupart des éléments chimiques que l’on trouve sur la Terre, et parmi beaucoup d’autres métaux, du fer, de l’hydrogène, du calcium, qui paraissent y exister en quantités considérables. Bientôt étendue aux étoiles, cette méthode y montrait des éléments pour la plupart également connus. Ainsi se trouvait affirmée avec éclat l’unité matérielle de l’Univers. Un atome de fer ou d’hydrogène a donc les mêmes propriétés, il émet les mêmes ondes lumineuses, soit qu’il vibre sur la Terre, dans le Soleil, dans Sirius ou dans la plus lointaine étoile de la Voie Lactée ».
La portée de cette découverte est considérable. Pour la première fois, il devient possible de déterminer la composition chimique d’un astre situé à près de cent cinquante millions de kilomètres, sans jamais en prélever le moindre échantillon. Le Soleil révèle ainsi qu’il est constitué des mêmes éléments que la Terre. La matière qui compose notre planète et celle qui compose les étoiles obéissent aux mêmes lois.
La spectroscopie solaire marque donc un tournant majeur : elle transforme la lumière en outil d’analyse chimique et établit l’universalité des propriétés atomiques. Le Soleil devient un laboratoire naturel permettant d’étudier le comportement de la matière dans des conditions extrêmes.
Observé à l’œil nu, le Soleil paraît uniformément blanc, légèrement jaunâtre à travers l’atmosphère terrestre. Décomposée par un prisme ou un réseau, sa lumière révèle un spectre continu allant du violet au rouge. Ce spectre continu correspond à l’émission des couches denses et chaudes situées en profondeur, que l’on appelle la photosphère. Mais ce fond lumineux est traversé de centaines de raies sombres : elles trahissent la présence d’éléments chimiques dans les couches plus externes, où la lumière est partiellement absorbée.
Le spectre solaire présente donc une structure double : un fond continu intense et une forêt de raies d’absorption fines et caractéristiques. Cette coexistence suggère déjà que le Soleil possède une organisation en couches et qu’il est le siège de phénomènes physiques complexes.
L’étude détaillée de la forme du spectre continu conduit naturellement à une question nouvelle : si la lumière solaire ressemble à celle d’un corps chauffé, quelle est alors la température du Soleil ? C’est en abordant cette question que la physique va franchir une nouvelle étape décisive.
La température du soleil et le rayonnement du corps noir
L’étude des raies spectrales a permis d’identifier les éléments chimiques présents dans l’atmosphère solaire. Mais le spectre du Soleil contient une autre information essentielle : sa température.
Dès le début du 19ème siècle, les astronomes comprennent que la lumière solaire est le rayonnement d’un corps porté à haute température. William Herschel, que nous avons déjà évoqué pour sa découverte des rayons infrarouges en 1801, avait mis en évidence que le Soleil émettait au-delà du rouge visible un rayonnement thermique invisible. Il en déduisait simplement que la température du Soleil devait être élevée, sans toutefois pouvoir en donner une estimation chiffrée fiable.
Pendant plusieurs décennies, les évaluations de la température solaire restèrent très incertaines et parfois fantaisistes. La difficulté tenait à une question fondamentale : comment mesurer la température d’un astre inaccessible ?
Dans les années 1860, le père jésuite et astronome italien Angelo Secchi[1] entreprend une étude systématique des spectres stellaires. Il classe les étoiles selon leur spectre et comprend que leur lumière est liée à leur état thermique. Le Soleil est alors décrit comme une masse gazeuse incandescente animée de mouvements violents. Cependant, faute de lois physiques précises du rayonnement thermique, Secchi avance une estimation de l’ordre de dix millions de degrés, valeur très largement surestimée pour la surface solaire.
Un progrès important est réalisé en 1877 par le physicien français Jules Violle[2]. Il mesure le flux énergétique reçu du Soleil au sommet de montagnes et tente, à partir des lois thermodynamiques connues à l’époque, d’en déduire une température de surface. Il obtient une valeur comprise entre 1 800 et 2 300 kelvins. Bien que très inférieure à la valeur admise aujourd’hui, cette estimation a le mérite d’être fondée sur une méthode quantitative et d’introduire la notion de température effective : celle du corps noir idéal qui émettrait la même quantité d’énergie que le Soleil.
Il faut cependant attendre la fin du 19ème siècle et les travaux sur le rayonnement du corps noir pour disposer d’un outil théorique solide.
Un corps noir est un objet idéal qui absorbe et émet parfaitement le rayonnement thermique. Son spectre ne dépend que de sa température. En étudiant expérimentalement ces spectres, le physicien Wilhelm Wien[3] établit en 1893 une loi empirique reliant la température d’un corps noir à la longueur d’onde correspondant au maximum d’émission. Cette loi, appelée loi de déplacement de Wien, s’écrit :
\[\lambda_{picd’emissivité} = \frac{2,9*10^{- 3}}{T}\ où\ T\ est\ la\ température\ en\ Kelvin\]
Elle signifie que plus un corps est chaud, plus le maximum de son rayonnement se déplace vers les courtes longueurs d’onde.
Or le maximum du spectre solaire se situe autour de 500 nanomètres, c’est-à-dire dans le domaine visible. En appliquant la loi de Wien, on obtient une température d’environ 5 800 kelvins pour la surface du Soleil, valeur remarquablement proche de celle admise aujourd’hui.
Cette approche permet de comprendre que la lumière solaire correspond très bien au rayonnement d’un corps noir porté à haute température. Le Soleil apparaît ainsi comme une gigantesque sphère thermique dont la photosphère rayonne presque comme un corps noir idéal.
On peut, à titre d’illustration, appliquer la même loi au corps humain. À une température d’environ 310 kelvins (37 °C), le maximum d’émission se situe autour de 10 micromètres, c’est-à-dire dans l’infrarouge : nous rayonnons donc essentiellement une chaleur invisible.
Cette nouvelle compréhension modifie profondément la vision du Soleil. Elle est résumée avec finesse par Charles Nordmann dans son article de 1914, « Quelques travaux récents sur le soleil », publié dans la Revue des Deux Mondes :
« La température effective du Soleil est donc voisine de 6 000°. Comme les diverses couches du Soleil sont certainement à des températures très différentes les unes des autres (les couches extérieures étant plus froides que les couches internes), la conclusion précédente signifie ceci : le rayonnement que nous recevons du Soleil est quantitativement et qualitativement à peu près identique à celui que nous enverrait un astre homogène de mêmes dimensions que le Soleil, situé à la même distance et dont toutes les parties auraient un pouvoir émissif égal à l’unité (comme c’est à peu près le cas pour le noir de fumée, par exemple), et une température d’environ 6 000°. Comme on le voit, la notion de température du Soleil est beaucoup plus complexe qu’on ne le croit communément. Il n’en saurait guère être autrement lorsqu’on songe à tout ce que représente de données multiples, variées, la notion météorologique de température moyenne de la surface de la Terre.
Avant qu’on ne connût les lois physiques du rayonnement, on avait sur la température solaire les idées les plus fantaisistes. Herschel et beaucoup d’autres croyaient le Soleil froid, obscur, couvert de montagnes et de vallées, revêtu d’une végétation luxuriante. Il est vrai qu’il énonça ces théories astronomico-bucoliques vers 1795, et que la mode était alors aux bergeries. Les cours royales elles-mêmes en étaient pleines. Pourquoi les astres auraient-ils échappé à la mode, et surtout celui qui avait eu l’insigne honneur de fournir un symbole au plus grand des Louis ?
Lorsque les Christophe Colomb de l’analyse spectrale, Kirchhoff et Bunsen, eurent montré que la composition de la lumière solaire n’était compatible qu’avec un état d’incandescence élevée, on passa à l’autre extrême. Le Père Secchi notamment, qui par ailleurs a laissé en astrophysique des travaux qui ne périront pas, attribuait au Soleil une température de 10 millions de degrés. M. Violle qui, le premier, mit un peu d’ordre, dans cette incertitude, définit la notion de température effective, et montra que celle du Soleil ne saurait dépasser quelques milliers de degrés ».
La détermination de la température de surface du Soleil marque une étape décisive. Le Soleil n’est plus seulement identifié chimiquement : il est désormais caractérisé thermiquement. Son rayonnement obéit aux mêmes lois physiques que celles étudiées en laboratoire.
Mais une question demeure. Si le Soleil rayonne à une température d’environ 5 800 kelvins depuis des milliards d’années, quelle est la source d’énergie capable d’alimenter une telle puissance sur une durée aussi longue ?
C’est cette interrogation qui va conduire à une nouvelle révolution scientifique, en reliant la physique stellaire à la structure profonde de la matière.
L’énergie du soleil
Après avoir déterminé la température de surface du Soleil, une question encore plus vertigineuse s’impose aux physiciens du 19ème siècle : quelle est la source d’une telle énergie, capable de rayonner de manière soutenue pendant des millions, voire des milliards d’années ?
Une première réponse est proposée en 1854 par le physicien allemand Hermann von Helmholtz[4]. Il suggère que l’énergie solaire provient d’une contraction gravitationnelle lente et progressive. Selon ce mécanisme, le Soleil, soumis à sa propre gravité, se contracterait très légèrement au cours du temps. Cette contraction libérerait de l’énergie potentielle gravitationnelle, transformée en chaleur puis en rayonnement.
Cette hypothèse est élégante et fondée sur des principes mécaniques bien établis. Elle permet d’expliquer la puissance rayonnée par le Soleil sans invoquer de phénomènes inconnus. Toutefois, un calcul simple révèle sa limite : même en supposant une contraction continue, l’énergie disponible ne permettrait d’alimenter le rayonnement solaire que pendant environ cinquante millions d’années.
Or, à la fin du 19ème siècle, les géologues estiment déjà que l’âge de la Terre dépasse largement cette valeur. La théorie gravitationnelle est donc insuffisante. Il doit exister une source d’énergie bien plus efficace.
Le tournant intervient au début du 20ème siècle, dans le contexte de l’émergence de la physique nucléaire. En 1920, l’astronome britannique Arthur Eddington[5] avance une idée audacieuse : l’énergie du Soleil proviendrait de la transformation de l’hydrogène en hélium au cœur de l’étoile. Il s’appuie sur deux éléments nouveaux. D’une part, la célèbre relation d’Einstein, \(E = mc^{2}\), montre qu’une petite perte de masse peut correspondre à une immense libération d’énergie. D’autre part, les calculs de pression et de température au centre du Soleil suggèrent que les conditions pourraient être suffisantes pour permettre des réactions nucléaires.
À l’époque, cette hypothèse reste spéculative. La composition exacte du Soleil n’est pas encore connue avec certitude. C’est ici qu’intervient une avancée décisive apportée par Cecilia Payne-Gaposchkin[6]. Dans sa thèse soutenue en 1925 à Harvard, elle applique les principes de la physique atomique à l’analyse quantitative des spectres stellaires. Elle démontre que l’hydrogène constitue l’élément largement dominant dans le Soleil, suivi de l’hélium. Cette conclusion renverse la croyance répandue selon laquelle la composition solaire serait comparable à celle de la Terre. En montrant que le Soleil est essentiellement une immense réserve d’hydrogène, elle fournit une base solide à l’hypothèse d’Eddington.
La description détaillée des mécanismes de production d’énergie est ensuite établie dans les années 1930 par le physicien Hans Bethe[7]. Dans deux articles publiés en 1938, il identifie les réactions nucléaires capables d’alimenter les étoiles. Dans les étoiles de masse comparable à celle du Soleil, la principale source d’énergie est la chaîne proton-proton, au cours de laquelle des noyaux d’hydrogène finissent par se transformer en hélium, avec émission d’énergie. Dans les étoiles plus massives, un autre mécanisme, le cycle carbone-azote-oxygène, joue un rôle dominant.
Un point essentiel de l’analyse de Bethe est l’intégration d’un phénomène purement quantique : l’effet tunnel. Classiquement, deux protons chargés positivement devraient se repousser et ne jamais pouvoir s’approcher suffisamment pour fusionner. La mécanique quantique montre cependant qu’il existe une probabilité non nulle de traverser la barrière de répulsion électrostatique. C’est ce mécanisme qui rend possible la fusion nucléaire aux températures régnant dans le cœur du Soleil.
En combinant les données expérimentales disponibles sur les masses nucléaires et les énergies de liaison avec des modèles d’équilibre stellaire, Bethe calcule la production d’énergie attendue. Les résultats sont en excellent accord avec la luminosité observée du Soleil. La fusion de l’hydrogène en hélium apparaît ainsi comme la source principale de l’énergie solaire. Pour ces travaux fondamentaux, Hans Bethe recevra le prix Nobel de physique en 1967.
Mais la validation de ce modèle ne repose pas uniquement sur des calculs théoriques. Elle passe aussi par l’observation d’un messager extrêmement discret : le neutrino. Les réactions de fusion au cœur du Soleil produisent en effet, en plus des photons, des neutrinos. Contrairement aux photons, qui mettent des centaines de milliers d’années à atteindre la surface solaire en raison des multiples interactions avec la matière, les neutrinos traversent presque librement le Soleil et parviennent jusqu’à la Terre en quelques minutes.
Dès les années 1950, des physiciens comme Bruno Pontecorvo et John Bahcall comprennent que la détection des neutrinos solaires constituerait un test direct des modèles de fusion nucléaire. Les premières expériences réalisées dans les années 1960 révèlent cependant une surprise : le flux de neutrinos observé est nettement inférieur aux prédictions théoriques. Ce « problème des neutrinos solaires » donnera lieu à plusieurs décennies de recherches, conduisant finalement à la découverte de l’oscillation des neutrinos et à une révision profonde de notre compréhension de ces particules.
Ainsi, la question apparemment simple de l’origine de l’énergie solaire a entraîné une chaîne de découvertes reliant gravitation, thermodynamique, physique nucléaire, mécanique quantique et physique des particules. L’étude du Soleil, commencée par l’observation de sa lumière, conduit finalement au cœur de la matière et aux lois les plus fondamentales de la physique.
Avec la détermination de sa composition, de sa température et de sa source d’énergie, le Soleil apparaît désormais comme une étoile ordinaire obéissant à des lois universelles. Pourtant, son étude continue d’éclairer notre compréhension du monde microscopique, confirmant que les processus les plus intimes de la matière gouvernent aussi les phénomènes les plus grandioses de l’Univers.
La découverte de l’hélium
On va évoquer pour finir une observation historique très importante, celle qui a conduit à la découverte d’un nouvel élément atomique, l’hélium. L’hélium a été découvert pour la première fois en 1868 concomitamment par le scientifique français Jules Janssen[8] et l’astronome britannique Joseph Norman Lockyer[9]. En 1868, l’astronome Jules Janssen identifie dans le spectre du soleil une raie dont la longueur d’onde est plus faible que celle du sodium. Cette raie ne correspondait à aucun élément chimique identifié sur la Terre, et on donnera à ce nouvel élément chimique le nom d’hélium en référence au nom du soleil en grec (Hélios). Ce n’est qu’en 1895 que l’hélium sera identifié dans l’atmosphère terrestre par le chimiste écossais William Ramsay[10].
En étudiant la pechblende et d’autres minéraux contenant de l’uranium, Ramsay isole un gaz libéré lors de la désintégration de certains composés radioactifs. À l’aide de techniques de spectroscopie, il observe dans ce gaz une raie spectrale identique à celle signalée par Janssen et Lockyer dans le spectre solaire. Cette correspondance confirme que le nouvel élément identifié dans le Soleil existe également sur Terre. Ramsay nomme alors ce gaz hélium, en hommage à la découverte astronomique initiale, et démontre pour la première fois qu’un élément peut être identifié d’abord par ses signatures spectrales avant d’être isolé physiquement, ouvrant la voie à l’astrochimie moderne.
L’hélium est un des gaz les plus abondants de l’Univers, derrière l’hydrogène, et pourtant les scientifiques mirent très longtemps à l’identifier sur Terre. Il y a plusieurs raisons à cela. L’hélium est un gaz rare pratiquement inerte, il n’interagit donc pas avec les autres atomes pour donner des produits chimiques composés. On ne le retrouve donc pas sous forme combinée sur Terre. Par ailleurs l’hélium a un point d’ébullition très bas, à -269°C environ. On ne le trouve donc pas sous forme liquide et encore moins solide dans notre environnement immédiat. En synthèse, on ne trouve donc l’hélium que sous forme gazeuse et monoatomique. Ce gaz étant très léger, il chemine vers l’espace, et est très rare dans l’atmosphère terrestre. Les rares traces dans l’atmosphère sont dues à la production naturelle d’hélium sur Terre du fait de la radioactivité naturelle, par exemple celle de l’uranium. On trouve par ailleurs quelques gisements d’hélium lorsque celui-ci a été piégé par des couches de roches parfaitement imperméables.
On va se référer une dernière fois à Nordmann, dans un article intitulé « les métamorphoses des étoiles et leur température » publié en 1910, dans lequel il revient sur la magie d’avoir trouvé un élément chimique, l’hélium, d’abord dans le soleil, avant de l’avoir identifié sur la Terre : « En ce qui concerne le Soleil lui-même, certains faits curieux avaient depuis longtemps attiré l’attention : en outre des raies spectrales se rapportant à des éléments connus, Lockyer y avait constaté, dès 1869, la présence d’une raie jaune particulièrement intense, d’origine mystérieuse, qu’on attribua à un gaz hypothétique, exclusivement solaire. On appela pour cette raison ce gaz l’ « hélium. » Or, en 1895, on découvrit que l’hélium existe dans l’atmosphère terrestre, et aussi en assez grande quantité dans un minéral connu, la clévéite. Ainsi on avait trouvé un corps inconnu, dans le Soleil, à 150 millions de kilomètres de nous, près de quarante ans avant de constater sa présence dans l’air que nous respirons ! On peut dire que depuis la découverte de Neptune par Leverrier, il n’y avait pas eu de preuve plus éclatante de la puissance des méthodes astronomiques ».
Conclusion
L’étude du Soleil a profondément transformé notre compréhension de la matière et de la lumière. Ce qui, à première vue, n’était qu’un disque lumineux dans le ciel s’est révélé être un véritable laboratoire naturel, capable de dévoiler les lois les plus intimes du monde microscopique.
Les premières observations astronomiques ont déplacé le centre du monde de la Terre vers le Soleil, inaugurant la science moderne. Mais c’est l’analyse de sa lumière qui a véritablement ouvert une voie nouvelle. Avec Fraunhofer, la lumière solaire cesse d’être un simple phénomène lumineux pour devenir une structure mesurable, composée de raies fines et régulières. Avec Kirchhoff et Bunsen, ces raies deviennent des signatures chimiques : le Soleil est fait des mêmes éléments que la Terre. L’unité matérielle de l’Univers est affirmée.
La détermination de la température solaire à partir des lois du rayonnement du corps noir marque une autre étape décisive. Le Soleil apparaît comme un système thermique soumis aux mêmes lois physiques que les objets étudiés en laboratoire. La physique statistique et la thermodynamique trouvent dans le Soleil une confirmation à l’échelle cosmique.
La découverte de l’hélium, identifié pour la première fois dans le spectre solaire avant même d’être isolé sur Terre, illustre de manière spectaculaire la puissance de la spectroscopie. Pour la première fois, un élément chimique est découvert dans une étoile avant d’être découvert sur notre planète. La lumière devient ainsi un outil d’exploration chimique à distance.
Enfin, la question de l’énergie solaire conduit à une révolution encore plus profonde. La compréhension de la fusion nucléaire au cœur du Soleil relie l’astrophysique à la physique nucléaire et à la mécanique quantique. Les réactions qui alimentent notre étoile dépendent de propriétés fondamentales des noyaux atomiques et d’effets purement quantiques comme l’effet tunnel. L’étude du Soleil débouche ainsi sur la physique des particules et sur l’identification des neutrinos, messagers presque immatériels des processus stellaires.
Ce parcours révèle une idée essentielle : le monde macroscopique et le monde microscopique ne sont pas séparés. Les phénomènes les plus gigantesques de l’Univers – la lumière des étoiles, leur chaleur, leur évolution – trouvent leur origine dans la structure intime des atomes et des noyaux.
En analysant le spectre du Soleil, les physiciens n’ont pas seulement appris de quoi il est constitué. Ils ont découvert que les mêmes lois gouvernent la matière ici et ailleurs, dans les laboratoires terrestres comme au cœur des étoiles. Le Soleil a ainsi servi de pont entre l’astronomie et la physique atomique, entre l’observation céleste et l’exploration du monde invisible.
Il n’est donc pas exagéré d’affirmer que l’étude du spectre solaire a contribué de manière décisive à l’émergence de la physique moderne. À travers la lumière du Soleil, c’est la structure même de la matière qui s’est progressivement dévoilée.
- Secchi, A., « Le Soleil ». Paris: Gauthier-Villars, 1868 ↑
- Violle, J., « Mémoire sur la détermination de la température du Soleil ». Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, 84, p. 952–956, 1877 ↑
- Wien, W., „Über die Energieverteilung im Emissionsspektrum eines schwarzen Körpers“. Annalen der Physik, 58, 662–669, 1893 ↑
- Hermann von Helmholtz, „Über die Wechselwirkung der Naturkräfte und die darauf bezüglichen neuesten Ermittlungen der Physik“. Ein populärwissenschaftlicher Vortrag gehalten in Königsberg am 7. Februar 1854 ↑
- Eddington, A.S., “The Internal Constitution of the Stars”. Oxford: Clarendon Press, 1920 ↑
- Cecilia Payne, “Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars”, Ph.D. thesis, Harvard University, 1925. ↑
- Bethe, H.A., “Energy Production in Stars”. Physical Review, 55(5), 434–456, 1938 ↑
- Janssen, J., « Sur l’étude des éclipses solaires et la constitution physique du Soleil ». Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, 69, p. 92–96, 1869 ↑
- Lockyer, J.N., “Notice of an Unusual Line in the Solar Spectrum”. Proceedings of the Royal Society of London, 17, p. 131–133, 1868 ↑
- Ramsay, W., “Helium, a Gaseous Constituent of Certain Minerals”. Part I. Proceedings of the Royal Society of London, 58, p. 65–72, 1895 ↑