Heureusement 700 000 km (rayon du Soleil) de matière,  les isolent de l'espace inter planétaire. Des couches superficielles émerge un vent puissant qui se propage dans l'espace. Soumises à ces bourrasques, les comètes s'ornent d'une queue montrant la direction du vent solaire. La Terre n'est pas totalement abritée par son paravent magnétique, le vent s'infiltre par des fentes polaires, pour nous montrer ces magnifiques aurores boréales de lueurs blanches, vertes, rouges.
Le Soleil a capté égoïstement 99% de la masse totale de la poussière et du gaz de la nébuleuse originelle du système. Les planètes n'étant qu'un résidu de cette évolution gravitationnelle.

Placé entre le Soleil et la Terre, Soho détecte les signes d’activité solaire avant qu’ils n’atteignent notre planète. Fin 2003, de violentes éruptions solaires ont eu lieu, déversant un flux de particules énergétiques dans le système solaire. Les instruments de Soho ont pu observer ce phénomène sans précédent.
En cartographiant le ciel dans l’ultraviolet, l’instrument Swan est notamment capable d’étudier l’activité sur la face opposée du Soleil.

<L'univers avait besoin de lieux plus denses que les galaxies, pour accéder à la complexité, il invente alors les étoiles> Trinh Xuan Thuan. Poussés par la gravité, les petits nuages d'hydrogène et d'hélium de la jeune galaxie, s'effondrent et la densité s'accroît graduellement. Les boules gazeuses s'allument, c'est la naissance des étoiles comme le Soleil. L'énergie nucléaire dégagée dans ses

boules, stoppe l'effondrement gravitationnel et un équilibre s'installe entre la pression du rayonnement et celle de la gravité. Les grosses étoiles vivent quelques millions d'années, les étoiles moyennes comme notre Soleil, n'épuisent leur réserve d'hydrogène qu'au bout de 9 milliards d'années et les petites étoiles brûleront leur carburant, 20 milliards d'années durant. Lorsque l'hydrogène est

consumé, la pression gravitationnelle reprend le dessus, la densité augmente et la température atteint 100 millions de degrés. Les noyaux d'hélium 4, produit par la combustion de l'hydrogène, se regroupent pour former des noyaux de carbone 12. La pression du rayonnement reprend vigueur, la contraction s'arrête, l'étoile gonfle démesurément, se refroidit et devient une géante rouge.

300 millions d'années plus tard, la combustion de l'hélium est terminé, le cœur de la géante rouge se contracte à nouveau, faute d'un rayonnement suffisant. La température atteint alors 500 millions de degrés, et c'est maintenant au tour du carbone de se consumer pour

Dans les étoiles de type solaire, une suite de réactions appelée "chaîne proton-proton" opère en plusieurs étapes.
D'abord 2 protons fusionnent en un noyau de deutérium (isotope de l'hydrogène ou hydrogène lourd, car formé d'un proton et d'un neutron) avec émission d'un positron (ou antiélectron) et de neutrinos qui emportent 2% de l'énergie globale.
Le deutérium fusionne avec un proton pour donner un noyau d'hélium 3

(2 protons et 1 seul neutron) et un photon; deux de ces noyaux instables fusionnent pour conduire au béryllium 6 très instable qui se désintègre immédiatement pour donner enfin le noyau stable d'hélium 4 avec formation de 2 protons. 6 protons sont donc nécessaires pour qu'un noyau stable d'hélium puisse se former, avec restitution de 2 protons; le bilan est bien de 4 protons pour un noyau He4.

Les chaînes proton-proton exigent une température supérieure à 10 millions de degrés. Une petite quantité d'hélium 3 forme du béryllium 7, lequel, au cours d'autres chaînes de réactions, conduit au lithium 7 ou au bore 8 donnant du béryllium 8 (avec dégagement intense de neutrinos) : tous ces noyaux, très instables, se transmutent rapidement en hélium 4. Pour en savoir plus, lire "Vie et mort des étoiles" de Agnès Acker et Ariane Lançon

Un article sur le périple du photon

La taille d'une étoile

Soleil a un diamètre de 1 392 000 kilomètres.
Antares la super géante rouge la plus proche de nous a un diamètre d'environ 700 fois celui du Soleil, soit près de 1 milliard de kilomètres.

La mort d'une étoile peut être douce ou violente, cela dépend de sa masse. En dessous de 1,4 fois la masse du Soleil, l'étoile s'éteint dans la sérénité, elle passera de la taille d'une géante rouge (environ 50 millions de Km de rayon), à celle de la Terre (environ 6000 Km de rayon). L'étoile devient une naine blanche. Entre 1,4 et 5 fois la masse du Soleil, son agonie est beaucoup plus violente. Son rayon se rétrécit jusqu'à 10 Km. La densité finale est énorme, les noyaux ne peuvent résister et le cœur de l'étoile devient un gigantesque noyau de neutrons. L'effondrement provoque une explosion terrible qui va projeter les couches supérieures de l'étoile dans l'espace et l'on verra briller dans le ciel, une supernova. Au dessus de 5 fois la masse du Soleil, l'effondrement est extrêmement violent. Celui-ci ne peut plus être arrêté. Le cœur de l'étoile devient un trou noir. La violence de l'effondrement produit une explosion gigantesque qui projette les couches supérieures de l'étoile dans l'espace. Comme dans le cas précédent une supernova va s'étendre, sur des centaines de milliards de Km, ensemençant le milieu interstellaire d'éléments lourds, fabriqués pendant la vie de l'étoile et au cours de l'explosion.