Notes sur le soleil et les étoiles: la réaction nucléaire, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 January 2014

Notes sur le soleil et les étoiles: la réaction nucléaire, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le soleil et les étoiles: la réaction nucléaire. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: Les réactions nucléaires, Deux types de réactions.
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Le Soleil et les étoiles : Réaction

nucléaire

La source d'énergie du Soleil resta un mystère jusqu'au début des années 1930, lorsque sa

nature fut enfin dévoilée : il s'agissait de réactions nucléaires se déroulant à l'intérieur des

noyaux de notre étoile.

Les réactions nucléaires

La matière est formée d'entités microscopiques appelées atomes. Ceux-ci sont eux-mêmes

constitués de particules encore plus petites, les électrons, les protons et les neutrons. Les

électrons sont responsables des interactions de type chimique et leurs mouvements incessants

donnent naissance à une sorte de nuage électronique qui définit la taille des atomes, de l'ordre

du dix-milliardième de mètre. Au centre de l'atome se trouve le noyau, un ensemble qui

regroupe des particules appelées protons et neutrons. Le noyau est très compact, environ 100

000 fois plus petit que l'atome lui-même. Il n'a pas d'influence directe sur les propriétés

chimiques de l'atome, mais c'est lui qui intervient lors des réactions nucléaires.

Du fait des très hautes températures qui règnent au centre du Soleil, toutes les particules sont

très agitées. Les atomes ne peuvent pas exister sous leur forme normale car les électrons et les

noyaux refusent de s'associer. La matière est alors ionisée, c'est-à-dire formée d'électrons et

de noyaux libres, et les collisions entre particules sont très nombreuses. Lors d'une de ces

collisions, deux noyaux peuvent parfois se coller l'une à l'autre et fusionner pour donner

naissance à un nouveau noyau : c'est une réaction nucléaire.

Dans le Soleil, constitué essentiellement d'hydrogène, la plupart des réactions mettent en jeu de

simples protons. Nous décrirons plus loin les réactions exactes qui se déroulent, mais retenons

pour l'instant que le résultat global est la transformation de quatre protons en un noyau

d'hélium, constitué de deux neutrons et de deux protons. La propriété remarquable de cette

réaction réside dans le fait que la masse d'un noyau d'hélium est légèrement inférieure à la

somme des masses de quatre protons. La réaction nucléaire de fusion s'accompagne donc

d'une perte de masse.

Or, au début de ce siècle, le physicien allemand Albert Einstein montra par sa théorie de la

relativité que masse et énergie étaient deux grandeurs équivalentes. C'est la fameuse relation,

E=mc2, qui énonce que l'énergie est égale au produit de la masse par le carré de la vitesse de la

lumière. Au centre du Soleil, la perte de masse qui accompagne la transformation de quatre

protons en un noyau d'hélium correspond à une libération d'énergie. C'est ainsi en

transformant une fraction de sa masse que notre Soleil trouve les ressources qui lui sont

nécessaires. Cette méthode est beaucoup plus efficace que les réactions chimiques ou

la contraction Kelvin-Helmholtz. Elle permet à une étoile comme la nôtre de briller pendant 10

milliards d'années.

Deux types de réactions

La transformation d'hydrogène en hélium peut se faire de deux manières différentes. La

première, proposée par l'astronome américain Charles Critchfield, s'appelle la chaîne proton-

proton. Tout commence avec deux protons qui fusionnent pour former du deutérium, c'est-à-

dire un noyau formé d'un proton et d'un neutron. Le deutérium va ensuite rencontrer un

troisième proton et engendrer un noyau d'hélium-3, formé de deux protons et d'un neutron. A

partir de ce moment, la chaîne proton-proton peut suivre deux chemins différents. Dans le cas

le plus fréquent, deux noyaux d'hélium-3 se rencontrent et produisent un noyau d'hélium-4

formé de deux protons et deux neutrons, tout en libérant les deux protons en trop. Plus

rarement, un noyau d'hélium-3 et un d'hélium-4 fusionnent pour donner du bérillium-7. Celui-

ci subit alors quelques transmutations pour finalement se désintégrer en deux noyaux

d'hélium-4. Dans les deux cas, la chaîne proton-proton aboutit à un noyau d'hélium à partir de

quatre protons.

L'autre manière de convertir de l'hydrogène en hélium s'appelle le cycle du carbone. Elle fut

découverte indépendamment par l'Américain Hans Bethe et l'Allemand Carl von Weizsäcker en

1938. Le cycle commence avec la collision d'un proton avec un noyau de carbone-12, ce qui

n'est évidemment possible que s'il y a déjà du carbone présent dans l'étoile. Un noyau d'azote-

13 est créé, qui va rapidement se transmuter en carbone-13. Celui-ci fusionne avec un

deuxième proton pour donner de l'azote-14, puis un troisième pour engendrer de l'oxygène-

15. Ce nouveau noyau se transmute alors en azote-15. Lors de la rencontre avec un quatrième

proton, le noyau se désintègre finalement en produisant de l'hélium-4 et un noyau de carbone-

12 identique à celui qui a initié le cycle. Ainsi le carbone est reconstitué à la fin du cycle, mais

quatre protons ont entre temps été regroupés en un noyau d'hélium. Le résultat est le même

que pour la chaîne proton-proton, le carbone n'étant ici que pour faciliter les différentes

réactions et pouvant être considéré comme un catalyseur.

La proportion d'énergie revenant à chacun de ces processus dépend de la température au

centre de l'étoile, donc de sa masse. Les étoiles dont la masse est inférieure à deux fois celle du

Soleil ont une température interne relativement basse. Leur production d'énergie est par

conséquent contrôlée par la chaîne proton-proton. Les étoiles plus massives sont beaucoup

plus chaudes, ce qui rend le cycle du carbone très efficace. Celui-ci fournit alors presque la

totalité de l'énergie de l'étoile.

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