Chaîne proton-proton

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La chaîne proton-proton, aussi connue comme chaine PP[1], est l'une des deux réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium ; l'autre réaction étant le cycle carbone-azote-oxygène. La chaîne proton-proton est plus importante dans les étoiles de masse relativement faible, comme le Soleil ou moindre.

La réaction proton-proton, la première étape de la chaîne proton-proton. Deux protons fusionnent pour former un noyau de deutérium et l'émission d'un positron et d'un neutrino.
Dans la seconde étape, un autre proton fusionne avec le noyau de deutérium avec la formation d'un noyau d'hélium ³He et d'un photon gamma.

La chaîne proton-proton[modifier | modifier le code]

La première étape implique la fusion de deux noyaux d'hydrogène 1H, ou protons en deutérium 2H avec émission d'un positron, l'un des protons étant changé en neutron, et d'un neutrino.
Surmonter la répulsion électrostatique entre les deux noyaux d'hydrogène exige une grande quantité d'énergie (cinétique) de la part des noyaux initiaux, et de plus il faut qu'il y ait une interaction faible durant l'instant du contact entre les 2 protons, transformant l'un d'eux en neutron, sinon ils se séparent.

1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0,42 MeV

Le positron s'annihile immédiatement avec l'un des électrons d'un atome d'hydrogène et leur masse-énergie est évacuée sous forme de deux photons gamma.

e+ + e- → 2γ + 1,02 MeV

Après ceci, le deutérium produit lors de la première étape peut fusionner avec un nouveau noyau d'hydrogène pour produire un isotope de l'hélium 3He :

2H + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV

Finalement, après des millions d'années, deux noyaux d'hélium 3He peuvent fusionner et produire l'isotope normal de l'hélium 4He ainsi que deux noyaux d'hydrogène qui peuvent commencer à nouveau la réaction de trois façons différentes appelées PP1, PP2 et PP3 :

PP1[modifier | modifier le code]

3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV

La réaction totale PP1 produit une quantité nette d'énergie de 26,7 MeV. La chaîne PP1 est dominante a des températures de 10-14 millions de kelvin. En dessous de 10 millions de kelvin, la chaîne PP ne produit pas beaucoup de 4He.

PP2[modifier | modifier le code]

       3He + 4He 7Be + γ
       7Be + e- 7Li + νe
       7Li + 1H 4He + 4He

La chaîne PP2 est dominante à des températures de l'ordre 14-23 millions de kelvin.

PP3[modifier | modifier le code]

       3He + 4He 7Be + γ
       7Be + 1H 8B + γ
       8B 8Be + e+ + νe
       8Be 4He + 4He

La chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvin. Cette chaîne n'est pas la source principale d'énergie dans le Soleil, mais elle est très importante pour le problème des neutrinos solaires car elle génère les neutrinos les plus énergétiques.

En général, la fusion proton-proton ne peut avoir lieu que si la température (l'énergie cinétique) des protons est assez élevée pour pouvoir surmonter leur répulsion coulombienne mutuelles. La théorie selon laquelle les réactions de la chaîne proton-proton sont le principe de base de production d'énergie des étoiles fut avancé par Jean Perrin dans les années 1920. À cette époque, la température du Soleil était considérée comme trop faible pour surmonter la barrière coulombienne ; mais après le développement de la mécanique quantique, on découvrit que l'effet tunnel permettait aux protons de franchir cette barrière à une température plus basse que celle prédite par la mécanique classique.

Implications en astrophysique[modifier | modifier le code]

Dans les conditions du centre du Soleil (densité ; température) la réaction 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0,42 MeV a un temps moyen de réaction d'environ 7 milliard d'années en raison de la très faible section efficace liée à l'interaction faible[2].

C'est à cause de l'extrême lenteur de cette réaction (initiale), même dans des circonstances appropriées, que l'hydrogène est resté l'élément principal dans l'Univers ; si elle avait été bien plus rapide, la quasi-totalité de l'hydrogène aurait été consumé, transformé (au moins en hélium et éléments plus lourds) lors de la nucléosynthèse primordiale.

Le nombre de neutrinos détectés en provenance du Soleil est significativement en dessous de ce que les calculs théoriques prévoient pour la chaîne proton-proton ; c'est le problème des neutrinos solaires.
Les observations des ondes de pression dans le Soleil, l'hélioséismologie, ont indiqué que les pressions et les températures dans le Soleil sont très proches des pressions et des températures prévues par la théorie ; ce qui tend à confirmer que notre compréhension de la chaîne de proton-proton est correcte. Ceci a mené des astrophysiciens à croire que le problème des neutrinos solaires provient du comportement inattendu des neutrinos après qu'ils sont produits ; ceci a été confirmé par la découverte du phénomène des oscillations du neutrino.

Article connexe[modifier | modifier le code]

Note[modifier | modifier le code]

  1. « Chaine » peut s'écrire sans accent circonflexe par les rectifications orthographiques du français en 1990.
  2. D. Blanc, Physique Nucléaire p. 14