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, et produisent de l'énergie ; 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[2][réf. à confirmer].

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 théorie selon laquelle les réactions de la chaîne proton-proton sont le principe de base de la production d'énergie des étoiles fut avancée par Jean Perrin dans les années 1920[réf. nécessaire]. À cette époque, avant le développement de la mécanique quantique, la température du Soleil était considérée comme trop faible pour surmonter la barrière coulombienne . On[Qui ?] découvrit ensuite que l'effet tunnel permettait aux protons de franchir cette barrière à une température plus basse que celle prédite par la mécanique classique.

Fusion de l'hydrogène[modifier | modifier le code]

La première étape implique la fusion de deux protons 1H (premier isotope des noyaux d'hydrogène ), 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 des noyaux initiaux avec une grande quantité d'énergie, 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 → 2He2H + 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- → 2 γ + 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

En général, la fusion proton-proton ne peut avoir lieu que si la température (l'énergie) des protons est assez[Combien ?] élevée pour pouvoir surmonter leur répulsion coulombienne mutuelle.

Fusion de l'hélium[modifier | modifier le code]

Finalement, après des millions d'années (pour le cas du soleil[réf. nécessaire]), l'hélium 3He parvient à une quantité[Combien ?] suffisante pour commencer sa propre réaction de fusion[réf. nécessaire]. Pour chaque 2 noyau 3He, un noyau d'hélium 4He et deux noyaux d'hydrogène sont produits. Ils poursuivent alors la réaction de trois façons différentes appelées PP1, PP2 et PP3 :

PP1[modifier | modifier le code]

3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV[Contradiction]

La réaction totale PP1 produit une quantité nette d'énergie de 26,7 MeV[Contradiction][Comment ?]. La chaîne PP1 est dominante à des températures de 10-14 millions de kelvins[pourquoi ?].

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 kelvins[pourquoi ?].

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 kelvins[pourquoi ?].

Conséquences en astrophysique[modifier | modifier le code]

La relative lenteur[Combien ?] de la réaction 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0,42 MeV (face à la quantité disponible de son carburant en protons 1H) est due à la très faible section efficace liée à l'interaction faible[réf. à confirmer][3]. En conséquence 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 et transformé (au moins en hélium et éléments plus lourds) lors de la nucléosynthèse primordiale[réf. nécessaire].

Ce graphique montre le logarithme de la production relative d'énergie (ε) pour les processus de fusion par la chaîne p-p (PP), le cycle CNO et le triple α à différentes températures. La ligne pointillée représente la production combinée par la chaîne pp et le cycle CNO dans une étoile. À la température du cœur du Soleil, la chaîne pp domine encore.

En fonction de la température de l'étoile où a lieu la réaction, la prévalence de l'une ou l'autre des sous-réactions (le même mécanisme de prévalence en fonction de la température s'applique aussi à l'échelle des réactions de fusions entre elles) conduira à la production d'éléments de natures et raretés différentes. Par exemple pour une étoile dont la température du noyau n'excède pas 10 millions de kelvins, la sous-chaîne PP1 sera peu active[4] et l'étoile produira donc peu d'hélium 4He. Pour la même raison, l'énergie produite par cette réaction aura des caractéristiques de spectre variables selon la température. L'analyse et la comparaison de ces spectres électromagnétiques permet une classification des étoiles.

Cas du Soleil[modifier | modifier le code]

La chaîne proton-proton qui se produit dans le Soleil a, dans ses conditions propres (densité ; température ; quantité initiale de protons 1H), une durée de vie initiale de 7 milliard d'années[réf. nécessaire]. La sous-chaîne PP3 n'est pas la source principale d'énergie dans le Soleil[5][6], mais elle est très importante pour le problème des neutrinos solaires car elle génère les neutrinos les plus énergétiques.

Problème des neutrinos solaires[modifier | modifier le code]

Article détaillé : problème des neutrinos solaires.

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[Lesquels ?] à croire que le problème des neutrinos solaires provient d'un comportement inattendu des neutrinos eux-même après qu'ils soient produits ; cette hypothèse a par la suite confirmée 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. le paragraphe Conséquences en astrophysique de cet article
  3. D. Blanc, Physique Nucléaire p. 14
  4. "La chaîne PP1 est dominante à des températures de 10-14 millions de kelvins", le paragraphe PP1 de cet article.
  5. "sa température approche les 15 millions de kelvins", paragraphe Le cœur ou noyau de l'article Soleil
  6. "La chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvins", le paragraphe PP3 de cet article