Chaîne proton-proton

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La chaîne proton-proton, aussi connue comme chaîne PP, est l'une des deux chaînes de réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles produisent de l'énergie, l'autre réaction étant le cycle carbone-azote-oxygène. Elle est prédominante dans les étoiles de masse relativement faible, comme celle du Soleil ou moindre.

Les premières réactions de la chaîne proton-proton sont la fusion de l'hydrogène 1H en hélium 3He. De nouvelles réactions modélisées en trois branches, fusionnent alors des nouveaux noyaux tout en en créant, et d'autres les fissionnent. Ces branches aboutissent toutes à la création d'hélium 4He.

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

La théorie selon laquelle la fusion de quatre protons en un noyau d'hélium est le principe de base de la production d'énergie des étoiles fut avancée par Jean Perrin dans les années 1920. À cette époque et avant le développement de la mécanique quantique, la température du Soleil était considérée comme trop faible pour surmonter la barrière coulombienne impliquée par cette théorie. On[Qui ?] découvrit ensuite que l'effet tunnel permettait aux protons de la franchir à une température plus basse que celle prédite par la mécanique classique.

Réactions initiales[modifier | modifier le code]

La première étape est la fusion de deux protons 1H (premier isotope des noyaux d'hydrogène ) en deutérium 2H, avec l' émission d'un positron et d'un neutrino, l'un des protons étant changé en neutron[réf. nécessaire].

Surmonter la répulsion électrostatique (barrièrebarriére de coulomb[réf. nécessaire]) entre les deux noyaux d'hydrogène exige que les noyaux initiaux aient 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. 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.

  • 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0,42 MeV
  • e+ + e- → 2 γ + 1,02 MeV
  • 1H + 1H + e-2He + 2 γ + νe + 1,44 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 excède quelques millions de Kelvin pour pouvoir surmonter leur répulsion coulombienne mutuelle.

Chaînes de réactions[modifier | modifier le code]

Les fusions qui interviennent dans la branche PP1, incluant celles de l’hydrogène et celles de l'hélium.

Finalement, après des millions d'années où l'hélium 3He n'existe que comme résultat de réaction, il parvient à une quantité suffisante[Combien ?] pour commencer sa propre réaction de fusion. Les nouvelles réactions impliquent alors ces noyaux ainsi que ceux de nouveaux éléments qui en sont eux-même issus. Elles se poursuivent selon trois branches de réactions modélisées[Par qui ?] et appelées PP1, PP2 et PP3. La première est nécessaire aux deux autres pour sa production d'hélium 4He[réf. nécessaire].

Chacune de ces sous-chaînes est prédominante pour une gamme de température spécifique (température elle-même entretenue et limitée par la puissance des réactions[réf. nécessaire]) du cœur de l'étoile. Par exemple, la barrière coulombienne du noyau de lithium 7Li envers un proton 1H (leur fusion fait partie de la branche PP2) est franchissable à partir 14 de millions de kelvins[réf. nécessaire], ce qui correspond à :

  • la limite basse de la température à laquelle la sous-chaine PP2 prédomine
  • la limite haute de la température à laquelle la sous-chaine PP1 prédomine

La barrière coulombienne de chacun des noyaux impliqué dans la sous-chaîne est à prendre en compte[réf. nécessaire]. Par exemple, pour la même chaîne PP2, celle d'un noyau d'hélium 3He envers un autre noyau d'hélium 4He doublement chargé.

L'énergie générée par l'ensemble de la chaine PP est fonction de la prédominance et de l'influence de chaque réaction avec les autres (certaines en alimentent d'autres réactions, avec leurs branches respectives). La nucléosynthèse suit une répartition similaire[réf. nécessaire].

classification des réactions de la chaîne proton-proton[réf. souhaitée]
branche réactions γ νe e+ énergie, MeV nucléosynthèse
PP1 1H + 1H → 2H + e+ + νe 1 1 0,42 2H
PP1 e+ + e- → 2 γ 2 1,02 s. o.
PP1 2H + 1H → 3He + γ 1 5,49 3He
PP1 3He +3He → 4He + 1H + 1H 12,86 4He
PP2 3He + 4He → 7Be + γ 1 7Be
PP2 7Be + e-7Li + νe 1 7L
PP2 7Li + 1H → 4He + 4He 4He
PP3 3He + 4He → 7Be + γ 1 7Be
PP3 7Be + 1H → 8B + γ 1 8B
PP3 8B → 8Be + e+ + νe 1 1 8Be
PP3 8Be → 4He + 4He 4He

PP1[modifier | modifier le code]

La branche PP1 est dominante à des températures de 10-14 millions de kelvins. La réaction totale PP1, c'est-à-dire y incluant la fusion de l'hydrogène, comprend :

  • la fusion de deux protons (réaction à considérer en double pour obtenir les deux noyaux d'Hélium)
  • la fusion d'un proton et du deutérium (réaction à considérer en double aussi, pour la même raison)
  • et la fusion de deux noyaux d'hélium 3He en un noyau d'hélium 4He, avec l'émission de deux protons 1H supplémentaires

Elle produit alors, pour chaque quatre protons et deux électrons[réf. nécessaire] initiaux, une quantité nette[C'est-à-dire ?] d'énergie de 26,72 MeV : 2 × 1,44 MeV + 2 × 5,49 MeV + 12,86 MeV.

PP2[modifier | modifier le code]

La chaîne PP2 est dominante à des températures de l'ordre 14-23 millions de kelvins, elle modélise trois réactions de fusion :

  • celle de l'hélium (un noyau 3He et un autre 4He) en béryllium 7Be, avec l'émission d'un rayon gamma γ,
  • celle du béryllium 7Be avec un électron e- en lithium 7Li, avec l'émission d'un neutrino νe,
  • et celle du lithium 7Li avec un proton 1H, formant 2 noyaux d'hélium 4He + 4He.

PP3[modifier | modifier le code]

La chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvins, elle modélise quatre réactions  :

  • la fusion de l'hélium (la même que la première de la branche PP2),
  • et celle du béryllium 7Be avec un proton, formant un noyau fissible de bore 8B, avec l'émission d'un rayon gamma γ,
  • la fission du bore 8B en noyau fissible de béryllium 8Be, avec l'émission d'un positron e+ et d'un neutrino νe,
  • et celle du béryllium 8Be en deux noyaux d' hélium 4He.

Conséquences en astrophysique[modifier | modifier le code]

Production relative d'énergie (ε) à différentes températures (T) des processus de fusion : la chaîne proton-proton (PP), le cycle CNO et le triple α. 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.

La relative lenteur[Combien ?] (face à la quantité disponible de son carburant) de la première réaction de fusion des protons est due à la très faible section efficace (probabilité de survenue de l'interaction faible)[1]. 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].

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. Les étoiles de moindre de masse, dont la température de cœur est plus faible, ne produisent pas l'énergie nécessaire pour vaincre la barrière de potentiel coulombienne du cycle CNO (carbone-azote-oxygène).

Par exemple pour une étoile dont la température du noyau n'excède pas 10 millions de kelvins, la sous-chaîne PP1 sera peu active 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].

influences mutuelles des branches PP1, PP2 et PP3, et ratios de leurs prévalences (en pourcentage) pour le cas d'une étoile de la température du Soleil.

La sous-chaîne PP3 n'est pas la source principale d'énergie dans le Soleil, car la température de son noyau approche les 15 millions de kelvins et la sous-chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvins. Cependant, 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]

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 relevés d'hélioséismologie, et en particulier les observations des ondes de pression dans le Soleil, ont indiqué que les pressions et les températures dans le Soleil sont très proches de celles attendues par la théorie, accréditant la bonne modélisation de la chaîne proton-proton.

Ceci a mené Ziro Maki, Masami Nakagawa et Shoichi Sakata, inspirés des travaux de Bruno Pontecorvo, à croire que le problème des neutrinos solaires provient d'un comportement inattendu des neutrinos eux-même après leur production ; cette hypothèse a par la suite été confirmée par la découverte du phénomène des oscillations du neutrino dans le détecteur Super-Kamiokande au Japon, démontrant de fait que les trois saveurs de neutrinos ont des masses différentes, et donc au moins deux des trois ont une masse non nulle.

Article connexe[modifier | modifier le code]

Note[modifier | modifier le code]

  1. D. Blanc, Physique Nucléaire p. 14