Utilisateur:Hoshimoriyo/Chaîne proton-proton
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La chaîne proton-proton, aussi connue comme chaîne PP[1], 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 en hélium. D'autres réactions, modélisées en sous-chaînes, fusionnent alors les nouveaux éléments, tout en les créant.
La chaîne proton-proton[modifier | modifier le code]
La théorie selon laquelle la fusion de quatre protons en un noyau d'hélium (il s'agit de la sous-chaîne PP1) 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.
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]
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.
| 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 | ||
| PP2 | 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 instable de bore 8B, avec l'émission d'un rayon gamma γ,
- la fission du bore 8B en noyau instable 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]
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)[2]. 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.
Par exemple pour une étoile dont la température du noyau n'excède pas 10 millions de kelvins, la sous-chaîne PP1 sera peu active[3] 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, 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 qu'ils soient produits ; cette hypothèse a par la suite 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]
- « Chaine » peut s'écrire sans accent circonflexe par les rectifications orthographiques du français en 1990.
- D. Blanc, Physique Nucléaire p. 14
- "La chaîne PP1 est dominante à des températures de 10-14 millions de kelvins", le paragraphe PP1 de cet article.
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