Les
réactions nucléaires dans les étoiles
Les premiers pas
dans l’étude théorique des étoiles furent accomplis au début du XXe siècle
par l’Allemand Karl Schwarzschild et le Britannique Arthur Eddington.
Schwarzschild appliqua les lois de la physique à une boule de
gaz pour arriver à la première description mathématique d’une étoile. Un
peu plus tard, Eddington compléta ce travail en considérant des processus
négligés par Schwarzschild. Il réussit en particulier à montrer qu’il devait
exister une relation entre la masse et la luminosité d’une étoile ordinaire, ce
qui fut vérifié plus tard par les observations.
La source
d’énergie des étoiles
Ces modèles ne
pouvaient guère entrer plus dans les détails car il manquait à l’époque une
information essentielle : la source d’énergie des étoiles. En effet, pour
ne pas s’effondrer sous leur propre poids et continuer à briller, les étoiles
avaient besoin d’une grande quantité d’énergie. Mais d’où venait-elle ?
La première
hypothèse fut une origine chimique. Peut-être le Soleil brûlait-il simplement
comme un tas de bois ? Les calculs montrèrent que cela était impossible. Même
en considérant d’excellents combustibles, les estimations théoriques de la
durée de vie du Soleil n’arrivaient qu’à quelques milliers ou dizaines de
millier d’années, beaucoup moins que ce qui était requis.
A la fin du XIXe
siècle, une autre possibilité fut avancée par le Britannique Lord Kelvin et
l’Allemand Herman von Helmholtz. Peut-être que le Soleil se contractait
peu à peu et convertissait son énergie gravitationnelle en chaleur ? Mais
la durée de vie calculée à partir de la contraction Kelvin-Helmholtz n’était
que de l’ordre de quelques dizaines de millions d’années, donc toujours trop
courte.
La source
d’énergie du Soleil resta un mystère jusqu’au début des années 1930, lorsque sa
nature fut enfin dévoilée : des réactions nucléaires se produisant au
centre de notre étoile.
crédit : Wikipédia
Les réactions
nucléaires
La matière
ordinaire est formée d’entités microscopiques appelées les atomes. Au
centre de chaque atome se trouve un 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.
Du fait des très
hautes températures qui règnent au centre d’une étoile, toutes les particules
sont très agitées. Electrons et noyaux ne peuvent pas s’associer en
atomes et la matière est alors ionisée, c’est-à-dire formée d’électrons et
de noyaux libres. Les collisions entre noyaux sont très nombreuses et deux
noyaux peuvent parfois se coller l’une à l’autre et fusionner pour donner
naissance à un nouveau noyau, c’est ce que l’on appelle une réaction nucléaire.
Dans le Soleil,
constitué essentiellement d’hydrogène, le résultat final d’un ensemble de
réactions nucléaires 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, Albert
Einstein montra dans sa théorie de la relativité que masse et énergie sont deux
grandeurs équivalentes. C’est sa fameuse équation 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 donc à une
libération d’énergie considérable. C’est ainsi en transformant une fraction de
sa masse que notre Soleil trouve l’énergie nécessaire pour 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 et commence avec deux protons qui fusionnent pour former du
deutérium, c’est-à-dire un noyau formé d’un proton et d’un neutron. L’autre
manière 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 du carbone présent dans l’étoile. Le
résultat final est le même que pour la chaîne proton-proton, le carbone ne
faisant que faciliter les différentes réactions.
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 faible et leur
production d’énergie est 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.
Aucun commentaire:
Enregistrer un commentaire