Sciences

Quels atomes notre Soleil fabrique­-t-­il ?

VidéoClassé sous :soleil , atome , étoile

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Stefano Panebianco, ingénieur de recherche au CEA, nous parle de l'astrophysique nucléaire des étoiles et dans cette vidéo en particulier, des réactions de fusions principales qui font briller le Soleil. Elles conduisent à la synthèse de noyaux.

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Depuis le XVIIIe siècle au moins, les physiciens réfléchissaient à la nature de la source d'énergie faisant briller le Soleil et les étoiles. La solution a enfin été trouvée pendant les années 1930. Il a fallu attendre la théorie quantique et le développement de la physique nucléaire. Entretemps, plusieurs hypothèses avaient réfutées, comme la combustion chimique (proposée par Kant), ou encore la libération de l'énergie gravitationnelle par contraction. Ce mécanisme proposé par Kelvin et Helmholtz ne permet de rendre compte que de la luminosité des protoétoiles.

C'est essentiellement à Hans Bethe que l'on doit la découverte des réactions de fusion thermonucléaire, s'accompagnant de désintégrations radioactives avec émission de neutrinos, à l'origine de l'énergie des étoiles. Bethe est en particulier le découvreur de la chaîne proton-proton faisant briller le Soleil qui, après une cascade de réactions, conduit à la production de noyaux d'hélium 4 à partir de noyaux d'hydrogène.

Les détails de la chaîne proton-proton (pp) de Bethe libérant des photons (γ). Elle conduit finalement à la synthèse de l'hélium 4 (4He) selon 3 canaux : ppI, ppII et ppIII. On voit aussi la réaction proton-électron-proton (pep) conduisant à la synthèse du deutérium (2H) et qui s'accompagne de l'émission de neutrinos. Des noyaux d'hélium 3 (3He), de lithium (Li) et de béryllium (Be) sont des intermédiaires de réaction. © Dorottya Szam-Wikipédia

La chaîne proton-proton, première source d'énergie du Soleil

La chaîne proton-proton est la réaction dominante de production d'énergie de notre étoile. Toutefois il vient sans doute s'y ajouter une réaction proton-électron-proton qui produit des noyaux de deutérium. Si le Soleil était plus massif, un cycle de réactions proposées indépendamment par Bethe et Von Weizsäcker tiendrait une place importante : le cycle CNO. Il est probablement présent dans notre étoile mais contribue peu à sa production d'énergie.

Avant de finir sa vie sous la forme d'une naine blanche, le Soleil se transformera en géante rouge dans environ 5 milliards d'années. Sa température interne augmentera, de sorte que se produiront de nouvelles réactions de fusion, basées sur des atomes d'hélium. Des nouveaux noyaux seront synthétisés, en particulier de carbone et d'oxygène.

© CEA, Futura