Le Cœur du Soleil
Le Soleil est une des centaines de milliards d’étoiles de notre Galaxie, elle-même une des centaines de milliards d'autres galaxies de notre univers dont on ne connaît pas les limites et dont certaines théories préconisent même être un parmi d'autres univers. Trop énorme! Considérons l’étoile la plus proche de nous entre temps: le Soleil.
C'est notre source d’énergie principale, et l'aventure humaine a surgit et a trouvé cet astre déjà fonctionnant depuis des milliards d’année dans notre système planétaire. Mais cette humanité nous pousse à savoir (n'est-ce pas là la grande différence avec les autres espèces) comment une telle prouesse a pu se faire, d’où sort cette énergie si durable, est-elle illimitée dans le temps, pourrait-on un jour en faire autant à la surface d'une planète même d'un autre système stellaire?
Autant de questions nous plongeant au cœur du Soleil!
Certains paramètres de base du Soleil nous sont connus grâce à des travaux antérieurs d'autres astronomes; sa luminosité, quantité totale d'énergie émise par unité de temps (le flux énergétique) , est de 4 X 1026 W & sa masse, grandeur physique positive intrinsèque exprimant entre autre sa quantité de matière, 2 X 1030 kg. On peut commencer notre aventure au cœur du Soleil déjà par un ratio de ces 2 paramètres: luminosité solaire / masse solaire; ce qui nous donne 2 X 10-4 W/kg. Donc, chaque kilogramme du Soleil produit 0.0002 W/kg.
Le watt équivaut à un joule par seconde, le joule étant l’unité de mesure de l’énergie. Ce qui nous permet de dire, conventionnellement, que notre étoile produit à chaque seconde 0.0002 joule (J ) d’énergie.
Avec empressement, on pourrait conclure que c'est assez “petit” comme production d’énergie et que quelques morceaux de bois pourraient en produire même plus que ça! Mais il faut aussi prendre en compte la durée de cette production !; nous, les homo sapiens, une espèce déjà assez vieux (200 000 ans), nous ne sommes qu'une évolution finale actuelle d'une chaîne de vie, elle même apparue il y a 3,5 à 3,8 milliards d'années sur une planète gravitant autour de ce Soleil. En gros, des milliards d’années produisant de l’énergie. Des morceaux de bois ne sauraient avoir une telle endurance!
Donc considérant une durée d’activité de 5 milliards d’années environ jusqu’à date pour le Soleil, on peut estimer la quantité d’énergie totale déjà produite: 3 X 10^13 J/kg. Et les théories actuelles prédisent encore 5 autres milliards d’années de “vie” pour le Soleil!
Il est clair que cette “petite” production d’énergie n'est pas si petite que cela, et en plus, elle se fait a un rythme non catastrophique. Cela avait toujours intrigué les astronomes jusqu’à ce que Sir Arthur Stanley Eddington proposa dans les années 1920s que des réaction de fusion nucléaire dite chaîne proton-proton serait responsable d'une telle performance.
Pour bien appréhender cette fusion nucléaire proposéei par Sir Eddington, il faut comprendre d'abord l’équation célèbre de la relativité restreinte d'Albert Einstein en 1905: E=MC2. Cette équation est une expression de la loi de la conservation de masse et d’énergie, une loi inviolable et inviolée dans la nature. L’énergie peut se transformer en matière et vise versa; la vitesse de la lumière, assez énorme, et en plus élevée au carré dans cette équation mathématique, permet de comprendre qu'un seul petit kg de matière pourrait aboutir çà 9 X 1016 J: 1 X (3 X 108)2J
Élément 1 + Élément 2 → Élément 3 + Énergie
A cette époque, il n’était pas encore possible de le faire expérimentalement, la physique nucléaire n’étant qu'à ses balbutiements, mais Eddington théorisait déjà la production d’hélium par la chaîne proton-proton pour prouver cette production d’énergie solaire.
Bien-sur, transformer un élément en un autre n'a pas manqué de passer dans la tète des hommes depuis fors longtemps avant çà, particulièrement pour obtenir un métal précieux comme l'or! On retrouve des références à de tels projets jusqu'en 300 après Jésus-Christ, avec les alchimistes qui voulaient y parvenir grâce à une hypothétique substance appelée pierre philosophaleiii. . De toute façon, nous savons aujourd'hui que la production éléments à partir d'autres est possible par fusion nucléaire (et aussi fission nucléaire), processus se faisant depuis des milliards d’années dans notre Soleil et aussi d'autres étoiles de l'univers.
Entrons encore dans les fins détails de la fusion nucléaire!
Comment finalement 2 particules chargées pareillement arrivent à fusionner? Comment expliquer ces interactions des particules chargées?
Il n'est pas du tout contre-intuitif de comprendre que des particules chargées de manière opposée se répulsent. On parle de répulsion coulombienne dont l’intensité varie en raison inverse de la distance selon la loi de Coulomb énoncée en 1785iv. Mais il existe une autre force fondamentale qualifiée de nucléaire forte, différent de électromagnétisme, qui entre en scène une fois des particules arrivent à se rapprocher a moins de 10-15 m, peu importe leur charge électrique: la barrière coulombienne est traversée, un pas essentiel pour la fusion. Les travaux de le physicien Français Jean Perrin ont aussi permis de comprendre en physique quantique ce détournement de répulsion grâce a l'effet tunnel.
Le Soleil possède les conditions requises dans son cœur pour cette traversée de barrière;
En effet, la poussée gravitationnelle intense induite par sa masse énorme (voir plus haut) entraîne la vitesse excessive de plusieurs centaines de km par seconde et la température adéquate de 107 K des gaz pour porter leurs protons à fusionner.
Ces 2 protons se fusionnant donnent naissance à deux nouvelles particules (positron & neutrino) et du deutéron qui est un noyau d’hydrogène dit “lourd” avec un neutron en plus (isotope). Cette étape dans la production d’énergie dans le cœur du Soleil peut se résumer comme suit:
Proton + Proton → Deutéron + Positron + Neutrino
Le positron formé dans cette réaction est l'antiparticule de l’électron, ce qui veut dire qu'ils ont les même propriétés sauf leurs charges qui sont diamétralement opposées. Donc, l'antiparticule produite se retrouve dans une sorte de mer solaire interne où nagent particules et antiparticules ainsi générées; il se produit ainsi des interactions matière - antimatière très violante, générant des rayonnements gamma. Et voila, de la lumière est produite!
L'autre particule générée fut nommée “neutrino” en raison de son absence de charge, contrairement au positron charge positivement & au photon (le rayonnement gamma en est composé) qui n'en a pas du tout. Le neutrino a une masse, mais excessivement petit pour voyager presque à la vitesse de la lumière et arriver à traverser les corps les plus dense qui existe, même les combinés en plomb utilisés comme protection dans les laboratoire.
En réalité, il ne se produit pas seulement un seul jeu de réaction comme nous venons de le décrire, mais tout un ensemble de réactions successives dans le cœur de notre étoile (et des autres étoiles aussi). C'est toute une réaction en chaîne qui démarre dès la rencontre de ces protons ayant traversé la barrière coulombienne. D’où le nom de “chaîne proton-proton” pour référencer la réaction de fusion nucléaire au cœur du Soleil.
Classiquement, les astronomes résument cette chaîne en 3 étapes:
D'abord deux protons se rencontrent pour former le deutérium
Les positrons résultant s'annihilent avec les électrons pour produire du rayonnement gamma, alors que le deutéron se combine avec un autre proton pour former de l’hélium dit hélium-3, un isotope composé d'un seul neutron.
Finalement, deux hélium-3 se rencontrent pour former de l’hélium-4, 2 protons et encore de l’énergie sous forme de rayonnement gamma.
On pourrait résumer aussi ceci en cette équation:
4 Protons → Hélium-4 + 2 Neutrinos + Énergie
Les photons et les neutrinos produits au cours de ces réactions laissent le Soleil pour nous parvenir dans tout le système solaire et même au-delà. Pour le neutrino, c'est vite fait, mais le photon, produit sous forme de rayon gamma, i.e. à très courte longueur d'onde, est réabsorbé et réémis par les couches supérieures successives et moins chaudes du Soleil; cela entraîne un retard de libération de la lumière et un agrandissement de sa longueur d'onde. Donc considérant la courbe du corps noir, on comprend l’émission de rayonnement solaire majoritairement dans les gammes du visible & des infra-rouges.
Il est intéressant de noter que les réactions nucléaires stellaires ne sont pas seulement décrit par la chaîne proton-proton. Celle-ci fut décrite pour la première fois par Sir Eddington en 1925, comme dit antérieurement, mais de 1937 a 1939v d'autres processus pour la fusion nucléaire stellaire furent décrits: cycle CNO impliquant le carbone, l'azote et l’oxygène.
La chaîne proton-proton constitue au fait 99% du processus de production d’énergie. Ce fut grâce a l'expérience Borexinovi, installée au laboratoire souterrain de Gran Sasso, que le cycle CNO a pu être découvert au sein de notre Soleil.
Les Homo sapiens ont pu donc commencer à comprendre la production d’énergie solaire pendant une aussi longue durée et à en prévoir pour à peu près la même durée dans le futur.
Ils s'en félicitent assez bien jusqu'à vouloir reproduire la fusion nucléaire industriellement ; mais ce combat technologique n'est pas encore complètement gagnée, nous résignant avec au moins la fission nucléaire industrielle. Espérons que ce sera limité au projet civils et non militaire. Mais il ne faut pas trop rêver !
ii The Internal Constitution of the Stars (Cambridge Science Classics)
by Arthur S. Eddington
ISBN-13: 978-0521337083
ISBN-10: 0521337089
iii Est-il possible de transformer le plomb en or ?
Yohan Demeure, 15 octobre 2020
https://sciencepost.fr/est-il-possible-de-transformer-le-plomb-en-or/
ivElie Levy, Dictionnaire de physique, Paris, Presses universitaires de France, 1988, 892 p. (ISBN 978-2-13-039311-5, notice BnF no FRBNF34928543), p. 193
v En 1937, le physicien allemand Carl Friedrich von Weizsäcker a découvert le cycle CNO, dans lequel le carbone, l'azote et l'oxygène agissent comme catalyseurs dans une séquence de réactions nucléaires qui conduit à la conversion de l'hydrogène en hélium. En 1939, le physicien germano-américain Hans Bethe a publié une étude plus détaillée et quantitative du cycle CNO qui a finalement mis l'astrophysique stellaire sur des bases sûres.
viBOREXINO Achieves the First Experimental Test of How Massive Stars Shine
25 November 2020
INFN-LNGS
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