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La nucléosynthèse stellaire : Le cycle proton-proton Histoire : Depuis longtemps, les astrophysiciens cherchaient à comprendre comment le soleil fonctionnait.

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1 La nucléosynthèse stellaire : Le cycle proton-proton Histoire : Depuis longtemps, les astrophysiciens cherchaient à comprendre comment le soleil fonctionnait et surtout comment il délivre sa formidable énergie. Quelques hypothèses existent déjà mais donne au soleil une durée de vie très courte. Il a fallut attendre Dans cette année une formule va chambouler la compréhension de lénergie et apporter quelques réponses : E=MC². Grâce à la relativité dEinstein le soleil possède assez de réserve pour quelques milliards dannées. Ainsi en 1920, Arthur Eddington fut le premier à suggérer que les étoiles produisaient leur énergie par la fusion nucléaire de noyaux d'hydrogène en hélium. En 1928, George Gamow donna une formule de mécanique quantique qui montre que la force nucléaire forte peut surpasser la force magnétique afin de fusionner deux noyaux. Et en 1939, Hans Bethe analyse les différentes réactions possibles pour fusionner de lhydrogène en hélium et il sélectionna un cycle quil pense être la source dénergie dans les étoiles de faible masse telles que le soleil. Histoire

2 Décomposition de la réaction nucléaire : 1) Etape une : La première étape du cycle proton-proton consiste à transformer deux protons (deux noyaux dhydrogène un non pas deux atomes dhydrogène !) en un atome de deutérium (²H) + un électron de charge positive et un neutrino. Au cours de ce processus un proton est donc transformer en neutron en émettant ces deux particules. 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 observations des ondes de pression dans le Soleil, l'hélioséismologie, ont indiqué que les pressions et les températures dans le soleil sont très proches des pressions et des températures prévues par la théorie ; ce qui tend à confirmer que notre compréhension de la chaîne de proton-proton est correcte. 1 H + 1 H 2 H + e + + ν e + 0,42 MeV Etape une

3 2) Etape deux : 2 H + 1 H 3 He + γ + 5,49 MeV Dans la deuxième étape, un atome de deutérium se combine avec un proton pour former de lhélium 3 en libérant de lénergie sous la forme de rayonnement gamma (ou photon). Le deutérium produit lors de la première étape fusionne avec un nouveau proton pour produire un isotope de l'hélium : 3 He Décomposition de la réaction nucléaire : Etape deux

4 3) Etape trois : 3 He + 3 He 4 He + 1 H + 1 H + 12,86 MeV Finalement, après des millions d'années, deux noyaux d'hélium 3 He fusionnent et produisent l'isotope normal de l'hélium 4 He ainsi que deux protons qui peuvent commencer à nouveau la réaction de trois façons différentes appelées PP1, PP2 et PP3 : La réaction totale PP1 (celle du soleil) produit une quantité nette d'énergie de 26,7 MeV. La chaîne PP1 est dominante à des températures de million kelvin. En dessous de 10 millions de kelvin, la chaîne PP ne produit pas beaucoup de 4 He. Décomposition de la réaction nucléaire : Etape trois

5 Pas assez de protons : En utilisant la chaine PP1, une étoile (ici le soleil) utilise : -2 protons au départ, -Puis encore 1 proton pour créer de lhélium 3. -Mais comme on la vu, il faut deux atomes dhélium 3 donc au total 6 protons. A la fin de la fusion des atomes dhélium 3, seulement 2 protons reviennent en course. Un vide de protons ce crée donc à chaque chaines proton-proton accomplie et donc un jour il ny aura plus assez de protons dans le soleil pour accomplir une nouvelle chaine proton- proton. (Il restera quelques noyaux dhydrogène par ci par là mais ils seront trop dilué et donc ces noyaux ne pourront pas accomplir une chaine proton-proton). Pas assez de protons

6 Et après ? Quand les noyaux dhydrogène seront inutilisable : Un jour, les noyaux dhydrogène seront devenus inutilisables. A ce moment, le soleil ce contractera sous leffet de la gravitation et la température en son centre augmentera jusquà déclencher la fusion nucléaire de lhélium appelé réaction triple alpha. Cette réaction nucléaire consiste à transformer trois noyaux dhélium en un atome de carbone. Cette réaction de fusion nucléaire peut se produire rapidement à des températures supérieures à K et dans les étoiles à haute abondance en hélium. Elle se produit donc dans les vieilles étoiles où l'hélium produit par la chaîne proton-proton s'est accumulé au centre de l'étoile.


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