Histoire La nucléosynthèse stellaire : Le cycle proton-proton 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 1905. Dans cette année une formule va chambouler la compréhension de l’énergie et apporter quelques réponses : E=MC². Grâce à la relativité d’Einstein le soleil possède assez de réserve pour quelques milliards d’années. 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 l’hydrogène en hélium et il sélectionna un cycle qu’il pense être la source d’énergie dans les étoiles de faible masse telles que le soleil.

Décomposition de la réaction nucléaire : Etape une Décomposition de la réaction nucléaire : 1) Etape une : La première étape du cycle proton-proton consiste à transformer deux protons (deux noyaux d’hydrogène un non pas deux atomes d’hydrogène !) 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. 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0,42 MeV

Décomposition de la réaction nucléaire : Etape deux Décomposition de la réaction nucléaire : 2) Etape deux : 2H + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV Dans la deuxième étape, un atome de deutérium se combine avec un proton pour former de l’hélium 3 en libérant de l’énergie 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 : 3He 

Décomposition de la réaction nucléaire : Etape trois Décomposition de la réaction nucléaire : 3) Etape trois : 3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV Finalement, après des millions d'années, deux noyaux d'hélium 3He fusionnent et produisent l'isotope normal de l'hélium 4He 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 10-14 million kelvin. En dessous de 10 millions de kelvin, la chaîne PP ne produit pas beaucoup de 4He.

Pas assez de protons 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 l’hélium 3. -Mais comme on la vu, il faut deux atomes d’hélium 3 donc au total 6 protons. A la fin de la fusion des atomes d’hélium 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 n’y aura plus assez de protons dans le soleil pour accomplir une nouvelle chaine proton-proton. (Il restera quelques noyaux d’hydrogène par ci par là mais ils seront trop dilué et donc ces noyaux ne pourront pas accomplir une chaine proton-proton).

Quand les noyaux d’hydrogène seront inutilisable : Et après ? Quand les noyaux d’hydrogène seront inutilisable : Un jour, les noyaux d’hydrogène seront devenus inutilisables. A ce moment, le soleil ce contractera sous l’effet de la gravitation et la température en son centre augmentera jusqu’à déclencher la fusion nucléaire de l’hélium appelé réaction triple alpha. Cette réaction nucléaire consiste à transformer trois noyaux d’hélium en un atome de carbone. Cette réaction de fusion nucléaire peut se produire rapidement à des températures supérieures à 100 000 000 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.