Chaîne proton-proton
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La chaîne proton-proton, aussi connue sous le nom de chaîne PP est l'une des deux réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium ; l'autre réaction étant le cycle carbone-azote-oxygène. La chaîne proton-proton est plus importante dans les étoiles de masse relativement faible, comme le Soleil ou moindre.
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[modifier] La chaîne proton-proton
La première étape implique la fusion de deux noyaux d'hydrogène 1H, ou protons en deutérium 2H avec émission d'un positron, l'un des protons étant changé en neutron, et d'un neutrino. Surmonter la répulsion électrostatique entre les deux noyaux d'hydrogène exige une grande quantité d'énergie et cette réaction prend en moyenne 10 milliards d'années pour s'accomplir. C'est à cause de la lenteur de cette réaction que le soleil brille toujours ; si elle était plus rapide, le soleil aurait épuisé son hydrogène il y a bien longtemps.
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. Ceci a mené des astrophysiciens à croire que le problème des neutrinos solaires provient du comportement inattendu des neutrinos après qu'ils sont produits.
Le positron s'annihile immédiatement avec l'un des électrons d'un atome d'hydrogène et leur masse-énergie est évacuées sous forme de deux photons gamma.
- e+ + e- → 2γ + 1,02 MeV
Après ceci, le deutérium produit lors de la première étape peut fusionner avec un nouveau noyau d'hydrogène pour produire un isotope de l'hélium 3He :
- 2H + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV
Finalement, après des millions d'années, deux noyaux d'hélium 3He peuvent fusionner et produire l'isotope normal de l'hélium 4He ainsi que deux noyaux d'hydrogène qui peuvent commencer à nouveau la réaction de trois façons différentes appelées PP1, PP2 et PP3 :
[modifier] PP1
- 3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12,86 MeV
La réaction totale PP1 produit une quantité nette d'énergie de 26,7 MeV. La chaîne PP1 est dominante a des températures de 10-14 million kelvin. En dessous de 10 millions de kelvin, la chaîne PP ne produit pas beaucoup de 4He.
[modifier] PP2
| 3He + 4He | → | 7Be + γ | |
| 7Be + e- | → | 7Li + νe | |
| 7Li + 1H | → | 4He + 4He |
La chaîne PP2 est dominante à des températures de l'ordre 14-23 millions de kelvin.
[modifier] PP3
| 3He + 4He | → | 7Be + γ | |
| 7Be + 1H | → | 8B + γ | |
| 8B | → | 8Be + e+ + νe | |
| 8Be | → | 4He + 4He |
La chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvin. Cette chaîne n'est pas la source principale d'énergie dans le Soleil, mais elle est très importante pour le problème des neutrinos solaires car elle génère les neutrinos les plus énergétiques.
En général, la fusion proton-proton ne peut avoir lieu que si la température (l'énergie cinétique) des protons est assez élevée pour pouvoir surmonter leur répulsion coulombienne mutuelles. La théorie selon laquelle les réactions de la chaîne proton-proton sont le principe de base de production d'énergie des étoiles fut avancé par Arthur Eddington dans les années 1920. À cette époque, la température du Soleil était considérée comme trop faible pour surmonter la barrière coulombienne ; mais après le développement de la mécanique quantique, on découvrit que l'effet tunnel permettait aux protons de franchir cette barrière à une température plus basse que celle prédite par la mécanique classique.
