15 commentaires

le soleil en différentes couleurs
Le Soleil, ce n’est pas une géante boule de gaz qui brule, comme on apprend en maternelle. C’est un peu plus complexe que ça : il a fallu attendre la fin du XIXe siècle pour découvrir la source de son énergie et la moitié du XXe siècle pour en connaitre le principe précis.

Au XIXe siècle et même avant, Avant la découverte de l’énergie nucléaire, on connaissait l’énergie chimique : la combustion. Connaissant sa distance à la Terre (merci Newton, Galilée, Halley), sa taille fut connue également et si le Soleil était fait de charbon, il était estimé qu’il avait environ 4000 ans, tout comme la Terre selon la Bible…
Lord Kelvin avait bien trouvé ces 4000 ans beaucoup trop courts et il avait émis l’hypothèse que la gravitation libérait de l’énergie. Il émit l’hypothèse que l’effondrement gravitationnel jouait un rôle dans la production de l’énergie du Soleil. Il avait raison, mais il était encore loin de la vérité avec son âge solaire estimé à 220'000'000 d’années.

Quand les Curie et Becquerel découvrent les phénomènes radioactifs, puis d’autres plus tard l’énergie nucléaire, il fut évident que le Soleil ne pouvait tirer son énergie que de là : c’était la seule explication pour un âge très avancé, ainsi que pour le cycle de vie des étoiles.

Comment notre étoile tire-t-elle son énergie du nucléaire ?

Le Soleil est une boule de plasma : des atomes (hydrogène principalement, hélium, oxygène et carbone un peu) qui sont si énergétiques qu’ils ne sont plus liés à leur électrons (ils sont ionisés) : les électrons sont tous libres. Le Soleil est donc une soupe d’atomes baignant dans leurs électrons. Les noyaux des atomes, sous l’effet de la gravitation sont attirés vers le cœur de l’étoile où règne une pression colossale et où la densité est de 150 tonnes par mètre cube, ce qui signifie que les particules sont très proches les unes des autres. En fait, elles sont si proches qu’elles leur arrive de de fusionner.

Sur Terre, pour fusionner artificiellement de l’hydrogène, on augmente la vitesse de déplacement des atome en les chauffant. Il faut les faire aller suffisamment vite pour qu’ils franchissent la barrière coulombienne : cette limite à partir de laquelle la force nucléaire attractive forte l’emporte sur la force électromagnétique répulsive. La température pour franchir la barrière coulombienne est de plusieurs centaines de millions de degrés.
Le centre du Soleil, lui, n’est « qu’à » 15 millions de degrés, alors comment ça marche ?

En réalité, c’est la physique quantique qui explique le fonctionnement des étoiles, avec quelque chose du nom d’effet tunnel. L’effet tunnel, c’est le comportement pour un atome (ou tout autre particule subatomique) de pouvoir comme sauter d’une position dans l’espace à une autre en se dématérialisant puis en se matérialisant, le tout sur des distances très courtes.
Les particules subatomiques n’ont pas de position fixe et définie : ils disposent d’une probabilité de présence autour d’un point de l’espace et il peuvent être quelque part autour de ce point et sauter d’un endroit à un autre, même si aucune force ne les pousse ou attire vers cet autre position, même si justement une force ou une autre particule les en empêchent. Un électron, par exemple, peut ainsi se trouver en plein milieu du noyau de son atome (provoquant au passage l’éclatement de l’atome, et étant responsable d’une forme de des désintégrations radioactive des atomes lourds).

Avec l’effet tunnel, et sans avoir à atteindre une température de 100 millions de degrés, un noyau d’hydrogène (un proton, donc) dans le Soleil peut soudainement se retrouver juste à côté d’un autre proton. Vu qu’il se trouve alors à l’intérieur du champ d’application de l’interaction forte, les deux protons restent collés et réagissent entre-eux au cours d’une transformation de fusion nucléaire : dans ce processus, un des protons va émettre un positron (anti-particule de l’électron) et un neutrino pour se transformer en neutron : on se retrouve donc avec du un proton soudé à un neutron : c’est du deutérium.

Cet effet tunnel qui arrive à coller deux protons ensemble est assez rare à se produire, surtout si le positionnement du proton qui saute se fait de façon totalement aléatoire.
Le Soleil le fait pourtant sans cesse et sans problèmes. En fait, si la probabilité de cet évènement est faible, la masse gigantesque du Soleil et son nombre encore plus énorme de protons qu’il contient (environ $10^{60}$) font que cet évènement rare devient très fréquent.

Le processus ne s’arrête cependant pas là : une fois qu’on a du deutérium, il faut trouver un autre deutérium et répéter le processus de fusion pour former de l’hélium 3 (${}^3 \! He$). Enfin, un ${}^3 \! He$ fusionne avec un autre ${}^3 \! He$ et vous avez de l’hélium 4, le ${}^4 \! He$ « classique » :

représentation de la fusion dans le soleil

Au cours de tout ce processus qui consomme 4 noyaux d’hydrogène et produit un noyau d’hélium, des neutrinos et de positrons. Les positrons vont s’annihiler avec des électrons et produire beaucoup d’énergie : des photons.

Le Soleil consomme de cette façon de l’hydrogène et libère entre autre de l’énergie : une partie de la masse des atomes d’hydrogène est transformée directement en énergie, le tout selon la célèbre équation « $E=mc^2$ », soit « $\acute{e}\text{nergie} = \text{masse} \times \text{vitesse de la lumi}\grave{e}\text{re}^2$ ».
Au total, ce sont 620 millions de tonnes de matière qui sont transformées en énergie pure chaque seconde… Et ceci dure depuis environ 4,5 milliard d’années et durera encore au moins autant.

Quant aux neutrinos ? Ils sont si rapides et si inertes qu’ils sortent du Soleil en quelques secondes. Les neutrinos sont extrêmement nombreux : chaque centimètre carré de votre corps est traversé par des milliards de neutrinos, chaque seconde, sans qu’on ne les ressent du tout.
Les photons, eux, ne sortent pas du Soleil si vite. Ils ne rebondissent pas non plus sur les protons, pour mettre jusqu’à quelques centaines de milliers d’années à sortir. Ils sont juste absorbés par la matière, qui en réémet d’autres. La lumière que l’on voit cependant, est dû à la chaleur de surface du Soleil : tout corps chauffé émet des photons, et la longueur d’onde dépend de la température de chauffe. C’est pour ça que la surface du Soleil, à 6000°C, émet de la lumière blanche et un peu d’UV qu’on ne voit pas. Des étoiles plus chaudes sont bleues, des étoiles plus froides sont rouges, voire brunes.

Le Soleil, avant de conclure, ne pourrait pas fonctionner sans les effets de la physique quantique expliquées plus haut. Cela ne signifie pas que le Soleil ne fonctionnait pas avant la découverte de la quantique, mais simplement qu’il a fallu attendre le XXe siècle et la découverte de la structure de l’atome, de l’énergie nucléaire, des neutrinos pour comprendre précisément le fonctionnement de notre étoile et donner une explication qui tient la route sur tous les plans.

Le Soleil est en fait un système à l’équilibre : l’équilibre entre les forces de gravitation qui provoquent l’effondrement de tout l’hydrogène sur le cœur du Soleil et des radiations énergétiques dues à la fusion nucléaire qui éloignent le plus qu’ils peuvent les atomes les uns des autres, limitant ainsi l’effondrement. C’est aussi un système auto-asservi : si l’activité nucléaire diminuait subitement, la gravitation prendrait momentanément le dessus, comprimant le cœur un peu plus et augmentant alors la probabilité de la réalisation des réactions de fusion (en rapprochant les protons et autres noyaux), rétablissant alors l’équilibre initial. On peut dire que la fusion nucléaire couplée à l’effet tunnel constituent un rempart à l’effondrement total de la matière à l’échelle des étoiles.

Quand il n’y aura plus assez d’hydrogène, par contre, il ne restera plus que l’effondrement gravitationnel et le cœur de l’étoile s’effondrera. Un nouvel état d’équilibre se formera : celui où l’hélium dans le noyau plus dense va fusionner en carbone ou en oxygène, libérant encore plus d’énergie que la fusion de l’hydrogène.
Encore après, quand l’hélium sera épuisé, notre Soleil s’effondrera définitivement sur lui-même, n’étant pas assez massive pour provoquer la fusion du carbone en élément encore plus lourd, comme le feraient les étoiles géantes. L’effondrement se fera cependant lentement : les couches externes du soleil finiront comme par « s’évaporer » dans l’espace, et devenir une nébuleuse ; alors que les étoiles géantes s’effondrent sur elles-même, voient leurs couches externes rebondir sur le noyau très dense et finissent par exploser en supernova pour laisser au centre une étoile à neutron hyper-dense de la taille d’une ville ou d’un pays…

Enfin, pour conclure, sachez que la structure du Soleil est le théâtre de plein d’autres phénomènes : le plasma (soupe d’électrons et de protons), par exemple, n’est pas statique : il bouge, entre en convection et forme des courants dans les différentes couches du manteau solaire. Ces particules chargées qui se déplacent génèrent des champs magnétiques très intenses.
Certaines des lignes du champ magnétique sortent de l’étoile et conduisent d’autres particules chargées qui sont alors échauffées : si la surface du Soleil est à quelques milliers de degrés, la couronne solaire est aussi chaud que le noyau (mais bien moins dense).
La rupture éventuelle de ces lignes de champs magnétique porteuses de charges libère des flux de charges électriques dans l’espace : ce sont des vents solaires qui sont responsables des magnifiques aurores polaires sur Terre (boréales au nord et australes au sud), mais aussi sur Saturne et d’autres planètes ou lunes du système solaire…

Image de l’Observatoire de la Dynamique Solaire — NASA

15 commentaires

gravatar
matheod a dit :

" Un électron, par exemple, peut ainsi se trouver en plein milieu du noyau de son atome"

Il y a pas une histoire de niveau d'énergie, dont dépend justement la position (enfin la distance électron/noyau) de l'électron ? Avec un histoire d'état stable (plus petit rayon) auquel retourne en général l'électron ?

Dans ce cas là comment un électron pourrait il se "téléporter" au centre (qui n'est probablement pas l'état stable) ?

Oui c'est très confus ce que je dis, c'est juste des souvenirs.

gravatar
Le Hollandais Volant a dit :

@matheod :
C’est la capture électronique dans le cadre de la radioactivité Beta : un électron est capté par un proton, et les deux se transforment en un seul neutron et le tout libère un neutrino-électronique.

Le niveau d’énergie reste le même, c’est seulement l’effet tunnel qui fait que le l’électron peut se "déplacer" où il veut dans l’univers (selon des probabilités : genre, 99,9999% du temps dans son orbitale et le reste du temps, partout ailleurs dans l’univers).
Par ailleurs, la « distance électron/noyau » n’est qu’une métaphore : en vrai, les orbitales sont tout sauf sphériques ou circulaires, mais ont des formes très complexes selon les niveau d’énergie.

Vois ça par exemple comme une fourmilière : une fourmilière, c’est un gros tas de feuilles, d’aiguilles et de terre avec des fourmis autour et dedans. Plus tu t’éloignes de la fourmilière, plus la probabilité de trouver des fourmis diminue. Mais ça ne veut pas dire que trouver des fourmis est impossible.
si tu traces une « orbitale » autour de la fourmilière en choisissant l’orbitale de telle sorte qu’on y trouve 99,98% des fourmis (cette orbitale sera probablement circulaire), il restera tout de même 0,02% de fourmis qui se trouvent partout ailleurs autour, même éventuellement à 10 km de là (dans l’estomac d’un oiseau, par exemple).

Pour aller plus loin, si la fourmilière est attaquée par un prédateur, l’état du système devient « excité » et la forme de l’orbitale change : la probabilité de présence des fourmis a changé : désormais, 99,98% des fourmis sont en train d’attaquer le prédateur. Ce n’est alors plus un cercle.

gravatar
solide a dit :

Petite correction:

les particules sont très proches les unes des autres. En fait, il sont si proches qu’ils leur arrive de de fusionner entre-eux.

Et bien pourquoi ne pas avoir continué d'employer le féminin?

gravatar
TD a dit :

Ton explication de l'effet tunnel est confuse. Il faut revenir aux solutions de l'équation de Schrödinger pour une particule au voisinage d’une barrière de potentiel. Si la particule a une énergie supérieure à l’énergie potentielle de la barrière, elle passe. Si son énergie est inférieure, la fonction d’onde (qui est la probabilité de la particule à se trouver à un endroit) s'effondre (on parle alors d’onde évanescente) de manière exponentielle (littéralement : elle est en \\(e^{-x}\\)) mais reste non nulle même après le mur. Ce qui implique que la particule a une probabilité non nulle de se trouver derrière la barrière de potentiel.

Pour illustrer, on peut considérer un boulet de canon et un mur de briques. Si le boulet est à une altitude supérieure à la hauteur du mur, eh bien il passe au dessus. Sinon, il percute le mur qui peut potentiellement le détruire et passer au travers.

@solide. —  C’est évident, non ? Les particules aussi ont le droit de changer de sexe.

J’ai repéré un pléonasme : « vitesse de déplacement (sic) des particules ». Une vitesse non nulle implique forcément un déplacement.

gravatar
Le Hollandais Volant a dit :

@solide : parce que j’ai oublié de changer, après avoir replacé "atomes" par "particules".

@TD : c’est bien ce qui se passe ici : la barrière de potentiel correspond à la répulsion électromagnétique, mais les particules peuvent tout de même fusionner en franchissant cette barrière grâce à l’effet tunnel.

gravatar
Arfy a dit :

Ok pour "comment on arrive à l'Hélium".

Mais il ne manque pas aussi dans la vie de l'étoile: comment sont (de mémoire à la fin de sa "vie") créés les atomes plus lourds ?
Ou ce sera dans un article prochain ?

gravatar
Le Hollandais Volant a dit :

@Arfy : j’en parle brièvement : une fois qu’il y a l’hélium, c’est ce dernier qui est fusionné en carbone, en oxygène ou en silicium ou d’autres éléments de numéro atomique similaire.

Après, seules les étoiles plus grandes peuvent continuer à fusionner le carbone, l’oxygène, etc. et ainsi de suite.

Tout ce qui est après le fer et jusqu’à l’uranium dans le tableau périodique, c’est ensuite fait lors de supernovas, seules explosions assez puissantes.

Au delà de l’uranium, ce sont des éléments qui n’existent pas (ou plus du tout) dans la nature : ils sont instables et ils n’existe que grâce à l’homme qui les synthétise.

gravatar
Arfy a dit :

@Le Hollandais Volant : Ok merci, je me demandais juste "quand est ce que ces éléments plus lourds étaient produits".
Donc la réponse est : pendant la vie d'une étoile mais plus imposante que notre Soleil.

Je croyais que c'était dans la fin de vie/explosion d'une étoile que c'était fait. =)

gravatar
Le Hollandais Volant a dit :

@Arfy : il y a deux types d’éléments : ceux avant le fer dans le tableau périodique, et ceux après le fer.

Aussi grosse que soit l’étoile, elle ne pourra produire d’éléments plus lourd que le fer (ou le nickel, selon la "chaine de production").

La réaction qui produit ces éléments utilisent la force de gravitation (véritable moteur de cette source d’énergie) pour fusionner les éléments et libérer de l’énergie qui va alors compenser l’effondrement. À partir du fer, ce n’est plus rentable : fusionner du fer ne libère plus d’énergie mais en consomme : l’effondrement ne serait alors plus compensé mais accéléré. Ce n’est donc pas possible.
Le fer est l’élément le plus stable sur le plan de la fusion nucléaire.

Mais avant ça, la taille de l’étoile limite la production de certains éléments. Pour notre soleil, ce sera le carbone : au delà, la masse de l’étoile ne suffit plus à comprimer les atomes suffisamment pour les fusionner.

Les éléments plus gros (plomb, or, platine…) sont produits dans les supernovas.

gravatar
benjamin909 a dit :

Erreur sur les ordres de grandeurs des températures, il s'agit de millions de degrés au cœur du soleil (et non pas de milliards), idem pour la barrière coulombienne.

gravatar
Emilie a dit :
Je ne sais pas si j'aurai une réponse étant donné que j'interviens presque un an plus tard...mais bon, je tente.
Tout d'abord, je tiens à dire que cet article est très intéressant et a répondu a pas mal de mes questions, je remercie l'auteur. Cependant, je suis loin d'avoir tout compris.
J'ai une question dont la réponse pourrait vous paraître évidente mais un peu moins pour moi:
Pouvons-nous dire qu'il y a la conservation des éléments chimiques lorsque l'on obtient de l'hélium lors de la transformation nucléaire? Je pense que la réponse est oui mais si c'est bien le cas, je ne sais pas comment le justifier. Pourriez-vous m'éclairer?
Merci!
gravatar
Le Hollandais Volant a dit :
@Emilie : Tu fais bien de tenter, je lis tous les commentaires ;)

Pouvons-nous dire qu'il y a la conservation des éléments chimiques lorsque l'on obtient de l'hélium lors de la transformation nucléaire?


Non.
La conservation d’éléments chimiques n’est valable que pour les réactions chimiques (combustion, oxydation, etc.).

Quand on a à faire à une réaction nucléaire, il y a conservation des éléments nucléaires.
Le terme « nucléaire » fait référence au noyau de l’atome. Donc les éléments nucléaires sont donc les protons, les neutrons, les électrons.

Par exemple, et en simplifiant, pour la fusion de l’hydrogène en hélium, les réactions successives sont données sur l’image dans l’article, mais on peut la réduire en ça :

4 H → 1 He

Soit :
4 e⁻ + 4 p → 2 e⁻ + 2 p + 2 n

Considérant qu’un neutron (n) résulte de la combinaison d’un électron (e⁻) et d’un proton (p), l’équation est ici équilibrée en éléments nucléaires.
gravatar
Le Hollandais Volant a dit :
@Emilie : Ce qui suit est pour compléter ce que je dis au dessus. Ça fait intervenir des notions de physique quantique plus avancées. Je le sépare du reste, car ça dépasse le niveau du Bac (je ne connais pas ton niveau) :

… en réalité, l’équation précédente n’est pas tout à fait équilibrée. La transformation d’un proton et d’un électron en un neutron :
1 p + 1 e⁻ → 1 n

…ne peut se faire avec juste ceci.
Le nombre de nucléons est respectée, la masse aussi et la charge aussi. Mais l’électron ne fait pas partie de la famille des nucléons comme le proton et le neutron. C’est un lepton.

En plus de la charge et de la masse, il possède d’autres nombres quantiques, comme le nombre leptonique.

Pour que ces nombres quantiques soient également conservés, il a été proposé (dans les années 1930) qu’une autre particule devait être émise, possédant ce nombre leptonique manquant.

La particule manquante a été découverte et elle se nomme le neutrino électronique (car venant d’un électron).

L’équation pour la transformation d’un proton en neutron est donc la suivante :
1 p + 1 e⁻ → 1 n + 1 νe

Pour en revenir à l’équation de l’hydrogène, on a donc ceci :

4 H → 1 He + 2 νe

Enfin, pour vraiment être dans le juste, il faudrait ajouter encore des choses. Tout est sur l’image dans l’article :
— des rayons gamma (qui correspondent à l’énergie libérée)
— des positrons (qui sont l’anti-particule de l’électron). Ce sont un peu des « électrons positifs », qui sont émis pour équilibrer l’équation lors de la première phase (fusion du 1hydrogène en 2hydrogène (ou deutérium)). Ces positrons vont par la suite s’annihiler avec un électron et libérer à nouveau de l’énergie. Les positrons s’annihilant, ils n’apparaissent pas dans l’équation réduite globale.
gravatar
Emilie a dit :
@Le Hollandais Volant :
Merci d'avoir répondu! :)
En effet, je passe le Bac dans deux ans, je n'ai donc pas le niveau pour toutes ces notions.
Je comprends beaucoup mieux désormais, vos explications sont très claires et me seront très utiles.


Remarque : Votre commentaire sera visible après validation par le webmaster.