ÉNERGIE DES ÉTOILES
Tout n'est qu'une histoire de radiations...
Mécanismes de la fusion nucléaire
L'énergie dégagée par les étoiles est produite par un mécanisme de fusion des atomes d'hydrogène. Il ne faut pas confondre la fusion avec la fission, cette dernière réaction se déroulant par exemple dans nos centrales nucléaires.
Le coeur d'une étoile est un plasma à une température de plusieurs millions de degrés Celsius. Un plasma est un soupe de particules élémentaires, de noyaux d'atomes et d'électrons. Il se produit donc trois collisions successives.
Première collision
Dans ce plasma, deux noyaux d'hydrogène, c'est à dire deux protons, d'énergie similaire vont se heurter. L'énergie du choc est telle que les deux protons vont rester "collés" : on dit qu'ils fusionnent. Un neutrino électronique ainsi qu'un positon sont également émis. Le positon n'est autre qu'un anti-électron : lorsque notre positon rencontrera un électron, ces deux particules s'annihileront pour former un photon gamma, donc de l'énergie.
Nos deux protons fusionnés ne peuvent rester ainsi : l'un des deux va spontanément, sous l'influence de la force faible, se transformer en neutron. Pour cela, il lui suffit de "transformer" l'un de ses quarks haut en quark bas.
On obtient ainsi un noyau formé d'un proton et d'un neutron : c'est du deutérium, un isotope de l'hydrogène.
Deuxième collision
Notre noyau de deutérium heurte soudain un proton libre. Les différents protagonistes de cette colision vont fusionner, et donneront un nouveau noyau formé d'un neutron et de deux protons : C'est de l'hélium 3, isotope de l'hélium que nous connaissons d'habitude. Lors de cette seconde colision, un photon gamma va également être émis.
Troisième collision
Notre noyau d'hélium 3 va violemment percuter un autre noyau d'hélium 3. De cette collision, un noyau d'hélium ordinaire (deux protons et deux neutrons) va être créé. Les deux protons excédentaires sont libérés, et iront créer de nouvelles collisions.
Au total, on obtient un noyau d'hélium ordinaire, deux protons, un neutrino qui va traverser le soleil à la vitesse de la lumière, et surtout, deux photons.
Voici un schéma récapitulatif :
Mais si vous pesez tout cela, vous vous rendrez compte qu'au cours de la réaction, une partie de la masse a disparu. Elle s'est changée en énergie, d'après la célèbre formule einsteinienne E= mc².
La marche au hasard
Nos photons gammas ont été émis au coeur de l'étoile. Mais ils n'en sont pas encore sortis : en effet, à peine émis, ils vont percuter un atome d'hydrogène. Ce dernier va passer d'un état fondamental à un état excité, en absorbant notre photon. L'électron va grimper d'un niveau d'énergie. Mais notre atome ne peut rester dans cet état excité : il va devoir relacher l'énergie accumulée, sous la forme d'un photon, de même énergie que celui absorbé. A peine réémis, notre photon sera à nouveau réabsorbé, etc. La durée totale de ces cycles d'"absorption/réémission" dure plusieurs dizaines de millions d'années ! Ainsi, la lumière que vous apercevez en regardant le soleil vient de photons créés à l'époque des dinosaures, pour certains ! En effet, chaque "saut de puce" du photon ne fait qu'une dizaine de cm., alors que l'étoile affiche un diamètre de plusieurs centaines de milliers de km. De plus, les photons sont réémis dans n'importe quelle direction : ils traversent ainsi plusieurs fois l'étoile.
Au travers de ces tribulations, nos photons vont peu à peu perdre de l'énergie : apparus gammas, ils se ramollissent en X, puis en lumière visible, voir en simples rayons infrarouges. Si le Soleil nous apparaît jaune, c'est que la majorité des photons qui en ressorte possède une longueur d'onde de 6 x 10-7 mètres, ce qui correspond à la couleur jaune du spectre.