Les réactions nucléaires dans les étoiles

Les premiers pas dans l’étude théorique des étoiles furent accomplis au début du XXe siècle par l’Allemand Karl Schwarzschild et le Britannique Arthur Eddington. Schwarzschild appliqua les lois de la physique à une boule de gaz pour arriver à la première description mathématique d’une étoile. Un peu plus tard, Eddington compléta ce travail en considérant des processus négligés par Schwarzschild. Il réussit en particulier à montrer qu’il devait exister une relation entre la masse et la luminosité d’une étoile ordinaire, ce qui fut vérifié plus tard par les observations.

Ces modèles ne pouvaient guère entrer plus dans les détails car il manquait à l’époque une information essentielle : la source d’énergie des étoiles. En effet, pour ne pas s’effondrer sous leur propre poids et continuer à briller, les étoiles avaient besoin d’une grande quantité d’énergie. Mais d’où venait-elle ?

La première hypothèse fut une origine chimique. Peut-être le Soleil brûlait-il simplement comme un tas de bois ? Les calculs montrèrent que cela était impossible. Même en considérant d’excellents combustibles, les estimations théoriques de la durée de vie du Soleil n’arrivaient qu’à quelques milliers ou dizaines de millier d’années, beaucoup moins que ce qui était requis.

A la fin du XIXe siècle, une autre possibilité fut avancée par le Britannique Lord Kelvin et l’Allemand Herman von Helmholtz. Peut-être que le Soleil se contractait peu à peu et convertissait son énergie gravitationnelle en chaleur ? Mais la durée de vie calculée à partir de la contraction Kelvin-Helmholtz n’était que de l’ordre de quelques dizaines de millions d’années, donc toujours trop courte.

La source d’énergie du Soleil resta un mystère jusqu’au début des années 1930, lorsque sa nature fut enfin dévoilée :  des réactions nucléaires se produisant au centre de notre étoile.

La matière ordinaire est formée d’entités microscopiques appelées les atomes. Au centre de chaque atome se trouve un noyau, un ensemble qui regroupe des particules appelées protons et neutrons. Le noyau est très compact, environ 100.000 fois plus petit que l’atome lui-même.

Du fait des très hautes températures qui règnent au centre d’une étoile, toutes les particules sont très agitées. Electrons et noyaux ne peuvent pas s’associer en atomes et la matière est alors ionisée, c’est-à-dire formée d’électrons et de noyaux libres. Les collisions entre noyaux sont très nombreuses et deux noyaux peuvent parfois se coller l’une à l’autre et fusionner pour donner naissance à un nouveau noyau, c’est ce que l’on appelle une réaction nucléaire de fusion.

Dans le Soleil, constitué essentiellement d’hydrogène, le résultat final d’un ensemble de réactions nucléaires est la transformation de quatre protons en un noyau d’hélium (constitué de deux neutrons et de deux protons). La propriété remarquable de cette réaction réside dans le fait que la masse d’un noyau d’hélium est légèrement inférieure à la somme des masses de quatre protons. La réaction nucléaire de fusion s’accompagne donc d’une perte de masse.

Or, Albert Einstein montra dans sa théorie de la relativité que masse et énergie sont deux grandeurs équivalentes. C’est sa fameuse équation E=mc2 qui énonce que l’énergie est égale au produit de la masse par le carré de la vitesse de la lumière. Au centre du Soleil, la perte de masse qui accompagne la transformation de quatre protons en un noyau d’hélium correspond donc à une libération d’énergie considérable. C’est ainsi en transformant une fraction de sa masse que notre Soleil trouve l’énergie nécessaire pour briller pendant 10 milliards d’années.

La transformation d’hydrogène en hélium peut se faire de deux manières différentes. La première, proposée par l’astronome américain Charles Critchfield, s’appelle la chaîne proton-proton et commence avec deux protons qui fusionnent pour former du deutérium, c’est-à-dire un noyau formé d’un proton et d’un neutron. L’autre manière s’appelle le cycle du carbone. Elle fut découverte indépendamment par l’Américain Hans Bethe et l’Allemand Carl von Weizsäcker en 1938. Le cycle commence avec la collision d’un proton avec un noyau de carbone-12, ce qui n’est évidemment possible que s’il y a du carbone présent dans l’étoile. Le résultat final est le même que pour la chaîne proton-proton, le carbone ne faisant que faciliter les différentes réactions.

La proportion d’énergie revenant à chacun de ces processus dépend de la température au centre de l’étoile, donc de sa masse. Les étoiles dont la masse est inférieure à deux fois celle du Soleil ont une température interne relativement faible et leur production d’énergie est contrôlée par la chaîne proton-proton. Les étoiles plus massives sont beaucoup plus chaudes, ce qui rend le cycle du carbone très efficace. Celui-ci fournit alors presque la totalité de l’énergie.