La Sag’Astrale – Épisode 4 : Le Soleil, cet immense réacteur nucléaire

Le voyage au centre du Soleil s’est achevé, maintenant il est temps de comprendre le mécanisme à l’origine de toute cette énergie qui émane de lui. Pourquoi le Soleil brille ? Pourquoi il nous apporte autant de chaleur ? La réponse est simple: FUSION NUCLÉAIRE. Ainsi, ce nouvel épisode de la Sag’Astrale nous emmène de nouveau au cœur du Soleil, pour découvrir ce phénomène surpuissant qu’est la fusion nucléaire.

 

Le Soleil est un immense réacteur nucléaire. Composé en majorité l’hydrogène, cet élément n’est autre que son carburant, son combustible. Les  voitures fonctionnent au pétrole ou diesel (voir d’autre fluides non identifiés…) et le Soleil à l’hydrogène. Cette réserve d’hydrogène, se trouve dans le noyau. La pression au coeur du Soleil est telle que les atomes d’hydrogène fusionnent. 

Cette fusion est une réaction nucléaire puisqu’elle se produit au niveau des noyaux atomiques. Oh la la ! je vous sens perdus ! Rien de mieux qu’un second petit rappel sur les éléments chimiques, je vous assure vous en avez besoin.

 
Le coeur du Soleil, lieu d’intense réactions nucléaires

_______________________________________________________________________________________________________________________

Petit rappel: atomes, électrons, protons et isotopes !

Schéma d’un atome et schéma des atomes d’hydrogène et d’hélium

Un élément chimique tel que l’hydrogène, l’oxygène, le fer, l’or, etc… est structuré en atome. Un atome est composé d’un noyau avec des protons (particules positives) et neutrons, et autour gravitent des électrons (particules négatives). Chaque élément chimique possède un nombre d’électrons, protons et neutrons propre à lui (sachant qu’il y a toujours autant de protons que d’électrons).

Schéma des atomes d’hydrogène et d’hélium

L’hydrogène par exemple est l’élément chimique le plus léger de l’Univers, il ne possède qu’un proton (et donc un électron) ! L’hélium, lui, possède deux protons (donc deux électrons) et deux neutrons. Les scientifiques ont classé les éléments chimiques selon leur nombre de protons (ou numéro atomique). L’hydrogène est donc le premier élément. Les éléments sont regroupés dans ce que l’on appelle le tableau périodique ou tableau de Mendeleïev

Par la suite nous évoquerons les isotopes de l’hydrogène, petit point qu’il faut certainement clarifier. Les isotopes sont des atomes qui possèdent le même nombre d’électrons (et donc de protons, pour rester neutres) mais un nombre différent de neutrons. On connaît actuellement environ 325 isotopes naturels et 1200 isotopes créés artificiellement. Les isotopes d’un même élément ont des propriétés chimiques identiques mais des propriétés physiques différentes (stables ou radioactifs notamment). Par exemple, l’hydrogène a trois isotopes : Protium, Deutérium et Tritium.

Isotopes de l’hydrogène

______________________________________________________________________________________________________________________


Réaction de fusion nucléaire entre les isotopes de l’hydrogène

La fusion nucléaire est une réaction qui produit énormément d’énergie ainsi qu’une émission de particules. L’énergie libérée se dissipe sous forme de chaleur et les particules émises ne sont autres que des photons, neutrons et protons. Pour rappel les photons sont les particules qui transportent la lumière. Ainsi, sur Terre nous recevons cette chaleur et cette lumière ! Eh oui comme vous vous en doutez, sans le Soleil on ne verrait pas grand chose, on aurait sacrément froid et on n’existerait certainement pas ! 

Mais qu’est ce que la fusion nucléaire ?

Dans les étoiles, du fait des très hautes températures et de la forte pression qui règnent au cœur, toutes les particules sont très agitées. Électrons 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 parfois ils peuvent se coller l’un à l’autre et fusionner. Ceci donne alors naissance à un nouveau noyau, plus gros. C’est ce que l’on appelle une réaction de fusion nucléaire. On part d’un élément léger pour atteindre un élément plus lourd. Mais ce sont des réactions en chaîne, qui s’opèrent lorsque les conditions physiques le permettent : une pression et température suffisantes dont on ne peut même pas imaginer l’intensité. D’après les modélisations scientifiques, il s’agirait de plus de 300 milliards de fois la pression terrestre au niveau de la mer et plusieurs millions de degrés Celsius.

Comment s’opère la fusion dans les étoiles?

La séquence principale

Dans les étoiles, constituées essentiellement d’hydrogène, ce sont quatre atomes d’hydrogène qui vont fusionner en un atome d’hélium. Plus précisément, on parle de fusion d’atomes de deutérium et de tritium (les isotopes de l’hydrogène).

Comme les étoiles sont composées majoritairement d’hydrogène, elles disposent à ce moment de leur vie d’une grande quantité de combustible, qui leur fournit donc une grande quantité d’énergie. Cela explique pourquoi les étoiles passent la plus grande partie de leur existence dans cette phase de combustion de l’hydrogène. Cette étape dans la vie d’une étoile s’appelle la séquence principale.

La nucléosynthèse stellaire

Une fois que l’on obtient les conditions nécessaires, l’Hélium va à son tour fusionner en Carbone, puis le Carbone en Oxygène, etc… Pour obtenir des éléments de plus en plus lourds. Ce processus est appelé nucléosynthèse stellaire. “Nucléo” pour noyau atomique, “synthèse” pour synthèse et “stellaire” pour étoile, autrement dit la synthèse des éléments chimiques au coeur des étoiles. Ainsi, une série d’éléments : Carbone, Oxygène, Silicium, est ainsi créée jusqu’à l’obtention du Fer. Lorsque chaque élément est synthétisé, il va former une nouvelle couche autour du Soleil, c’est pourquoi sa taille s’accroît au cours du temps ! Cependant, seules les étoiles les plus massives peuvent synthétiser des éléments tels que le Fer. Le Soleil en tant que naine jaune possède une réserve d’hydrogène suffisante pour synthétiser des éléments tels que l’oxygène.

La nucléosynthèse explosive

Pour les étoiles super super super massives, lorsque la quantité de fer est trop importante dans le cœur, les étoiles sont à la toute fin de leur vie. Elles se trouvent alors dans une instabilité gravitationnelle qui va engendrer une implosion. Au cours de ce processus, une nouvelle phase de nucléosynthèse s’enclenche: la nucléosynthèse explosive. C’est au cours de cette période d’explosion que tous les éléments plus lourds que le Fer sont synthétisés. Lors de cette phase, les étoiles deviennent ce que l’on appelle des Supernovae. Tous les éléments synthétisés vont être projetés dans l’univers. Ils vont ensuite se concentrer dans des nébuleuses protostellaires. Souvenez-vous, ces nuages gazeux qui sont à l’origine d’une nouvelle génération d’étoiles.

Pour aller plus loin

Les étoiles sont composées majoritairement d’hydrogène, elles disposent à ce moment de leur vie d’une grande quantité de combustible, qui leur fournit donc une grande quantité d’énergie. Cela explique pourquoi les étoiles passent la plus grande partie de leur existence dans cette phase de combustion de l’hydrogène. La durée de vie d’une étoile n’est donc pas illimitée puisque l’étoile à une masse limitée. Contrairement à ce que l’on pourrait croire, plus une étoile est massive, moins elle vit longtemps. En effet, plus la masse est grande, plus la pression et la température à l’intérieur de l’étoile seront fortes. Or l’efficacité des réactions de fusion croît avec la température. Les étoiles libèrent d’autant plus d’énergie qu’elles sont massives et vivent donc moins longtemps puisqu’elles épuisent plus vite leur carburant. En fonction de leur masse, les étoiles ne vivront donc pas la même durée. Mais leur fin pourra également être très différente. Les étoiles peu massives vont vivre tranquillement très longtemps et finir paisiblement tandis que les étoiles massives brilleront beaucoup avant de finir dans un cataclysme.

Pour aller encore plus loin

Dans le cœur du Soleil, ce sont 620 millions de tonnes d’hydrogène qui, chaque seconde, sont transformées en 615,7 millions de tonnes d’hélium ; la différence est convertie en énergie rayonnée vers l’extérieur. Cette réserve d’énergie nucléaire permet d’estimer la durée de vie du Soleil à environ dix milliards d’années. Par ailleurs, grâce à une mesure de la radioactivité des roches terrestres, nous savons que la Terre (qui s’est formée après) et donc le Soleil sont âgés de 4,6 milliards d’années : le Soleil brillera encore pendant 5 milliards d’années !

ATTENTION, ne pas confondre !

Quand on parle de nucléaire, de suite on pense à l’énergie nucléaire telle que les centrales, bombes nucléaires ou encore les moteurs atomiques (utilisés pour les fusées et navires militaires). Cependant au cœur du Soleil même si l’on parle de réaction nucléaire, le mécanisme est différent, il s’agit du phénomène opposé ! 

En effet le nucléaire que nous connaissons est produit à partir de la fission nucléaire. Il s’agit de casser, séparer des éléments. La fission s’opère à partir d’éléments lourds tels que l’Uranium et le Plutonium puis s’opèrent des réactions en chaîne, que l’on ne peut arrêter. Dans ces réacteurs nucléaires, la réaction s’auto-entretient. Si on laisse augmenter le nombre de neutrons présents, la réaction peut devenir explosive, c’est le cas de la bombe atomique. Au cœur du Soleil c’est l’inverse, les éléments s’assemblent, ils fusionnent. On appelle cela la nucléosynthèse stellaire (nucléo pour noyau atomique, synthèse pour synthèse et stellaire pour étoile !).

À l’heure actuelle, plusieurs réacteurs à fusion sont en construction. On essaie de reproduire ce qu’il se passe dans le Soleil puisque l’énergie libérée par la fusion est dix fois supérieure à celle libérée lors de la fission (dans nos centrales actuelles). D’autre part, la fusion nucléaire ne produit pas de déchets radioactifs puisque les produits de fusion sont stables. 

Au cœur du Soleil c’est l’inverse, les éléments s’assemblent, ils fusionnent. La fusion s’opère à partir de l’élément chimique le plus léger, en l’occurrence l’hydrogène, pour fusionner en élément plus lourd. On appelle cela la nucléosynthèse stellaire (nucléo pour noyau atomique, synthèse pour synthèse et stellaire pour étoile !). La production de chaleur lors de la fusion nucléaire permet de définir la nucléosynthèse stellaire comme une réaction de fusion thermonucléaire.

Voilà, maintenant vous savez pourquoi le soleil brille et nous apporte autant de chaleur ! Le prochain épisode marquera la fin de la Sag’Astrale en voyageant du Soleil jusqu’à la Terre. Vous découvrirez ainsi les interactions entre les deux astres et l’impact de l’activité solaire sur notre belle et tendre Terre.

Laisser un commentaire

Votre adresse de messagerie ne sera pas publiée. Les champs obligatoires sont indiqués avec *