proton-proton, chaîne - astronomie.

proton-proton, chaîne - astronomie. 1 PRÉSENTATION proton-proton, chaîne, série de réactions thermonucléaires qui aboutissent à la synthèse d'un noyau d'hélium à partir de deux noyaux initiaux d'hydrogène. Le processus s'accompagne d'une libération d'énergie (réactions exothermiques) et d'une émission de neutrinos. 2 CHAÎNE PP ET ÉTOILES DE SÉQUENCE PRINCIPALE La chaîne proton-proton, ou chaîne pp, est la source principale d'énergie du Soleil et de toutes les étoiles de faible masse (inférieure à deux fois la masse solaire). Cette série de réactions s'amorce lorsque la température de la matière stellaire atteint 10 milliards de kelvins (107 K) et quand la densité volumique est de l'ordre de 100 particules par cm3. Lorsque la masse des étoiles est supérieure à deux fois la masse solaire, une autre série de réactions nucléaires s'établit dans le coeur stellaire (voir Carbone, cycle du). La chaîne pp et le cycle du carbone caractérisent le premier statut évolutif nucléaire des étoiles : la séquence principale. Il succède au stade immédiatement antérieur à celui de la séquence principale (stade pré-séquence principale), au cours duquel la jeune étoile récemment formée (entre 1 et 10 millions d'années) puise l'essentiel de son énergie dans la contraction gravitationnelle (voir Hertzprung-Russel, diagramme de). 3 RÉACTIONS NUCLÉAIRES DE LA CHAÎNE PP La chaîne pp débute par la fusion de deux noyaux d'hydrogène pour donner un noyau de deutérium, qui lui-même fusionne avec un noyau d'hydrogène pour engendrer un noyau d'hélium 3 (3He). Pour aboutir à un noyau stable d'hélium, l'hélium 4 (4He), il existe trois séries de réactions alternatives. La première série, appelée pp I, met en jeu la fusion de deux noyaux d'hélium 3 pour engendrer un noyau d'hélium 4 et deux noyaux d'hydrogène ; les noyaux d'hélium produits au coeur des étoiles de faible masse résulteraient pour 86 p. 100 de cette réaction nucléaire. Toutes les réactions nucléaires impliquées dans la chaîne pp ont été observées en laboratoire à l'exception notable de la toute première réaction qui produit un noyau de deutérium. La probabilité pour qu'une collision entre deux noyaux d'hydrogène aboutisse à leur fusion est extrêmement faible. Un millier de milliards (un billion : 1012) de collisions sont nécessaires avant que la réaction ne puisse se produire. Il n'y a pratiquement aucune chance que des expérimentateurs l'observent en laboratoire. 4 LA CHAÎNE PP ET LE PROBLÈME DES NEUTRINOS SOLAIRES À partir des réactions nucléaires impliquées dans la chaîne pp, on peut déterminer une estimation théorique du flux de neutrinos solaires. Menée dans les années soixante, la première expérience de détection des neutrinos solaires conduite par le physicien américain Raymond Davis à l'aide de détecteurs radiochimiques placés dans une mine du Dakota profonde de 1 500 m a enregistré 4 fois moins de neutrinos au cours des années 1970-1988 que la théorie ne le laissait prévoir. De nouvelles expériences de détection (GALLEX en Italie et BAKSTAN dans le Caucase) sont menées au cours des années quatre-vingt-dix pour tenter de mesurer le flux de neutrinos solaires émis dans une gamme d'énergie différente de l'expérience réalisée par Davis. Ce désaccord entre théorie et expérience n'est pour l'instant pas résolu. Il pourrait résulter soit d'hypothèses incorrectes sur le taux des réactions nucléaires se déroulant au coeur du Soleil, soit d'une connaissance trop partielle des propriétés fondamentales de ces particules élémentaires que sont les neutrinos ; ainsi, il n'est toujours pas clairement établi si les neutrinos ont une masse nulle ou pas. Les expériences menées à la fin du XXe siècle devraient permettre de trancher entre les deux explications possibles. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.