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Energie du soleil



Le soleil : une source d’énergie quasi inépuisable

Pourquoi le soleil brille-t-il ? Et depuis si longtemps ?

Le soleil s’est formé à partir d’un nuage de matière stellaire principalement composé d’hydrogène, l’élément atomique le plus répandu dans l’univers et dont le noyau se réduit à un proton. En se contractant sous l’effet de l’attraction due à la gravitation, ce nuage s’est échauffé jusqu’à ce que s’allument les réactions nucléaires d’où le soleil tire son énergie, dont une partie rayonne sous forme de lumière et de chaleur.

La réaction nucléaire dont le Soleil tire son énergie est la réaction de fusion de deux protons en un noyau de deutérium. Elle utilise l'hydrogène comme combustible. Cette réaction libère environ 2 millions d’électronvolts à comparer aux quelques électronvolts dégagés par la combustion d’un atome de carbone d’une poussière de charbon ou d’une goutte d’essence. Pour que la réaction s’allume, il faut que des protons (noyaux d’hydrogène) entrent en contact ce qui n’est possible qu’à des températures supérieures au million de degrés.

Le soleil tire donc son énergie d’un phénomène très proche de la radioactivité. Le noyau de deutérium résultant de la fusion de deux protons est composé d’un proton et d’un neutron. Un des deux protons s’est transformé en neutron. La transformation d’un proton en neutron fait intervenir les forces nucléaires qui sont à l’origine de la radioactivité bêta, que les physiciens appellent forces faibles.

Sans le concours de ces forces faibles, cette transformation serait impossible. Deux protons, même au contact, sont incapables de fusionner car ils se repoussent. Toutefois, chacun des deux protons a la faculté de se transformer transitoirement en un neutron en émettant une particule appelée boson W. Ce boson W est généralement immédiatement réabsorbé, le neutron redevenant proton. Exceptionnellement, il arrive que l'éphémère W trouve le temps de se désintégrer en un positron et un neutrino. Le neutron ne redevient plus proton. Il peut alors fusionner alors avec l'autre proton pour former un noyau de deutérium.

Les forces faibles actives dans le soleil
Les 3 étapes de la réaction de fusion de deux protons entrant en contact en un noyau de deutérium accompagné par un positron et un neutrino :1) Un des deux protons se transforme durant un temps très bref en neutron et boson W ; 2) Au lieu d'être réabsorbé le W se désintègre en positron et un neutrino ; 3) A côté de ces deux corpuscules, le proton et le neutron se lient en un noyau de deutérium.
IN2P3

Cette réaction de fusion (appelée primordiale) ne libère pas seulement 2 MeV d'énergie. Elle n'est pas seulement à l'origine de la chaleur du soleil. Les forces faibles jouent un autre rôle très important dans les étoiles : elles générent des neutrons. Les neutrons qui sont instables en dehors des noyaux sont en effet pratiquement absents des nuages de gaz stellaires contrairement aux protons. Sans eux, les atomes de tous les éléments qui nous entourent ne pourraient se former. Les neutrons du deutérium servent à produire des noyaux d'hélium par d’autres réactions de fusion, puis plus tard des noyaux essentiels à la vie comme le carbone et l'oxygène.

Le soleil à petit feu ...

Le soleil brille depuis 4,5 milliards d’années et devrait briller encore six milliards d'années avant d’épuiser son hydrogène. Il se serait effondré depuis longtemps, si la pression des rayonnements qu’il émet n'avait pas contrecarré l’effet des forces de gravitation.

Pourquoi le soleil brille-t-il depuis si longtemps ? Le concours de circonstances qui aboutit à la fusion de l'hydrogène est très difficile à réaliser. Seule une infime fraction des collisions entre protons se termine par une fusion, du fait que les protons se repoussent électriquement et que les forces qui transforment un proton en neutron sont faibles. Le soleil vit à un rythme très lent. Pour notre plus grand bien, l'astre solaire consomme sa réserve de protons avec parcimonie.