Chaîne proton-proton 63619 31603478 2008-07-15T17:46:34Z Zorrobot 179160 robot Ajoute: [[sv:Proton-protonkedjan]] La '''chaîne proton-proton''', aussi connue sous le nom de ''chaîne PP'' est l'une des deux réactions de [[fusion nucléaire]] par lesquelles les [[étoile]]s convertissent de l'[[hydrogène]] en [[hélium]] ; l'autre réaction étant le [[cycle carbone-azote-oxygène]]. La chaîne proton-proton est plus importante dans les étoiles de masse relativement faible, comme le [[Soleil]] ou moindre. {| width="300" align="right" | [[Image:Wpdms physics proton proton chain 1.png|300px|right|thumbnail|La réaction proton-proton, la première étape de la chaîne proton-proton. Deux protons fusionnent pour former un noyau de deutérium et l'émission d'un positron et d'un neutrino.]] |- | [[Image:Wpdms physics proton proton chain 2.png|300px|right|thumbnail|Dans la seconde étape, un autre proton fusionne avec le noyau de deutérium avec la formation d'un noyau d'hélium He³ et d'un photon gamma.]] |} == La chaîne proton-proton == La première étape implique la fusion de deux [[noyau atomique|noyaux]] d'hydrogène {{exp|1}}H, ou [[proton]]s en [[deutérium]] {{exp|2}}H avec émission d'un [[positron]], l'un des protons étant changé en [[neutron]], et d'un [[neutrino]]. Surmonter la répulsion électrostatique entre les deux noyaux d'hydrogène exige une grande quantité d'[[énergie]] et cette réaction prend en moyenne 10 milliards d'années pour s'accomplir. C'est à cause de la lenteur de cette réaction que le soleil brille toujours ; si elle était plus rapide, le soleil aurait épuisé son hydrogène il y a bien longtemps. Le nombre de neutrinos détectés en provenance du soleil est significativement en dessous de ce que les calculs théoriques prévoient pour la chaîne proton-proton ; c'est le [[problème des neutrinos solaires]]. Les observations des ondes de [[pression]] dans le Soleil, l'[[hélioséismologie]], ont indiqué que les pressions et les températures dans le soleil sont très proches des pressions et des températures prévues par la théorie ; ce qui tend à confirmer que notre compréhension de la chaîne de proton-proton est correcte. Ceci a mené des [[astrophysique|astrophysiciens]] à croire que le problème des neutrinos solaires provient du comportement inattendu des neutrinos après qu'ils sont produits. :{{exp|1}}H + {{exp|1}}H → {{exp|2}}H + e{{exp|+}} + [[neutrino|ν{{ind|e}}]] + {{formatnum:0.42}} [[électron-volt|MeV]] Le positron s'annihile immédiatement avec l'un des [[électron]]s d'un atome d'hydrogène et leur masse-énergie est évacuées sous forme de deux [[photon]]s [[rayon gamma|gamma]]. :e{{exp|+}} + e{{exp|-}} → 2[[rayon gamma|γ]] + {{formatnum:1.02}} MeV Après ceci, le deutérium produit lors de la première étape peut fusionner avec un nouveau noyau d'hydrogène pour produire un [[isotope]] de l'[[hélium]] {{exp|3}}He : :{{exp|2}}H + {{exp|1}}H → {{exp|3}}He + [[rayon gamma|γ]] + {{formatnum:5.49}} MeV Finalement, après des millions d'années, deux noyaux d'hélium {{exp|3}}He peuvent fusionner et produire l'isotope normal de l'hélium {{exp|4}}He ainsi que deux noyaux d'hydrogène qui peuvent commencer à nouveau la réaction de trois façons différentes appelées [[PP1]], [[PP2]] et [[PP3]] : === PP1 === :{{exp|3}}He +{{exp|3}}He → {{exp|4}}He + {{exp|1}}H + {{exp|1}}H + {{formatnum:12.86}} MeV La réaction totale PP1 produit une quantité nette d'énergie de {{formatnum:26.7}} MeV. La chaîne PP1 est dominante a des températures de 10-14 million [[kelvin]]. En dessous de 10 millions de kelvin, la chaîne PP ne produit pas beaucoup de {{exp|4}}He. === PP2 === {| border="0" |----- |        | {{exp|3}}He + {{exp|4}}He || → | {{exp|7}}Be + [[rayon gamma|γ]] |----- |        | {{exp|7}}Be + e{{exp|-}} || → | {{exp|7}}Li + [[neutrino|ν{{ind|e}}]] |----- |        | {{exp|7}}Li + {{exp|1}}H || → | {{exp|4}}He + {{exp|4}}He |} La chaîne PP2 est dominante à des températures de l'ordre 14-23 millions de kelvin. === PP3 === {| border="0" |----- |        | {{exp|3}}He + {{exp|4}}He || → | {{exp|7}}Be + [[rayon gamma|γ]] |----- |        | {{exp|7}}Be + {{exp|1}}H || → | {{exp|8}}B + γ |----- |        | {{exp|8}}B || → | {{exp|8}}Be + e{{exp|+}} + [[neutrino|ν{{ind|e}}]] |----- |        | {{exp|8}}Be || → | {{exp|4}}He + {{exp|4}}He |} La chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvin. Cette chaîne n'est pas la source principale d'énergie dans le Soleil, mais elle est très importante pour le problème des neutrinos solaires car elle génère les neutrinos les plus énergétiques. En général, la fusion proton-proton ne peut avoir lieu que si la température (l'[[énergie cinétique]]) des protons est assez élevée pour pouvoir surmonter leur répulsion coulombienne mutuelles. La théorie selon laquelle les réactions de la chaîne proton-proton sont le principe de base de production d'énergie des étoiles fut avancé par [[Arthur Eddington]] dans les [[années 1920]]. À cette époque, la température du Soleil était considérée comme trop faible pour surmonter la barrière coulombienne ; mais après le développement de la [[mécanique quantique]], on découvrit que l'[[effet tunnel]] permettait aux protons de franchir cette barrière à une température plus basse que celle prédite par la [[mécanique classique]]. == Voir aussi == * [[Réaction triple-alpha]] {{Palette Processus nucléaires}} {{Portail astronomie}} [[Catégorie:Nucléosynthèse]] [[ca:Cadena protó-protó]] [[de:Proton-Proton-Reaktion]] [[en:Proton-proton chain reaction]] [[es:Cadena protón-protón]] [[fi:Pp-ketju]] [[hu:Proton-proton ciklus]] [[id:Reaksi rantai proton-proton]] [[it:Catena protone-protone]] [[ja:陽子-陽子連鎖反応]] [[ko:양성자-양성자 연쇄 반응]] [[lt:Protonų ciklas]] [[nl:Proton-protoncyclus]] [[pl:Cykl protonowy]] [[pt:Cadeia próton-próton]] [[ru:Протон-протонный цикл]] [[sv:Proton-protonkedjan]] [[tr:Önelcik-önelcik zincirleme tepkimesi]] [[zh:質子-質子鏈反應]]