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PARTIE DE BILLARD AU COEUR DU SOLEIL

 

Au coeur du Soleil règne une écrasante densité due à la force d'attraction générée par l'énorme masse de notre étoile. Cette densité est tellement importante qu'elle oblige les atomes à fusionner selon le schéma suivant :

Illustration tirée du logiciel "Apprendre avec Redshift"

Mais entrons dans le détail de cette partie de billard thermo-nucléaire dont nous distinguerons les différentes étapes :

  • première étape : 2 atomes d'hydrogène H1 entrent en collision pour former un atome de deutérium H2. Dans ce processus, l'un des protons du noyau de l'hydrogène se transmute en un neutron d'une part, et en émettant, d'autre part un positron e+ et un neutrino.
  • deuxième étape : le positron trouve rapidement un électron libre e- avec lequel il va entrer en collision. Durant cette collision, les deux petites particules vont s'annihiler en émettant un photon gamma hautement énergétique. Il s'agit là de la première explosion d'énergie qui suit le démarrage des réactions de fusion thermo-nucléaires. Quant au neutrino, il va s'éloigner à la vitesse de la lumière. L'un des grands enjeux de l'astrophysique solaire moderne est justement de comprendre ce que deviennent ces neutrinos fabriqués au coeur du Soleil
  • troisième étape : l'atome de deutérium fabriqué lors de la première étpae de la fusion thermo-nucléaire va à son tour entrer en collision avec un autre atome d'hydrogène H1. Cette nouvelle collision va donner naissance à un atome bizarre, l'hélium He3 dont le noyau est formé de 2 protons et d'un seul neutron. La naissance de l'atome de He3 émet un nouveau rayon gamma
  • quatrième étape : cette nouvelle étape voit la collision et la fusion de deux atomes de He3. De celle-ci va naître un atome d'hélium stable, le He4, ainsi que deux atomes d'hydrogène H1

Pour résumer toute cette réaction en chaîne a mis en jeu un total de 6 atomes d'hydrogène H1. Au fil des transmutations et collisions, cette réaction a finalement libéré 2 atomes d'hydrogène, 1 atome d'hélium, 2 neutrinos et 4 photons gamma hautement énergétiques.

Illustration tirée du logiciel "Apprendre avec Redshift"

L'équation d'Einstein E = MC² est ainsi respectée, les atomes d'hydrogène manquants ayant été convertis en énergie sous forme de photons gamma.

Illustration tirée du logiciel "Apprendre avec Redshift"

Mais que vont donc devenir les photons gamma émis ? Ces photons vont interagir avec le milieu ambiant qu'ils vont rencontrer au fur et à mesure de leur déplacements au sein du Soleil. La longueur d'onde de ces photons va alors se modifier en raison de la "perte" d'énergie du photon incident qui en cède une partie à l'atome avec lequel il a interagi. Ce dernier voit son niveau d'énergie augmenté de l'exacte quantité égale à la différence entre l'énergie du photon incident et celle du photon réémis. Ce n'est donc que le nombre de "rencontres" que fera le photon gamma (ou plutôt, lui et ses descendants) qui déterminera la longueur d'onde du dernier de la descendance au moment ou celui-ci quittera la photosphère du Soleil.

Statistiquement ce nombre de rencontres serait identique si tous les photons partaient du même endroit, mais d'une part, le noyaux où naissent les photons géniteurs les plus anciens n'est pas un point et, d'autre part, la masse du Soleil tend à lisser le niveau moyen d'énergie par l'homogénéisation de la température. L'étalement des points de départ se retrouve dans l'étalement des longueurs d'onde à la sortie avec un resserrement autour d'une longueur d'onde préférentielle à une température homogène de surface (lieux des derniers échanges), aux accidents de surface près.

Le spectre solaire : schéma tiré du logiciel "Apprendre avec Redshift"

La variation de densité du milieu traversé, si elle n'a pas d'incidence sur les longueurs d'onde, joue tout de même un rôle clef dans cette affaire. L'interaction d'un photon avec un atome avec réémission d'un autre photon n'a pas grand chose à voir avec une partie de boules de billard. Quand la boule de billard frappe la bande, l'angle réfléchi est égal à l'angle d'incidence. Au niveau de la "géométrie quantique", la partie est bien plus drôle : si l'on peut connaître l'angle de percussion du photon sur l'atome qui passait par là, le malin qui peut dire la direction qui sera prise par le photon réémis n'est pas encore né... Le photon réémis prendra la tangente en fonction de la position précise qu'occupait l'électron qui va changer d'orbite avec la différence d'énergie prélevée au photon incident à ce moment. C'est-à-dire qu'il peut prendre n'importe quelle autre direction, y compris celle qu'avait le photon incident, auquel cas il va revenir dans la direction d'où il venait !

En toute logique, ces photons devraient osciller éternellement autour d'un point moyen qui serait leur lieu de naissance originelle, et sans jamais trouver la sortie ... ce qui serait bien embêtant, car nous serions alors plongés dans le noir si aucun photon ne pouvait s'échapper du Soleil... C'est là que la densité du milieu intervient. Puisque les atomes sont plus espacés les uns des autres en s'éloignant du centre du Soleil, chaque parcours de photon en direction de l'extérieur sera plus long, en distance, qu'un parcours vers l'intérieur, avant qu'il ne se fasse absorber par une nouvelle rencontre avec un atome de gaz. Les segments du parcours vers l'extérieur étant statistiquement plus longs que les segments vers l'intérieur, le dernier de notre dynastie de photons finira par se retrouver dehors.

Shéma Ph Ledoux / ASCT-astronomie

Ce raccourci ne tient pas compte d'un mécanisme induit qui génère une très grande quantité de photons paresseux : à chaque échange, nous n'avons parlé que du héros, le vigoureux photon, et de son fils qui devenait le héros de l'épisode suivant. Mais l'atome rencontré par le photon-père a vu augmenter son niveau d'énergie lors de cette rencontre. De rencontres en rencontres, l'atome finit par saturer ! Ses électrons vont se trouver dans un état de grande instabilité. Le seul moyen pour cet atome de retrouver un équilibre consiste à lâcher du lest en émettant un photon dont le niveau d'énergie correspond au trop plein d'énergie perçu lors de ses collisions avec les photons en provenance du coeur du Soleil. Bien évidemment, ce trop plein d'énergie reste relativement modeste et, comparé aux photons gamma provenant du noyau solaire, ce photon émis est peu énergétique, et présente donc une longueur d'onde relativement longue. Ainsi, les courbes de luminosité des étoiles, dont le Soleil, ne sont pas symétriques autour de la longueur d'onde préférentielle, mais s'étale largement du côté des photons les plus flemmards : ondes radio, ondes infra-rouges, ce qui nous permet de bénéficier de la chaleur de notre étoile

Illustration tirée du logiciel "Apprendre avec Redshift"
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