Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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10 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Bien qu'elles nous paraissent éternelles, les étoiles naissent, vivent et meurent. Dès sa naissance dans les nuages moléculaires interstellaires, la masse du nouvel astre détermine son destin : durée de vie, couleur et devenir final. Durant leur vie « adulte », les étoiles se comportent comme d'immenses réacteurs thermonucléaires « brûlant » de l'hydrogène pour synthétiser des éléments chimiques plus lourds, jusqu'au fer pour les plus massives. Objets en rotation, sièges de courants de convection, arborant pour la plupart une intense activité magnétique, les étoiles mènent une existence agitée. Les étoiles moyennes et petites finissent leur vie comme des naines blanches. Les plus grosses s’effondrent en une gigantesque débauche d’énergie, produisant des supernovae avant de se transformer en étoiles à neutrons ou en trous noirs. Ces explosions disséminent leurs couches extérieures. Paradoxalement, c’est donc lors de leur mort que les étoiles fécondent l’espace interstellaire en éléments nouveaux. Comprendre le scénario de leur naissance et l'origine de leur masse, c'est donc approcher l'origine de la composition de l'Univers. Les étoiles ensemencent l’Univers Source de la vie sur Terre, longtemps divinisé, le Soleil est devenu ces dernières années un véritable laboratoire de physique. Les scientifiques l’auscultent pour mieux comprendre l’évolution des étoiles, mais aussi le comportement des plasmas denses. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 Les enseignements du Soleil Le Soleil est sans doute une étoile « banale ». Sa proximité lui confère cependant un statut particulier : celui de laboratoire de physique stellaire et de plasmas denses. Il est maintenant étudié comme une étoile magnétique en interaction avec la Terre. SoHO (ESA-NASA)
I l y a un siècle, personne ne savait ce qu’était une étoile. Étant donné ce qu’ils connaissaient de la masse et de la composition du Soleil, les scientifiques pensaient que sa température interne atteignait 15 millions de degrés, et sa densité plus de cent fois celle du solide. Des conditions totalement inaccessibles sur Terre. Toutefois la thermodynamique des gaz et la gravité conduisaient à une durée de vie de quelques millions d’années seulement pour notre étoile, contre quelques milliards d’années pour la Terre ! Ce n’est qu’avec l’avènement de la physique nucléaire – qui s’intéresse aux noyaux des atomes, à leurs constituants et leurs interactions – qu’a été découverte la source d’énergie interne qui compense l’effet inévitable de la gravité. Le Soleil et l’atome Très vite, ce domaine fascinant a fait progresser notre compréhension des étoiles. Les réactions nucléaires, qui transforment des noyaux légers en noyaux plus lourds, constituent donc la source d’énergie manquante. En ce qui concerne le Soleil, il s’agit essentiellement de la fusion de noyaux d’hydrogène (le plus simple de tous les noyaux puisqu’il ne com prend qu’un proton) pour donner de l'hélium (le plus petit des autres : deux protons et deux neutrons). Le premier à relier ce monde de l’infiniment petit à celui de l’infini grand, en 1920, fut l’astrophysicien anglais Arthur Eddington. En 1929, les physiciens britannique Robert d’Escourt Atkinson et allemand Friedrich Houterman publient un article conjoint, expliquant qu’aux températures régnant au centre des étoiles, les atomes sont généralement dépouillés de tous leurs électrons, et donc chargés positivement. Il se forme alors un plasma, sorte de « soupe » constituée d’ions positifs et d’électrons libres négatifs. La température, donc l’agitation, y est telle que deux charges électriques de même signe, au lieu de se repousser comme dans le monde ordinaire, peuvent surmonter la barrière coulombienne pour interagir. À la même époque, George Gamow, un physicien d’origine ukrainienne, montre que cette interaction requiert une énergie supérieure à l’énergie thermique. C’est pourquoi seul un petit nombre de protons est concerné. En effet, en moyenne, une seule réaction/cm 3 a lieu chaque année, par 40 milliards de protons présents dans cette surface. Cette « rareté » explique la longévité de l’astre. Il faut en effet environ 10 milliards d’années pour transformer près de la moitié de la masse du Soleil d’hydrogène en hélium. Autre enseignement essentiel : cette interaction, dite faible, remet en cause l’idée que le proton et le neutron sont des particules fondamentales puisque l’un se transforme en l’autre. Elle nécessite l’intervention d’une nouvelle particule imaginée par l’Autrichien Wolfgang Pauli en 1930, le neutrino, dont la masse n’est toujours pas connue. Après cette phase de transformation d’hydrogène en hélium, le cœur du Soleil va se contracter et sa température centrale augmenter. Elle sera alors suffisante pour que les noyaux d’hélium surmontent la barrière coulombienne (2,5 fois plus forte que dans le cas de l’hydrogène) et interagissent à leur tour. George Gamow, connu pour sa participation à la théorie du big bang, a joué un rôle crucial dans la compréhension des réactions nucléaires intervenant dans les étoiles. Il a démontré qu’à cause de la répulsion coulombienne, elles ne peuvent avoir lieu que si les vitesses relatives des réactants sont très élevées. Ainsi la réaction protonproton, base de la transformation d'hydrogène en hélium (4 p + 2 e - 4 He + 2 ν e + 27 MeV), se produit-elle à 5 keV et non pas à 1,3 keV (correspondant aux 15 millions de degrés régnant au cœur du Soleil). C’est pourquoi elles sont plus rares que prévu, ce qui explique la longévité du Soleil. De la théorie à l’expérience Pendant longtemps, ces résultats sont restés purement théoriques car impossibles à tester au laboratoire. Il fallait donc les confronter à la réalité en « sondant » le Soleil lui-même. C’est devenu possible très récemment, avec le lancement en 1995 du satellite SoHO (Solar and Heliospheric Observatory), placé au point de Lagrange L1. Il emporte une douzaine d’instruments, dont GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies) et MDI (Michelson Doppler Imager), deux appareils de mesures héliosismiques – ils observent la propagation des ondes acoustiques au sein de l’astre, les « tremblements de Soleil » en quelque sorte. Leurs données, confrontées au CEA avec des modèles numériques de l’étoile, ont confirmé des prévisions comme la distribution maxwellienne (1) des vitesses des particules. Elles ont également permis de déterminer avec une précision de 1% la probabilité d’interaction entre deux protons. Cette valeur était jusque-là estimée théoriquement, en s’appuyant sur la durée de vie du neutron. (1) Distribution maxwellienne : les particules n’ont pas toutes la même vitesse mais des vitesses réparties aléatoirement autour d’une moyenne. University of Colorado CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 11



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