« Réaction triple alpha » : différence entre les versions

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En astrophysique, la réaction triple alpha désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire convertissant trois particules αあるふぁ (noyaux d'hélium 4) en noyau de carbone^[1]^,^[2].

Les étoiles âgées accumulent de l'hélium en leur cœur comme produit de la chaîne proton-proton. Alors que cet hélium s'accumule, il tend à fusionner avec d'autres noyaux d'hydrogène (protons) ou d'hélium (particules αあるふぁ) pour produire des nucléides très instables qui se désintègrent instantanément en noyaux plus petits. Lorsque l'hydrogène s'épuise, les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium ralentissent, d'où une baisse de la pression de radiation au cœur de l'étoile et donc contraction de celle-ci pour atteindre un nouvel équilibre hydrostatique : le cœur de l'étoile se comprime et s'échauffe pour atteindre environ 100 M K, accélérant la fusion des noyaux d'hélium de telle sorte qu'une concentration suffisante de béryllium 8 puisse être maintenue, malgré sa durée de demi-vie extrêmement brève, permettant la fusion d'un troisième noyau d'hélium pour donner du carbone 12, qui est stable :

4 2He	+ 4 2He	+ 91,8 keV	⟶ 8 4Be^[a] ⟶ 2 4 2He
8 4Be	+ 4 2He		⟶ 12 6C + 7,367 MeV

Le bilan énergétique net de cette réaction, appelée « triple αあるふぁ » puisqu'elle résulte en la fusion de trois particules αあるふぁ, est 7,275 MeV. La cinétique de cette réaction est très lente en raison de l'instabilité du béryllium 8 : c'est la raison pour laquelle le Big Bang n'a pas pu former de carbone, car la température de l'Univers a baissé bien trop rapidement pour ce faire.

La probabilité de fusion de trois noyaux d'hélium, a priori infime, est sensiblement accrue par deux faits successifs :

l'état fondamental du béryllium 8 a quasiment la même énergie que la somme de celles de deux particules αあるふぁ ;
le carbone 12 possède un état excité, connu sous le nom d'état de Hoyle, dont l'énergie est quasiment égale à la somme de celles d'un noyau d'hélium et d'un noyau de béryllium 8. L'existence de ce niveau résonnant, alors inconnu, fut prédit par Fred Hoyle en 1954 au cours de ses recherches sur la nucléosynthèse stellaire^[4]. Elle fut confirmée par des mesures ultérieures par William Fowler^[5].

Ces résonances augmentent considérablement la probabilité qu'une particule alpha se combine avec un noyau de béryllium 8 pour former un atome de carbone.

Le fait que l'abondance du carbone dépende ainsi de valeurs bien précises de niveaux énergétiques fut parfois avancé de façon très controversée comme une preuve du principe anthropique^[5]. La théorie que le carbone à l’intérieur des étoiles doit être synthétisé par l’intermédiaire de la réaction triple alpha, par fusion de noyaux d’hélium, provient de l'astrophysicien Edwin Salpeter au début des années 1950^[6].

Comme effet secondaire du processus, certains noyaux de carbone peuvent se fusionner avec des noyaux d'hélium additionnels en produisant un isotope stable d'oxygène avec libération d'énergie :

12
6C + 4
2He ⟶ 16
8O + 7,162 MeV.

L'étape suivante où l'oxygène se combine lui aussi avec une particule alpha pour former un atome de néon est plus difficile à cause des règles concernant le spin nucléaire. Ceci a pour conséquence que la nucléosynthèse stellaire produit de grande quantité de carbone et d'oxygène mais une partie seulement de ces éléments sont à leur tour convertis en néon et en éléments plus lourds. La fusion nucléaire produit de l'énergie seulement jusqu'au fer ; les éléments plus lourds sont créés lors de l'explosion de supernovas avec absorption d'énergie.

Notes et références[modifier | modifier le code]

↑ Le béryllium 8 est très instable et se désintègre par radioactivité αあるふぁ avec une demi-vie de l'ordre de 6,7 × 10⁻¹⁷ s^[3].

↑ Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble, Astrophysics Library, Springer, New York, 3rd edition
↑ (en) Ostlie, D.A. & Carroll, B.W. (trad. de l'italien), An Introduction to Modern Stellar Astrophysics, San Francisco, Addison Wesley, San Francisco, 2007, 2^e éd. (ISBN 978-0-8053-0348-3, LCCN 2006015396)
↑ (en) « Live Chart of Nuclides: 8
4Be
4 », sur www-nds.iaea.org, AIEA, 31 mars 2004 (consulté le 3 août 2021).
↑ Fred Hoyle, "On nuclear reactions occurring in very hot stars. I: The synthesis of elements from carbon to nickel",Astrophysical Journal, Supplement Series 1, 121-146",http://adsabs.harvard.edu/abs/1954ApJS....1..121H
↑ ^{a et b} Helge Kragh, When is a prediction anthropic? Fred Hoyle and the 7.65 MeV carbon resonance, http://philsci-archive.pitt.edu/5332/.
↑ http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/le-grand-astrophysicien-edwin-salpeter-est-decede_17502/ Contributions théoriques d'Edwin Salpeter, Futura-Sciences, 2 décembre 2008.

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Flash de l'hélium

[4] Le béryllium 8 est très instable et se désintègre par radioactivité αあるふぁ avec une demi-vie de l'ordre de 6,7 × 10⁻¹⁷ s^[3].

[Appenzeller-1] Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble, Astrophysics Library, Springer, New York, 3rd edition

[Ostlie-2] (en) Ostlie, D.A. & Carroll, B.W. (trad. de l'italien), An Introduction to Modern Stellar Astrophysics, San Francisco, Addison Wesley, San Francisco, 2007, 2^e éd. (ISBN 978-0-8053-0348-3, LCCN 2006015396)

[IAEA.Nuclides.Be-8-3] (en) « Live Chart of Nuclides: 8
4Be
4 », sur www-nds.iaea.org, AIEA, 31 mars 2004 (consulté le 3 août 2021).

[5] Fred Hoyle, "On nuclear reactions occurring in very hot stars. I: The synthesis of elements from carbon to nickel",Astrophysical Journal, Supplement Series 1, 121-146",http://adsabs.harvard.edu/abs/1954ApJS....1..121H

[philsci-archive.pitt.edu-6] {a et b} Helge Kragh, When is a prediction anthropic? Fred Hoyle and the 7.65 MeV carbon resonance, http://philsci-archive.pitt.edu/5332/.

[7] ttp://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/le-grand-astrophysicien-edwin-salpeter-est-decede_17502/ Contributions théoriques d'Edwin Salpeter, Futura-Sciences, 2 décembre 2008.

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-[[Image:Reaction-triple-alpha.svg|right|thumb|Vue schématique d'une réaction triple alpha]]
+[[Fichier:Triple-Alpha Process.svg|vignette|Vue schématique d'une réaction triple alpha.]]
-En [[astrophysique]], la '''réaction triple αあるふぁ''' désigne un ensemble de réactions de [[fusion nucléaire]] convertissant trois [[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]] en [[Noyau atomique|noyau]] de [[carbone]]<ref name="Appenzeller">
+En [[astrophysique]], la '''réaction triple alpha''' désigne un ensemble de réactions de [[fusion nucléaire]] convertissant trois [[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]] (noyaux d'{{lnobr|hélium 4}}) en [[Noyau atomique|noyau]] de [[carbone]]<ref name="Appenzeller">
-{{Ouvrage|langue=|prénom1=|nom1=|lien auteur1=|auteurs= Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble |titre= Astrophysics Library |sous-titre=|lien titre=|numéro d'édition=|lien éditeur=|éditeur= Springer, New York |lieu=|année= 3rd Edition |tome=|volume=|pages totales=|isbn=|passage=|lire en ligne=|consulté le=|id= ISBN }}
+{{Ouvrage|auteurs=Editors Appenzeller, Harwit, Kippenhahn, Strittmatter, & Trimble|titre=Astrophysics Library|éditeur=Springer, New York|année=3rd Edition|isbn=|id=ISBN}}
-</ref>{{,}}<ref name=" Ostlie" >
+</ref>{{,}}<ref name=" Ostlie">
-{{Ouvrage|langue= anglais |prénom1=|nom1=|lien auteur1=|auteurs= Ostlie, D.A. & Carroll, B.W. |titre= An Introduction to Modern Stellar Astrophysics |sous-titre=|lien titre=|numéro d'édition= 2 |lien éditeur=|éditeur= Addison Wesley, San Francisco |lieu= San Francisco |année= 2007 |tome=|volume=|pages totales=|isbn= 978-0-8053-0348-3 |lccn= 2006015396 |passage=|lire en ligne=|consulté le=|langue originale= italien }}
+{{Ouvrage|langue=en|langue originale=it|auteurs=Ostlie, D.A. & Carroll, B.W.|titre=An Introduction to Modern Stellar Astrophysics|lieu=San Francisco|éditeur=Addison Wesley, San Francisco|année=2007|numéro d'édition=2|isbn=978-0-8053-0348-3|lccn=2006015396}}
 </ref>.
-Les [[étoile]]s âgées accumulent de l'[[hélium]] en leur cœur comme produit de la [[chaîne proton-proton]]. Alors que cet hélium s'accumule, il tend à fusionner avec d'autres noyaux d'[[hydrogène]] ([[proton]]s) ou d'[[hélium]] ([[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]]) pour produire des [[nucléide]]s très instables qui se désintègrent instantanément en noyaux plus petits. Lorsque l'[[hydrogène]] est épuisé, les réactions de [[fusion nucléaire]] de l'[[hydrogène]] en [[hélium]] ralentissent, d'où une baisse de la [[pression de radiation]] au cœur de l'étoile et donc contraction de celle-ci pour atteindre un nouvel [[équilibre hydrostatique]] : le cœur de l'étoile se comprime et s'échauffe pour atteindre environ 100 [[Méga|M]][[Kelvin|K]], accélérant la fusion des noyaux d'hélium de telle sorte qu'une concentration suffisante de [[Béryllium|béryllium 8]] puisse être maintenue, malgré sa brève durée de vie, permettant la fusion d'un troisième noyau d'hélium pour donner du [[Carbone|carbone 12]], qui est stable :
+Les [[étoile]]s âgées accumulent de l'[[hélium]] en leur cœur comme produit de la [[chaîne proton-proton]]. Alors que cet hélium s'accumule, il tend à fusionner avec d'autres noyaux d'[[hydrogène]] ([[proton]]s) ou d'hélium ([[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]]) pour produire des [[nucléide]]s très instables qui se désintègrent instantanément en noyaux plus petits. Lorsque l'hydrogène s'épuise, les réactions de [[fusion nucléaire]] de l'hydrogène en hélium ralentissent, d'où une baisse de la [[pression de radiation]] au cœur de l'étoile et donc contraction de celle-ci pour atteindre un nouvel [[équilibre hydrostatique]] : le cœur de l'étoile se comprime et s'échauffe pour atteindre environ {{nobr|100 [[Méga|M]][[Kelvin|K]]}}, accélérant la fusion des noyaux d'hélium de telle sorte qu'une concentration suffisante de {{lnobr|Béryllium 8|béryllium 8}} puisse être maintenue, malgré sa durée de [[demi-vie]] extrêmement brève, permettant la fusion d'un troisième noyau d'hélium pour donner du {{lnobr|Carbone|carbone 12}}, qui est stable :
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+ | {{Nucléide|4|2|'''He'''|Hélium 4}} || + {{Nucléide|4|2|'''He'''|Hélium 4}} || + {{unité|91.8|keV}} || ⟶ {{Nucléide|8|4|'''Be'''|Béryllium 8}}{{Note|group=alpha|texte=Le [[béryllium 8]] est très instable et se [[Radioactivité|désintègre]] par [[radioactivité αあるふぁ]] avec une [[Période radioactive|demi-vie]] de l'ordre de {{unité|6.7 e-17 s}}<ref name="IAEA.Nuclides.Be-8">
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+ | consulté le = 3 août 2021
+}}.</ref>.}} ⟶ 2 {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}}
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+Le bilan énergétique net de cette réaction, appelée « triple αあるふぁ » puisqu'elle résulte en la fusion de trois [[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]], est {{unité|7,275 MeV}}. La [[Cinétique chimique|cinétique]] de cette réaction est très lente en raison de l'instabilité du {{nobr|béryllium 8}} : c'est la raison pour laquelle le [[Big Bang]] n'a pas pu former de [[carbone]], car la température de l'[[Univers]] a baissé bien trop rapidement pour ce faire.
-::<math>\mathrm{^4_2He+{}^4_2He+0,092\ MeV\to{}^8_4Be\ \xrightarrow[6,7\cdot10^{-17}\ s]{92\ keV}\ 2\ {}^4_2He}</math>
-::<math>\mathrm{^8_4Be+{}^4_2He\to{}^{12}_{\ 6}C+7,367\ MeV}</math>
-Le bilan énergétique net de cette réaction, appelée « triple αあるふぁ » puisqu'elle résulte en la fusion de trois [[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]], est 7,275 MeV. La [[Cinétique chimique|cinétique]] de cette réaction est très lente en raison de l'instabilité du [[Béryllium|béryllium 8]] : c'est la raison pour laquelle le [[Big Bang]] n'a pas pu former de [[carbone]], car la température de l'[[univers]] a baissé bien trop rapidement pour ce faire.
 La probabilité de fusion de trois noyaux d'hélium, ''a priori'' infime, est sensiblement accrue par deux faits successifs :
+* l'[[état fondamental]] du {{nobr|béryllium 8}} a quasiment la même énergie que la somme de celles de deux [[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]] ;
+* le {{nobr|carbone 12}} possède un [[état excité]], connu sous le nom d'[[état de Hoyle]], dont l'énergie est quasiment égale à la somme de celles d'un noyau d'hélium et d'un noyau de {{nobr|béryllium 8}}. L'existence de ce niveau résonnant, alors inconnu, fut prédit par [[Fred Hoyle]] en 1954 au cours de ses [[B²FH|recherches sur la nucléosynthèse]] stellaire<ref>Fred Hoyle, "On nuclear reactions occurring in very hot stars. I: The synthesis of elements from carbon to nickel",Astrophysical Journal, Supplement Series 1, 121-146",http://adsabs.harvard.edu/abs/1954ApJS....1..121H</ref>. Elle fut confirmée par des mesures ultérieures par [[William Fowler]]<ref name="philsci-archive.pitt.edu">[[Helge Kragh]], When is a prediction anthropic? Fred Hoyle and the 7.65 MeV carbon resonance, http://philsci-archive.pitt.edu/5332/.</ref>.
+Ces [[résonance]]s augmentent considérablement la [[probabilité]] qu'une particule alpha se combine avec un noyau de béryllium 8 pour former un atome de carbone.
-:* L'[[état fondamental]] du [[Béryllium|béryllium 8]] a quasiment la même énergie que la somme de celles de deux [[Particule αあるふぁ|particules αあるふぁ]]
+Le fait que l'abondance du carbone dépende ainsi de valeurs bien précises de niveaux énergétiques fut parfois avancé de façon très controversée comme une preuve du [[principe anthropique]]<ref name="philsci-archive.pitt.edu"/>. La théorie que le carbone à l’intérieur des étoiles doit être synthétisé par l’intermédiaire de la réaction triple alpha, par fusion de noyaux d’hélium, provient de l'astrophysicien [[Edwin Salpeter]] au début des années 1950<ref>http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/le-grand-astrophysicien-edwin-salpeter-est-decede_17502/ Contributions théoriques d'Edwin Salpeter, Futura-Sciences, 2 décembre 2008.</ref>.
-:* Le [[Carbone|carbone 12]] possède un [[état excité]] dont l'énergie est quasiment égale à la somme de celles d'un noyau d'[[hélium]] et d'un noyau de [[Béryllium|béryllium 8]].
+Comme effet secondaire du processus, certains noyaux de carbone peuvent se fusionner avec des noyaux d'hélium additionnels en produisant un [[isotope]] stable d'[[oxygène]] avec libération d'énergie :
-Ces [[résonance]]s augmentent considérablement la [[probabilité]] qu'une particule alpha se combine avec un noyau de béryllium-8 pour former un atome de carbone.
+:{{Nucléide|12|6|C|Carbone 12}} + {{Nucléide|4|2|He|Hélium 4}} ⟶ {{Nucléide|16|8|O|Oxygène 16}} + {{unité|7.162|MeV}}.
+L'étape suivante où l'[[oxygène]] se combine lui aussi avec une particule alpha pour former un atome de [[néon]] est plus difficile à cause des règles concernant le [[spin]] nucléaire. Ceci a pour conséquence que la [[nucléosynthèse stellaire]] produit de grande quantité de carbone et d'oxygène mais une partie seulement de ces [[élément chimique|éléments]] sont à leur tour convertis en néon et en éléments plus lourds. La fusion nucléaire produit de l'énergie seulement jusqu'au [[fer]] ; les éléments plus lourds sont créés lors de l'explosion de [[supernova]]s avec absorption d'énergie.
-Le fait que l'existence du carbone dépende ainsi que ces niveaux énergétiques aient exactement les bonnes valeurs fut avancé de façon très controversée par [[Fred Hoyle]] comme une preuve du [[principe anthropique]]. La théorie que le carbone à l’intérieur des étoiles doit être synthétisé par l’intermédiaire de la réaction triple alpha, par fusion de noyaux d’hélium, provient de l'astrophysicien [[Edwin Salpeter]] au début des [[années 1950]]<ref>http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/le-grand-astrophysicien-edwin-salpeter-est-decede_17502/ Contributions théoriques d'Edwin Salpeter, Futura-Sciences, 2 décembre 2008</ref>.
+== Notes et références ==
-Comme effet secondaire du processus, certains noyaux de carbone peuvent se fusionner avec des noyaux d'hélium additionnels en produisant un [[isotope]] stable d'[[oxygène]] avec libération d'énergie :
+{{Références|group=alpha}}
-::<math>\mathrm{^{12}_{\ 6}C+{}^4_2He\to{}^{16}_{\ 8}O+7,161\ MeV}</math>
+{{Références}}
-L'étape suivante où l'[[oxygène]] se combine lui aussi avec une particule alpha pour former un atome de [[néon]] est plus difficile à cause des règles concernant le [[spin]] nucléaire.
-Ceci a pour conséquence que la [[nucléosynthèse stellaire]] produit de grande quantité de carbone et d'oxygène mais une partie seulement de ces [[élément chimique|éléments]] sont à leur tour convertis en néon et en éléments plus lourds.
-La fusion nucléaire produit de l'énergie seulement jusqu'au [[fer]] ; les éléments plus lourds sont créés lors de l'explosion de [[supernova]]e avec absorption d'énergie.
+== Articles connexes ==
-==Notes et références==
+* [[Flash de l'hélium]]
-<references />
-{{Palette Processus nucléaires}}
+{{Palette|Processus nucléaires}}
+{{Portail|astronomie|physique|étoiles}}
-{{Portail|astronomie|physique}}
 {{DEFAULTSORT:Reaction triple alpha}}
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 [[Catégorie:Fusion nucléaire]]
 [[Catégorie:Carbone]]
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