Réaction triple alpha
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En astrophysique, la réaction triple alpha désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire convertissant trois particules
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
Le bilan énergétique net de cette réaction, appelée « triple
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 ; - 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 :
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 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, , 2e éd. (ISBN 978-0-8053-0348-3, LCCN 2006015396)
-
(en) « Live Chart of Nuclides: 8
4Be
4 », sur www-nds.iaea.org, AIEA, (consulté le ). - 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
- 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.