Comment brille une étoile : le Soleil, une centrale à fusion de 4,6 milliards d'années

Au cœur du Soleil, à 15 millions de degrés, des noyaux d'hydrogène fusionnent pour former de l'hélium. La lumière qui en naît met des dizaines de milliers d'années à s'échapper, puis huit minutes à nous parvenir.

Le Soleil brille depuis environ 4,6 milliards d'années, et de façon presque constante. Aucun feu ordinaire n'en serait capable : un astre de cette masse qui brûlerait comme du charbon se serait éteint depuis longtemps. Il a fallu attendre le XXe siècle, la relativité d'Einstein et la physique quantique pour comprendre d'où vient cette énergie. La réponse tient en un mot : la fusion nucléaire.

Un cœur comprimé et brûlant

Le Soleil est une immense boule de gaz, surtout de l'hydrogène, qui pèse plus de 330 000 fois la masse de la Terre. Sous ce poids, la matière du centre est formidablement comprimée. Selon la NASA, le cœur, épais d'environ 138 000 km, atteint une densité de 150 grammes par centimètre cube, huit fois celle de l'or, et une température d'environ 15 millions de degrés.

À une telle température, les atomes n'existent plus comme tels : les électrons sont arrachés, et les noyaux d'hydrogène, de simples protons, filent dans tous les sens. Normalement, deux protons se repoussent, car ils portent tous deux une charge électrique positive. Mais au cœur du Soleil, ils se percutent si vite et si souvent que, de temps en temps, ils parviennent à s'approcher assez pour que la force nucléaire, plus puissante à très courte distance, les lie. Il faut pour cela un coup de pouce de la physique quantique, l'effet tunnel, qui permet à une particule de franchir une barrière qu'elle ne pourrait pas passer selon la physique classique.

La chaîne proton-proton

Dans une étoile comme le Soleil, la plus grande partie de l'énergie vient d'une suite de réactions appelée chaîne proton-proton. En simplifiant :

deux protons fusionnent ; l'un se transforme en neutron, et l'on obtient un noyau de deutérium, une forme lourde de l'hydrogène, en émettant au passage un positon et un neutrino ;
le deutérium capture un autre proton et devient de l'hélium 3 ;
deux noyaux d'hélium 3 se rencontrent et donnent un noyau d'hélium 4, en libérant deux protons.

Au bilan, quatre protons sont devenus un noyau d'hélium. Or l'hélium formé pèse un peu moins lourd que les quatre protons de départ : environ 0,7 % de la masse a disparu. Elle s'est transformée en énergie, selon la célèbre relation d'Einstein E = mc^2. Comme la vitesse de la lumière c est immense, une perte de masse infime libère une énergie colossale.

La première étape est extraordinairement lente : un proton donné attend en moyenne des milliards d'années avant de fusionner. C'est une chance. Si la réaction était plus rapide, le Soleil aurait brûlé son hydrogène en peu de temps. Grâce à cette lenteur, il devrait briller encore environ 5 milliards d'années avant de devenir une naine blanche. Le physicien Hans Bethe a décrit en 1939 les réactions de fusion qui alimentent les étoiles, travail qui lui a valu le prix Nobel de physique.

Un long voyage vers la surface

L'énergie produite au cœur ne sort pas directement. Elle est d'abord transportée par la lumière à travers la zone radiative, une région si dense que chaque photon est absorbé et réémis d'innombrables fois, dans des directions au hasard. C'est une marche d'ivrogne. La NASA estime qu'il faut environ 170 000 ans à l'énergie pour aller du cœur jusqu'au sommet de la zone de convection ; les estimations publiées varient assez largement selon les modèles et les hypothèses, mais toutes se comptent en dizaines de milliers d'années au moins.

Plus haut, dans la zone de convection, le gaz chaud monte et le gaz refroidi redescend, comme l'eau dans une casserole. L'énergie atteint enfin la surface visible, la photosphère, à environ 5 500 °C, d'où la lumière s'échappe librement. Il lui faut alors un peu plus de huit minutes pour arriver jusqu'à nous. Seuls les neutrinos, qui ne réagissent presque pas avec la matière, traversent le Soleil d'un trait : les détecter sur Terre, c'est voir le cœur de l'étoile presque en direct.

Et sur Terre ?

Les chercheurs qui veulent produire de l'électricité par fusion ne peuvent pas copier la recette du Soleil. Ils n'ont ni sa gravité écrasante, ni des milliards d'années devant eux : la chaîne proton-proton est bien trop lente pour une centrale. On choisit donc des réactions plus faciles, comme la fusion du deutérium et du tritium, et l'on compense l'absence de pression par une température encore plus haute. Le plasma du réacteur expérimental ITER, en construction en Provence, devra atteindre 150 millions de degrés, dix fois la température du cœur du Soleil. D'autres voies explorent des réactions qui produisent moins de neutrons, comme la fusion d'un proton et d'un noyau de bore, utile pour des réacteurs embarqués demandant moins de blindage (voir la marche D-NRG-03).

Le Soleil reste un laboratoire inépuisable. Ses vibrations, ses taches et ses neutrinos permettent d'affiner les modèles de l'intérieur des étoiles, et donc de mieux comprendre leurs voisines. Les deux soleils d'Alpha du Centaure, proches du nôtre par la taille, brûlent eux aussi leur hydrogène : mesurer leur âge et leur activité dira beaucoup des planètes qui pourraient les accompagner.