La surprenante raison quantique pour laquelle le Soleil brille

La Terre, telle que nous la connaissons, ne grouille de vie que grâce à l'influence de notre Soleil. Sa lumière et sa chaleur fournissent à chaque mètre carré de la Terre - lorsqu'il est en plein soleil - une puissance constante d'environ 1500 W, suffisante pour maintenir notre planète à une température confortable pour que l'eau liquide existe en permanence à sa surface. Tout comme les centaines de milliards d'étoiles de notre galaxie parmi les billions de galaxies de l'Univers, notre Soleil brille en permanence, ne variant que légèrement dans le temps.

Mais sans la physique quantique, le Soleil ne brillerait pas du tout. Même dans les conditions extrêmes rencontrées au cœur d'une étoile massive comme notre Soleil, les réactions nucléaires qui l'alimentent ne pourraient pas se produire sans les propriétés bizarres que notre Univers quantique exige. Heureusement, notre Univers est de nature quantique, permettant au Soleil et à toutes les autres étoiles de briller comme elles le font. Voici la science de la façon dont cela fonctionne.

La lumière des étoiles est la plus grande source d'énergie de l'Univers tout au long de son histoire de 13,8 milliards d'années, après le Big Bang chaud. Ces grandes et massives concentrations d'hydrogène et d'hélium se contractent sous leur propre gravité lorsqu'elles se forment pour la première fois, ce qui fait que leurs noyaux deviennent de plus en plus denses tout en se réchauffant. Finalement, un seuil critique est atteint - à des températures d'environ 4 millions de kelvin et des densités dépassant celle du plomb solide - où la fusion nucléaire commence dans le noyau de l'étoile.

Mais voici le casse-tête : vous pouvez déterminer exactement la quantité d'énergie que les particules du Soleil doivent avoir et calculer comment ces énergies sont distribuées. Vous pouvez calculer quels types de collisions se produisent entre les protons dans le noyau du Soleil et comparer cela avec la quantité d'énergie nécessaire pour amener réellement deux protons en contact physique l'un avec l'autre : surmonter la répulsion électrique entre eux.

Et quand vous faites vos calculs, vous arrivez à une conclusion choquante : il n'y a aucune collision qui s'y produit avec suffisamment d'énergie pour conduire à la fusion nucléaire. Zéro. Pas du tout.

À première vue, cela semblerait rendre la fusion nucléaire – et donc la capacité du Soleil à briller – complètement impossible. Et pourtant, sur la base de l'énergie que nous observons en provenance du Soleil, nous savons qu'il brille en fait.

Au plus profond du Soleil, dans les régions les plus profondes où la température varie entre 4 millions et 15 millions de kelvins, le noyau de quatre atomes d'hydrogène initiaux (c'est-à-dire des protons individuels) fusionnera dans une réaction en chaîne, avec le résultat final produisant un noyau d'hélium (constitué de deux protons et de deux neutrons), ainsi que la libération d'une quantité importante d'énergie.

Cette énergie est emportée sous la forme de neutrinos et de photons, et bien que les photons puissent passer plus de 100 000 ans avant d'atteindre la photosphère du Soleil et de rayonner dans l'espace, les neutrinos sortent du Soleil en quelques secondes seulement, là où nous avons été les détectant sur Terre depuis les années 1960.

Vous pourriez penser à ce scénario et être un peu perplexe, car il n'est pas évident de savoir comment l'énergie est libérée de ces réactions. Les neutrons, voyez-vous, sont légèrement plus massifs que les protons : d'environ 0,1 %. Lorsque vous fusionnez quatre protons dans un noyau contenant deux protons et deux neutrons, vous pourriez penser que la réaction nécessiterait de l'énergie au lieu d'en émettre.

Si toutes ces particules étaient libres et non liées, ce serait vrai. Mais lorsque les neutrons et les protons sont liés ensemble dans un noyau tel que l'hélium, ils finissent par être liés si étroitement qu'ils sont en fait beaucoup moins massifs que leurs constituants individuels non liés. Alors que deux neutrons ont environ 2 MeV (où un MeV est un million d'électron-volts, une mesure d'énergie) plus d'énergie que deux protons - via E = mc² d'Einstein - un noyau d'hélium est l'équivalent de 28 MeV plus léger que quatre protons non liés .

En d'autres termes, le processus de fusion nucléaire libère de l'énergie : environ 0,7 % des protons qui fusionnent sont convertis en énergie, transportée à la fois par les neutrinos et les photons.

On observe que le Soleil émet, sur toute sa surface, une puissance continue de 4 × 10²⁶ Watts. Cette quantité d'énergie se traduit par un nombre énorme de protons - quelque part plus de 10³⁸ d'entre eux - fusionnant dans cette réaction en chaîne à chaque seconde. Celle-ci est étalée sur un énorme volume d'espace, bien sûr, puisque l'intérieur du Soleil est énorme ; l'être humain moyen qui métabolise sa nourriture quotidienne produit plus d'énergie qu'un volume équivalent de taille humaine du Soleil.

Mais avec toutes ces réactions qui se produisent à l'intérieur du Soleil, vous pourriez commencer à vous demander à quel point ces réactions sont efficaces. En avons-nous vraiment assez pour générer toute la puissance créée par le Soleil ? Cela peut-il vraiment conduire à une production d'énergie aussi énorme et expliquer comment le Soleil brille ?

C'est une question complexe, et si vous commencez à y penser quantitativement, voici les chiffres auxquels vous arrivez.

Le Soleil est beaucoup plus grand et plus massif que tout ce que nous avons connu dans nos vies. Si vous deviez prendre la planète Terre entière et en aligner une série sur le diamètre du Soleil, il faudrait 109 Terres pour la traverser complètement. Si vous deviez prendre toute la masse contenue dans la planète Terre, vous devriez en accumuler plus de 300 000 pour égaler la masse de notre Soleil.

Au total, il y a environ 10⁵⁷ particules qui composent le Soleil, avec environ 10 % de ces particules présentes dans la région de fusion qui définit le noyau du Soleil. À l'intérieur du noyau, voici ce qui se passe :

Cela semble raisonnable, non ? Certes, étant donné le nombre énorme de collisions de protons qui se produisent, la vitesse à laquelle ils se déplacent et le fait que seule une infime fraction presque imperceptible d'entre eux aurait besoin de fusionner, cela pourrait être réalisable.

Alors on fait le calcul. Nous calculons, en fonction de la façon dont les particules se comportent et se déplacent lorsqu'elles sont nombreuses sous un ensemble donné d'énergies et de vitesses, combien de collisions proton-proton ont suffisamment d'énergie pour déclencher la fusion nucléaire dans ces réactions.

Pour y arriver, les deux protons doivent se rapprocher suffisamment pour se toucher physiquement, en surmontant le fait qu'ils ont tous les deux des charges électriques positives et que des charges similaires se repoussent.

Alors, combien des ~10⁵⁶ protons du noyau du Soleil, entrant en collision des milliards de fois par seconde, ont suffisamment d'énergie pour provoquer une réaction de fusion ?

Exactement zéro.

Et pourtant, d'une manière ou d'une autre, cela arrive. Non seulement la fusion nucléaire alimente avec succès le Soleil, mais des étoiles beaucoup moins massives – et avec des températures centrales bien inférieures – que les nôtres. L'hydrogène est converti en hélium; la fusion se produit; la lumière des étoiles est créée ; les planètes deviennent potentiellement habitables.

Alors quel est le secret ?

C'est l'endroit clé où la physique quantique entre en jeu. Au niveau subatomique, les noyaux atomiques ne se comportent pas réellement comme des particules seules, mais plutôt comme des ondes. Bien sûr, vous pouvez mesurer la taille physique d'un proton, mais cela rend sa quantité de mouvement intrinsèquement incertaine. Vous pouvez également mesurer la quantité de mouvement d'un proton - essentiellement ce que nous avons fait lorsque nous avons calculé sa vitesse - mais cela rend sa position plus intrinsèquement incertaine.

Chaque proton, au contraire, est une particule quantique, où son emplacement physique est mieux décrit par une fonction de probabilité qu'une position épinglée.

En raison de la nature quantique de ces protons, les fonctions d'onde de deux protons peuvent se chevaucher. Même les protons qui n'ont pas assez d'énergie pour surmonter la force électrique répulsive entre eux peuvent voir leurs fonctions d'onde se chevaucher, et ce chevauchement signifie qu'ils ont une probabilité finie de subir un effet tunnel quantique : où ils peuvent se retrouver dans un état lié plus stable que leur état initial libre.

Une fois que vous avez formé du deutérium à partir de deux protons - la partie dure - le reste de la réaction en chaîne peut se dérouler assez rapidement, conduisant à la formation d'hélium-4 en peu de temps.

Mais la probabilité de former du deutérium est très faible. En fait, pour toute interaction proton-proton particulière qui se produit dans le noyau du Soleil, pratiquement toutes auront le résultat le plus simple imaginable : leurs fonctions d'onde se chevauchent temporairement, puis elles cessent de se chevaucher, et tout ce que vous obtenez est deux protons, le même comme ce avec quoi vous avez commencé. Mais une très petite fraction du temps, environ 1 collision sur 10²⁸ (rappelez-vous ce nombre plus tôt ?), deux protons finissent par fusionner, créant un deutéron, ainsi qu'un positron et un neutrino, et peut-être aussi un photon.

Lorsque la fonction d'onde de deux protons dans le noyau du Soleil se chevauche, il n'y a qu'une infime chance qu'ils fassent autre chose que de redevenir deux protons. Les chances qu'ils fusionnent pour former un noyau de deutérium sont à peu près les mêmes que celles de gagner trois fois de suite à la loterie Powerball : astronomiquement petites. Et pourtant, il y a tellement de protons à l'intérieur du Soleil que cela se produit si souvent avec succès qu'il alimente non seulement notre Soleil, mais pratiquement toutes les étoiles de l'Univers.

Au cours des 4,5 derniers milliards d'années, cela s'est produit suffisamment de fois dans notre Soleil pour qu'il ait perdu environ la masse de Saturne en raison de la fusion nucléaire et de l'équation la plus célèbre d'Einstein : E = mc². S'il n'y avait pas la nature quantique de l'Univers, cependant, la fusion nucléaire ne se produirait pas du tout dans le Soleil, et la Terre serait simplement une roche froide et sans vie flottant dans les abysses de l'espace. C'est seulement à cause de l'incertitude inhérente à la position, à l'élan, à l'énergie et au temps que notre existence est possible. Sans la physique quantique, le Soleil ne pourrait pas briller. Dans un sens très réel, nous avons vraiment gagné la loterie cosmique.