Comment le Soleil brille-t-il si son cœur est trop froid pour la fusion ?

Il triche, grâce à un effet quantique appelé effet tunnel. Le Soleil brille en fusionnant des noyaux d'hydrogène, qui sont de simples protons, pour faire de l'hélium. Mais les protons sont tous chargés positivement et se repoussent, et pour fusionner ils doivent s'approcher assez pour se coller. Quand Arthur Eddington a proposé dans les années 1920 que le Soleil fonctionne ainsi, la température du cœur, proche de 15,7 millions de kelvins, semblait trop basse pour vaincre cette répulsion. La mécanique quantique a réglé le problème : l'onde d'un proton peut traverser par effet tunnel la barrière qu'il ne pourrait jamais franchir, si bien que la fusion se produit à une température plus basse que ne l'autorise la physique classique.

Même ainsi, c'est d'une lenteur stupéfiante. La première étape, deux protons qui deviennent du deutérium, demande aussi à la force nucléaire faible de changer un proton en neutron. Plus de 99,99 % des collisions de protons se soldent par un simple rebond, et un proton du cœur attend en moyenne 9 milliards d'années avant de fusionner. Ensuite, la chaîne s'emballe : le nouveau deutérium dure environ une seconde avant de devenir de l'hélium 3, qui dure environ 400 ans avant que se forme l'hélium 4.

Le gain vient du E = mc² d'Einstein. Le noyau d'hélium final pèse environ 0,7 % de moins que les quatre protons qui l'ont formé, et cette masse manquante devient de l'énergie : le Soleil transforme 4,26 milliards de kilos de masse en énergie chaque seconde. Pourtant, mètre cube par mètre cube, le centre du cœur ne produit qu'à peu près autant de puissance qu'un tas de compost. Le Soleil est brillant parce que son cœur est gigantesque.

Avant la fusion, l'énergie du Soleil était une vraie énigme. Lord Kelvin calculait que s'il brillait en se contractant lentement, il ne pouvait avoir qu'environ 20 millions d'années, et Charles Darwin se plaignait que ça laissait bien trop peu de temps à l'évolution.