Le périple de notre photon commence dans le Soleil. Pour lui, rien d'autre n'existe, et il est loin de se douter qu'il est au coeur d'une étoile, une parmi les 100 milliards qui composent une structure gigantesque appelée galaxie. Une galaxie parmi les milliards que contient l'Univers.

Mais notre photon n'en est pas vraiment un. Il n'existe pas à l'état définitif qu'il aura en quittant le Soleil. Il n'est pour l'instant qu'un rayon Gamma. Il est le résultat d'un violent accouplement entre deux protons, deux noyaux d'hydrogène : une réaction de fusion nucléaire. Comment ça marche? On va faire un peu de physique...

Au coeur du Soleil règne une température de 15 600 000°C et une pression entre 250 et 340 millions d'atmosphères (soit 250 à 340 millions de fois la pression atmosphérique à la surface de la Terre). Dans un tel environnement, les atomes bougent en tous sens extrêmement vite. Ils sont également compactés sous l'énorme pression. Ils arrivent ainsi à se télescoper. Les noyaux des atomes d'hydrogène du Soleil, composés d'un seul proton, fusionnent. Et cette fusion dégage de l'énergie.

Le schéma ci-dessus montre cette réaction de fusion. Les sphères vertes représentent les protons. En orange, c'est les neutrons, particules élémentaires neutres au niveau électrique. On voit donc que deux protons (deux noyaux d'hydrogène) fusionnent pour former un noyau de deutérium (forme d'hydrogène composé d'un proton et d'un neutron). Dans cette réaction naît également un neutrino (particule élémentaire électriquement neutre, à masse quasi nulle) représenté par une sphère jaune et un positon (particule inverse d'un électron, chargé positivement) en violet. Si on fait la somme des masses de chaque coté de l'équation, on observe que les éléments à droite sont au total plus légers que les deux protons originaux. La différence s'est changée en énergie, comme le prévoit la célèbre formule E=mc2. Par cette formule, la masse et l'énergie sont liées. Quand l'une disparaît, l'autre apparaît. L'énergie dégagée par la réaction de fusion est émise sous forme de rayons Gamma (la flèche jaune). Voila le foetus de notre photon.

Mais cette réaction de fusion ne s'arrête pas là. Le processus thermonucléaire se poursuit avec la fusion du noyau de deutérium avec un autre proton, comme l'illustre le schéma suivant:

Cette fois, deux noyaux d'hélium 3 fusionnent. Il en résulte un noyau d'hélium (dans sa forme "normale" avec deux protons et deux neutrons), et deux protons, complétés par une émission de rayon Gamma. On retrouve donc en fin de réaction deux nouveaux protons, qui peuvent initier un nouveau cycle de réaction de fusion. L'ensemble de ces trois réactions est appelé chaîne p-p, ou chaîne proton-proton. On part de deux protons, et on arrive a deux protons, avec production d'hélium et de rayons Gamma.

La chaîne p-p est la réaction qui fournit l'énergie au Soleil. La théorie de la chaîne p-p date de 1938, et elle est le fruit de Hans Bethe et de C.L. Critchfield. Auparavant, les savants se demandaient comment le Soleil pouvait émettre autant d'énergie. La conception religieuse de l'astre du jour avait éludé la question. Mais en 1627, les progrès scientifiques et intellectuels aidant, Gian Domenico Cassini calcule la distance de la Terre au Soleil. Il en déduit la taille de ce dernier, et son volume. Impossible à l'époque de concevoir qu'une boule de plus de un million de fois le volume de la Terre puisse fonctionner au charbon. Ou alors elle ne brillait que depuis quelques milliers d'années tout au plus. La détermination de l'âge de la Terre, plusieurs centaines de millions d'années, rendait cette explication définitivement caduque. En 1927, R. d'Escourt Atkinson et F.G. Houtermans pensèrent à la réaction de fusion nucléaire. Un peu plus tard, on pensa aux atomes d'hydrogène pour le carburant. Enfin en 1938 fut établie la théorie de la chaîne p-p.

Les rayons Gamma produits par les réactions au coeur du Soleil commencent à migrer vers la surface. Suivons-les...