La fusion nucléaire est la pierre angulaire des étoiles et un processus important pour comprendre comment l'univers fonctionne. Le processus est ce qui alimente notre propre soleil, et est donc la source racine de toute l'énergie sur Terre. Par exemple, notre nourriture est basée sur la consommation de plantes ou de manger des choses qui mangent des plantes, et les plantes utilisent la lumière du soleil pour faire de la nourriture. De plus, pratiquement tout dans notre corps est fabriqué à partir d'éléments qui n'existeraient pas sans fusion nucléaire.

Comment commence la fusion?

La fusion est une étape qui se produit pendant la formation des étoiles. Cela commence dans l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. Ces nuages ​​peuvent s'étendre sur plusieurs douzaines d'années-lumière cubiques et contenir de grandes quantités de matière. À mesure que la gravité écrase le nuage, elle se décompose en morceaux plus petits, chacun centré autour d'une concentration de matière. Au fur et à mesure que ces concentrations augmentent en masse, la gravitation correspondante et ainsi le processus entier s'accélère, l'effondrement créant lui-même de l'énergie thermique. Finalement, ces pièces se condensent sous la chaleur et la pression en sphères gazeuses appelées protostars. Si un protostar ne concentre pas suffisamment de masse, il n'atteint jamais la pression et la chaleur nécessaires à la fusion nucléaire et devient une naine brune. L'énergie qui émerge de la fusion qui se produit au centre atteint un état d'équilibre avec le poids de la matière de l'étoile, empêchant l'effondrement, même dans les étoiles supermassives.

Fusion stellaire

La plupart de ce qui fait une étoile est de l'hydrogène gazeux, avec de l'hélium et un mélange d'oligo-éléments. L'énorme pression et la chaleur du cœur du Soleil suffisent à provoquer la fusion de l'hydrogène. La fusion de l'hydrogène entremêle deux atomes d'hydrogène, ce qui entraîne la création d'un atome d'hélium, de neutrons libres et d'une grande quantité d'énergie. C'est le processus qui crée toute l'énergie libérée par le Soleil, y compris toute la chaleur, la lumière visible et les rayons UV qui atteignent finalement la Terre. L'hydrogène n'est pas le seul élément qui peut être fusionné de cette manière, mais les éléments plus lourds nécessitent des quantités successives de pression et de chaleur.

Dépassement de l'hydrogène

Finalement, les étoiles commencent à manquer l'hydrogène qui fournit le combustible de base et le plus efficace pour la fusion nucléaire. Lorsque cela se produit, l'énergie ascendante qui maintenait l'équilibre empêchait la poursuite de la condensation des sputters étoiles, provoquant une nouvelle étape de l'effondrement stellaire. Lorsque l'effondrement met une pression suffisante et plus forte sur le noyau, un nouveau cycle de fusion est possible, cette fois en brûlant l'élément le plus lourd de l'hélium. Les étoiles avec une masse de moins de la moitié de notre propre soleil n'ont pas les moyens de fusionner l'hélium et de devenir des naines rouges.
Fusion continue: étoiles moyennes
Quand une étoile commence à fusionner de l'hélium dans le ciel noyau, la production d'énergie augmente par rapport à celle de l'hydrogène. Cette plus grande sortie pousse les couches externes de l'étoile plus loin, augmentant sa taille. Ironiquement, ces couches extérieures sont maintenant assez loin de l'endroit où la fusion a lieu pour refroidir un peu, en les faisant passer du jaune au rouge. Ces étoiles deviennent des géantes rouges. La fusion de l'hélium est relativement instable et les fluctuations de température peuvent provoquer des pulsations. Il crée du carbone et de l'oxygène en tant que sous-produits. Ces pulsations ont le potentiel de souffler les couches externes de l'étoile dans une explosion de nova. Une nova peut à son tour créer une nébuleuse planétaire. Le noyau stellaire restant se refroidira progressivement et formera une naine blanche. C'est la fin probable pour notre propre Soleil.
Fusion continue: Big Stars
Les plus grandes étoiles ont plus de masse, ce qui signifie que lorsque l'hélium est épuisé, elles peuvent avoir un nouveau cycle d'effondrement. et produire la pression pour commencer un nouveau cycle de fusion, créant des éléments encore plus lourds. Cela peut potentiellement continuer jusqu'à ce que le fer soit atteint. Le fer est l'élément qui divise les éléments qui peuvent produire de l'énergie en fusion à partir de ceux qui absorbent l'énergie dans la fusion: le fer absorbe un peu d'énergie dans sa création. Maintenant, la fusion est drainante, plutôt que de créer de l'énergie, bien que le processus soit inégal (la fusion du fer ne se fera pas universellement dans le noyau). La même instabilité de fusion dans les étoiles supermassives peut les faire éjecter leurs coquilles externes d'une manière similaire aux étoiles régulières, avec le résultat étant appelé une supernova.

Stardust

Une considération importante dans la mécanique stellaire est que toute la matière dans l'univers plus lourd que l'hydrogène est le résultat de la fusion nucléaire. Des éléments vraiment lourds, tels que l'or, le plomb ou l'uranium, ne peuvent être créés que par des explosions de supernova. Par conséquent, toutes les substances que nous connaissons sur Terre sont des composés construits à partir des débris d'une mort stellaire passée.