1. Fusion d'hydrogène: Au fond d'une étoile de séquence principale, l'immense pression et la température créent un environnement où les atomes d'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'univers, peuvent surmonter leur répulsion électrostatique et fusible.
2. chaîne de proton-proton: La réaction de fusion la plus courante dans des étoiles comme notre soleil est la chaîne de proton-proton. Voici comment cela fonctionne:
* Étape 1: Deux protons (noyaux d'hydrogène) entrent en collision et fusionnent, formant un noyau de deutérium (un proton, un neutron), libérant un positron (électron antimatter) et un neutrino.
* Étape 2: Le noyau du deutérium fusionne ensuite avec un autre proton, créant un noyau d'hélium-3 (deux protons, un neutron) et libérant un rayon gamma (un photon à haute énergie).
* Étape 3: Deux noyaux d'hélium-3 fusionnent ensuite pour produire un noyau d'hélium-4 (deux protons, deux neutrons) et libérant deux protons.
3. Libération d'énergie: La masse totale du noyau d'hélium résultant est légèrement inférieure à la masse combinée des quatre protons qui sont entrés dans la réaction. Cette différence de masse est convertie en énergie selon la célèbre équation d'Einstein, E =MC², où E est l'énergie, m est la masse et C est la vitesse de la lumière. Cette énergie est libérée sous forme de lumière et de chaleur, alimentant l'étoile.
En substance, les principales étoiles de séquence sont des fours nucléaires géants, convertissant l'hydrogène en hélium et libérant d'énormes quantités d'énergie dans le processus. Ce processus est la raison pour laquelle les étoiles brillent et fournissent l'énergie qui soutient la vie sur terre.
Remarque importante: Les réactions spécifiques et la libération d'énergie peuvent varier légèrement en fonction de la masse et de la température de l'étoile. Cependant, le principe fondamental de la fusion d'hydrogène reste le même.
