1. Température et pression élevée:
- Le cœur d'une étoile de séquence principale est incroyablement chaud (des millions de degrés Celsius) et sous une immense pression en raison de la propre gravité de l'étoile.
2. Les noyaux atomiques entrent en collision:
- Ces conditions extrêmes font que les atomes d'hydrogène (protons) se déplacent à des vitesses incroyablement élevées. La chaleur et la pression intenses obligent ces protons à surmonter leur répulsion naturelle et à entrer en collision les uns avec les autres.
3. Réactions de fusion:
- Dans ces collisions, quatre noyaux d'hydrogène (protons) fusionnent pour former un noyau d'hélium. Ce processus est connu sous le nom de réaction en chaîne de proton-proton .
4. Libération d'énergie:
- Pendant la fusion, une petite quantité de masse est convertie en une énorme quantité d'énergie. Cette énergie est libérée sous la forme de:
- rayons gamma: Rayonnement électromagnétique à haute énergie.
- neutrinos: Les particules subatomiques qui interagissent faiblement avec la matière.
- énergie cinétique: Énergie du mouvement, qui chauffe le noyau et crée une pression extérieure.
5. Transport d'énergie:
- L'énergie produite dans le noyau se déplace vers l'extérieur à travers l'étoile via:
- Radiation: Les rayons gamma sont absorbés et réémis par les atomes, atteignant finalement la surface sous forme de lumière visible.
- Convection: Un matériau plus chaud et moins dense augmente, transportant de l'énergie vers l'extérieur.
6. Équilibre stellaire:
- La pression extérieure de la fusion équilibre l'attraction vers l'intérieur de la gravité, en maintenant la structure stable de l'étoile. C'est ce qu'on appelle l'équilibre hydrostatique.
La réaction en chaîne du proton-proton:
Ceci est le principal processus de fusion dans des étoiles comme notre soleil. Il s'agit de plusieurs étapes:
1. Deux protons entrent en collision: Un proton se transforme en neutron, libérant un positron (électron antimatter) et un neutrino.
2. Formation de deutérium: Le neutron et le proton restant se combinent pour former du deutérium (un isotope d'hydrogène avec un proton et un neutron).
3. Formation d'hélium-3: Le deutérium fusionne avec un autre proton pour former l'hélium-3 (deux protons et un neutron).
4. Formation d'hélium-4: Deux noyaux d'hélium-3 fusionnent pour former l'hélium-4 (deux protons et deux neutrons), libérant deux protons dans le processus.
Points clés:
* carburant: Les étoiles de séquence principale fusionnent principalement l'hydrogène dans l'hélium.
* Source d'énergie: L'énergie libérée de Fusion est ce qui alimente l'étoile et crée sa lumière et sa chaleur.
* durée de vie stellaire: La quantité de carburant d'hydrogène qu'une étoile a détermine sa durée de vie. Les étoiles plus grandes fusionnent l'hydrogène plus rapidement et ont une durée de vie plus courte.
