Une étoile typique commence par un mince nuage de gaz hydrogène qui, sous la force de la gravité, s'accumule en une énorme sphère dense. Quand la nouvelle étoile atteint une certaine taille, un processus appelé fusion nucléaire s'enflamme, générant la vaste énergie de l'étoile. Le processus de fusion force les atomes d'hydrogène ensemble, en les transformant en éléments plus lourds tels que l'hélium, le carbone et l'oxygène. Quand l'étoile meurt après des millions ou des milliards d'années, elle peut libérer des éléments plus lourds tels que l'or.

TL, DR (Trop long, pas lu) Fusion nucléaire, le processus qui La fusion nucléaire est le processus au cours duquel les noyaux atomiques sont forcés ensemble sous une chaleur et une pression énormes. pour créer des noyaux plus lourds. Parce que ces noyaux portent tous une charge électrique positive, et comme les charges se repoussent, la fusion ne peut avoir lieu que lorsque ces forces énormes sont présentes. La température au cœur du soleil, par exemple, est d'environ 15 millions de degrés Celsius (27 millions de degrés Fahrenheit), et sa pression est 250 milliards de fois supérieure à celle de l'atmosphère terrestre. Le processus libère d'énormes quantités d'énergie - dix fois celle de la fission nucléaire, et dix millions de fois plus que les réactions chimiques.

Evolution d'une étoile

À un certain point, une étoile va ont épuisé tout l'hydrogène dans son noyau, tout ayant été transformé en hélium. À ce stade, les couches externes de l'étoile se développeront pour former ce que l'on appelle un géant rouge. La fusion de l'hydrogène est maintenant concentrée sur la couche de coquille autour du noyau et, plus tard, la fusion de l'hélium se produira lorsque l'étoile commencera à rétrécir à nouveau et deviendra plus chaude. Le carbone est le résultat de la fusion nucléaire entre trois atomes d'hélium. Quand un quatrième atome d'hélium rejoint le mélange, la réaction produit de l'oxygène.

Production d'éléments

Seules les plus grandes étoiles peuvent produire des éléments plus lourds. C'est parce que ces étoiles peuvent augmenter leurs températures plus élevées que les étoiles plus petites comme notre Soleil. Une fois l'hydrogène consommé dans ces étoiles, ils subissent une série de combustions nucléaires en fonction des types d'éléments produits, par exemple, le néon, la combustion du carbone, la combustion de l'oxygène ou la combustion du silicium. En brûlant du carbone, l'élément passe par la fusion nucléaire pour produire du néon, du sodium, de l'oxygène et du magnésium. Quand le néon brûle, il fusionne et produit du magnésium et de l'oxygène. L'oxygène, à son tour, donne du silicium et les autres éléments trouvés entre le soufre et le magnésium dans le tableau périodique. Ces éléments, à leur tour, produisent ceux qui sont proches du fer sur le tableau périodique - le cobalt, le manganèse et le ruthénium. Le fer et d'autres éléments plus légers sont ensuite produits par des réactions de fusion continues par les éléments susmentionnés. La désintégration radioactive des isotopes instables se produit également. Une fois le fer formé, la fusion nucléaire dans le noyau de l'étoile s'arrête.

Sortir avec un Bang

Des étoiles un peu plus grandes que notre soleil explose quand elles manquent d'énergie au fin de leur vie. Les énergies libérées dans ce moment fugace éclipsent celle de toute la vie de l'étoile. Ces explosions ont l'énergie nécessaire pour créer des éléments plus lourds que le fer, y compris l'uranium, le plomb et le platine.