1. Les ingrédients:
* Isotopes d'hydrogène: Les étoiles sont principalement composées d'hydrogène, l'élément le plus simple. Dans le cœur de l'étoile, il y a deux isotopes d'hydrogène:
* Protium (¹h): La forme d'hydrogène la plus courante, contenant un seul proton.
* deutérium (²h): Un isotope d'hydrogène plus lourd, contenant un proton et un neutron.
2. Le processus:
* Température et pression élevée: Au fond du noyau de l'étoile, l'immense pression gravitationnelle et la chaleur créent des conditions extrêmes.
* surmonter la barrière Coulomb: Les protons chargés positivement dans les noyaux d'hydrogène se repoussent en raison de la force électromagnétique. La chaleur extrême fournit suffisamment d'énergie pour surmonter cette répulsion, permettant aux noyaux de s'approcher suffisamment pour que la fusion se produise.
* réaction de fusion: Lorsque les protons fusionnent, ils forment le deutérium, libérant de l'énergie dans le processus. Ce deutérium peut ensuite fusionner avec un autre proton, formant l'hélium (⁴he) et libérer encore plus d'énergie.
La réaction de fusion la plus courante au soleil est:
4 ¹h → ⁴he + 2 e⁺ + 2 νe + 2γ
3. Libération d'énergie:
* Équivalence en énergie massive: La masse totale du noyau d'hélium produit est légèrement inférieure à la masse combinée des quatre noyaux d'hydrogène. Cette différence de masse est convertie en énergie, selon la célèbre équation d'Einstein E =MC².
* Transport d'énergie: Cette énergie est libérée sous forme de rayons gamma, qui sont absorbés et réémis par le plasma de l'étoile, atteignant finalement la surface de l'étoile et rayonnant dans l'espace sous forme de lumière et de chaleur.
en résumé:
La fusion nucléaire dans les étoiles est le processus de combinaison de noyaux plus légers (hydrogène) dans des noyaux plus lourds (hélium) sous une pression et une chaleur immenses. Ce processus libère d'énormes quantités d'énergie, ce qui fait briller les étoiles.
