Contenu
- TL; DR (Trop long; n'a pas lu)
- Fusion nucléaire: la grande pression
- Evolution d'une étoile
- Production d'élément
- Sortir avec un bang
Une étoile typique commence par un mince nuage d’hydrogène qui, sous l’effet de la gravité, s’unit en une énorme sphère dense. Lorsque la nouvelle étoile atteint une certaine taille, un processus appelé fusion nucléaire s'enflamme, générant une grande énergie aux étoiles. Le processus de fusion oblige les atomes d'hydrogène à se combiner, les transformant en éléments plus lourds tels que l'hélium, le carbone et l'oxygène. Lorsque l'étoile meurt après des millions voire des milliards d'années, elle peut libérer des éléments plus lourds tels que l'or.
TL; DR (Trop long; n'a pas lu)
La fusion nucléaire, le processus qui alimente chaque étoile, crée bon nombre des éléments qui composent notre univers.
Fusion nucléaire: la grande pression
La fusion nucléaire est le processus au cours duquel des noyaux atomiques sont forcés sous une chaleur et une pression énormes pour créer des noyaux plus lourds. Étant donné que ces noyaux portent tous une charge électrique positive et que 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 a une pression 250 milliards de fois supérieure à celle de l’atmosphère terrestre. Le processus libère d'énormes quantités d'énergie - dix fois plus que la fission nucléaire et dix millions de fois plus que les réactions chimiques.
Evolution d'une étoile
À un moment donné, une étoile aura épuisé tout l'hydrogène de son noyau, qui aurait été transformé en hélium. À ce stade, les couches extérieures de l'étoile vont s'étendre pour former ce qu'on appelle un géant rouge.La fusion de l'hydrogène est maintenant concentrée sur la couche de coque autour du noyau et, plus tard, une fusion de l'hélium se produira lorsque l'étoile commencera à se rétrécir à nouveau et à devenir plus chaude. Le carbone est le résultat de la fusion nucléaire entre trois atomes d’hélium. Lorsqu'un quatrième atome d'hélium se joint au mélange, la réaction produit de l'oxygène.
Production d'élément
Seules les plus grandes étoiles peuvent produire des éléments plus lourds. En effet, ces étoiles peuvent atteindre des températures supérieures à celles des étoiles plus petites, comme notre Soleil. Une fois que l'hydrogène est utilisé dans ces étoiles, elles subissent une série de combustion nucléaire en fonction des types d'éléments produits, par exemple, la combustion de néons, la combustion de carbone, la combustion d'oxygène ou la combustion de silicium. Lors de la combustion du carbone, l'élément passe par la fusion nucléaire pour donner du néon, du sodium, de l'oxygène et du magnésium.
Lorsque le néon brûle, il fusionne et produit du magnésium et de l'oxygène. L'oxygène, à son tour, donne le silicium et les autres éléments présents 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 - cobalt, manganèse et ruthénium. Le fer et d'autres éléments plus légers sont ensuite produits par des réactions de fusion continues par les éléments susmentionnés. Une désintégration radioactive d'isotopes instables se produit également. Une fois le fer formé, la fusion nucléaire au cœur de l’étoile s’arrête.
Sortir avec un bang
Des étoiles plus grandes que notre soleil explosent lorsqu'elles manquent d'énergie à la fin de leur vie. Les énergies libérées dans ce moment fugace nuisent à celle des étoiles toute leur vie. Ces explosions ont l’énergie nécessaire pour créer des éléments plus lourds que le fer, notamment l’uranium, le plomb et le platine.