III- La fusion thermonucléaire

 

1.      Rappel sur l’atome :

 

Protons charge + ; nombre: Z

Neutrons pas de charge; nombre: N

Total Z + N = A

 

Les électrons ont une charge - ; il y en a autant que de protons de charge +.

Le nom de l’atome est donné par le nombre de protons; le nombre des neutrons caractérise d’éventuels isotopes.

 Notation:

 

2.      Rappel sur la fusion

 La masse de l’atome = la masse de ses éléments + l’énergie de liaison (E=mc²)

 La température élevée fait que l’énergie cinétique est supérieure à l’énergie de liaison

 La fusion des noyaux: A + B à C + D avec conservation de la charge électrique

 Problème de la masse

 Cas 1:  m(A) + m(B) > m(C) + m(D): la différence produit un rayon gamma (jusqu’à Z =25).

 

      Cas 2 : m(A) + m(B) < m(C) + m(D): il n’y aura pas de production d’énergie mais consommation (pour Z >= 26 : le fer et au-delà).

 

 I-                La fusion dans les étoiles de la séquence principale : la chaîne proton-proton

 

p + p = deutérium + positron + neutrino + énergie (0,157 Mev)

 

 

Bilan d’énergie :

 Disponible : 26,204 Mev

 «Perdue »: 2 X 0,263 Mev, énergie des neutrinos qui s’échappent de l’étoile

 

II-              Pour les étoiles massive de la SP: le cycle CNO

 

Si T > 20 millions de K, on a :

 

 Les neutrinos emportent 1,71 Mev.

 Le carbone agit comme catalyseur: C à N à O

 Le carbone n’est présent que dans les étoiles de deuxième génération.

 

Voilà; c’est tout pour les étoiles de la séquence principale.

 

Que vont-elles devenir ?

 

Suite: construction des modèles d'évolution stellaire.