À propos de la fusion nucléaire dans les étoiles

La fusion nucléaire est l'élément vital des étoiles et un processus important pour comprendre le fonctionnement de l'univers. Le processus est ce qui alimente notre propre Soleil et est donc la source principale de toute l'énergie sur Terre. Par exemple, notre alimentation est basée sur la consommation de plantes ou de choses qui mangent des plantes, et les plantes utilisent la lumière du soleil pour fabriquer de la nourriture. De plus, pratiquement tout dans notre corps est composé d'éléments qui n'existeraient pas sans la fusion nucléaire.

La fusion est une étape qui se produit pendant la formation des étoiles. Cela commence par l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. Ces nuages ​​peuvent s'étendre sur plusieurs dizaines d'années-lumière cubes d'espace et contenir de grandes quantités de matière. Au fur et à mesure que la gravité effondre le nuage, il se brise en petits morceaux, chacun centré autour d'une concentration de matière. À mesure que ces concentrations augmentent en masse, la gravitation correspondante et donc l'ensemble du processus s'accélèrent, l'effondrement lui-même créant de l'énergie thermique. Finalement, ces morceaux se condensent sous la chaleur et la pression en sphères gazeuses appelées protoétoiles. Si une protoétoile ne concentre pas assez de masse, elle n'atteint jamais la pression et la chaleur nécessaires à la fusion nucléaire et devient une naine brune. L'énergie s'élevant de la fusion qui a lieu au centre atteint un état d'équilibre avec le poids de la matière de l'étoile, empêchant un effondrement supplémentaire même dans les étoiles supermassives.

La majeure partie de ce qui compose une étoile est de l'hydrogène gazeux, ainsi qu'un peu d'hélium et un mélange d'oligo-éléments. La pression et la chaleur énormes dans le noyau du Soleil sont suffisantes pour provoquer la fusion de l'hydrogène. La fusion d'hydrogène rassemble deux atomes d'hydrogène, ce qui entraîne la création d'un atome d'hélium, de neutrons libres et d'une grande quantité d'énergie. C'est le processus qui crée toute l'énergie libérée par le Soleil, y compris toute la chaleur, la lumière visible et les rayons UV qui finissent par atteindre la Terre. L'hydrogène n'est pas le seul élément qui peut être fusionné de cette manière, mais les éléments plus lourds nécessitent des quantités successivement plus importantes de pression et de chaleur.

Finalement, les étoiles commencent à manquer d'hydrogène qui fournit le combustible de base et le plus efficace pour la fusion nucléaire. Lorsque cela se produit, l'énergie montante qui maintenait l'équilibre empêchait une nouvelle condensation de l'étoile de s'échapper, provoquant une nouvelle étape d'effondrement stellaire. Lorsque l'effondrement exerce une pression suffisante et plus importante sur le noyau, un nouveau cycle de fusion est possible, brûlant cette fois l'élément le plus lourd qu'est l'hélium. Les étoiles dont la masse est inférieure à la moitié de notre propre Soleil n'ont pas les moyens de fusionner l'hélium et deviennent des naines rouges.

Lorsqu'une étoile commence à fusionner de l'hélium dans le noyau, la production d'énergie augmente par rapport à celle de l'hydrogène. Cette plus grande sortie pousse les couches externes de l'étoile plus loin, augmentant sa taille. Ironiquement, ces couches externes sont maintenant suffisamment éloignées de l'endroit où la fusion a lieu pour se refroidir un peu, les faisant passer du jaune au rouge. Ces étoiles deviennent des géantes rouges. La fusion de l'hélium est relativement instable et les fluctuations de température peuvent provoquer des pulsations. Il crée du carbone et de l'oxygène comme sous-produits. Ces pulsations ont le potentiel de faire sauter les couches externes de l'étoile dans une explosion de nova. Une nova peut à son tour créer une nébuleuse planétaire. Le noyau stellaire restant se refroidira progressivement et formera une naine blanche. C'est la fin probable de notre propre Soleil.

Les étoiles plus grosses ont plus de masse, ce qui signifie que lorsque l'hélium est épuisé, elles peuvent avoir une nouvelle cycle d'effondrement et produire la pression pour commencer un nouveau cycle de fusion, créant encore plus lourd éléments. Cela peut potentiellement continuer jusqu'à ce que le fer soit atteint. Le fer est l'élément qui sépare les éléments qui peuvent produire de l'énergie en fusion de ceux qui absorbent l'énergie en fusion: le fer absorbe un peu d'énergie à sa création. Maintenant, la fusion draine, plutôt que de créer de l'énergie, bien que le processus soit inégal (la fusion du fer ne se déroulera pas universellement dans le noyau). La même instabilité de fusion dans les étoiles supermassives peut les amener à éjecter leurs enveloppes externes d'une manière similaire aux étoiles ordinaires, le résultat étant appelé une supernova.

Une considération importante en mécanique stellaire est que toute matière dans l'univers plus lourde que l'hydrogène est le résultat de la fusion nucléaire. Les éléments vraiment lourds, tels que l'or, le plomb ou l'uranium, ne peuvent être créés que par des explosions de supernova. Par conséquent, toutes les substances que nous connaissons sur Terre sont des composés construits à partir des débris d'une disparition stellaire passée.