Bonjour,
J'ai bien peur que ma question ne soit pas très réfléchie (par moi je veux dire), mais ca me turlupine alors je me lance.
Le soleil est constitué d'hydrogène, et il est en fusion.
Or pour qu'une fusion soit possible, il faut de l'oxygène (enfin il me semble...).
Donc s'il y a de l'oxygène sur le Soleil, pourquoi n'y-t-il pas d'eau??
Parce-que s'il y avait de l'eau, la fusion finirait par s'arrêter non?
J'ai peur de dire n'importe quoi, si c'est le cas j'en suis vraiment désolée..
En fait c'est bon j'ai trouvé, c'est pcq c'est une fusion nucléaire donc pas besoin d'oxygène, c'est ca??
Voilà.
fusion de deux atomes d'hydrogène pour créer un atome d'hélium.
C'est la séquence principale du soleil qui dure ~9 milliards d'années.
Restons superficiel pour ne pas fâcher
4 atomes d'hydrogène, pas 2 !fusion de deux atomes d'hydrogène pour créer un atome d'hélium.
ba... suffit de compter le nombre de protons ...
Y en a 1 dans l'hydrogène, quelque soit l'isotope (par définition), et 2 dans l'hélium... donc c'est 2 pour 1.
Et donc, la fusion de DEUX atomes d'hydrogène donne UN atome d'hélium.
Et non pas 4 pour 1.
comme par exemple ici (deutérium / tritium)=>
Restons superficiel pour ne pas fâcher
Salut,
Calvert sait ce qu'il dit. Si tu prends 2 atomes d'hydrogène, tu as certes suffisamment de protons, mais pas suffisamment de neutrons. Il faut donc 4 atomes d'hydrogène et de la radioactivité béta. Sur le schéma que tu donnes, le deutérium et le tritium proviennent eux-mêmes de la fusions de noyaux d'hydrogène.
http://fr.wikipedia.org/wiki/Chaîne_proton-proton
Encore une victoire de Canard !
Interessant, on en apprend tout les jours !
Effectivement j'ai pris le cas du deutérium / tritum qui est employé dans les tentatives de création d'un réacteur a fusion.
je n'imaginais pas qu'il pouvait y avoir une telle différence avec ce qui se passe au sein du soleil !
Donc mea culpa.
Calvert aurait pu, cependant, en profiter pour se fendre d'une petite formule qui m'aurait de suite percuté ! (car c'est quand même très simple a comprendre, ces formules là, même pour un non matheux comme moi)
En tout cas, j'ai appris un truc intéressant là !
Que la réaction des "futures" centrales a fusion est quand même assez différente de ce qui se passe au coeur du soleil.
Je comprends mieux pourquoi deutérium / tritum est employé a la place de 1H, maintenant !
donc merci calvert et coin²
Restons superficiel pour ne pas fâcher
J'ai trouvé un shéma pour ça =>
On voit surtout que cette combinaison, qui part d'un simple noyau d'hydrogène (1H) est assez complexe, avant d'arriver a générer un noyau d'hélium4 !
Je ne savais pas que c'était si compliqué.
Merci pour ces explications qui m'ont donné envie d'en savoir plus.
Si je résume, au final, il faut donc 6 atomes d'1H pour finir par produire 1 noyaux d'hélium + deux protons (sans parler des rayonnement gamma et des émissions de positons au cours des phases successives).
Si je reprend avec des mots =>
1) d'abord fusion de deux 1H pour former un 2H (deutérium) avec émission d'un neutrino et d'un rayonnement gamma.
2) ensuite, fusion du deutérium avec un autre atome 1H, avec emission gamma pour former un atome d'hélium3
3) fusion de deux atomes d'hélium 3, avec emission de deux protons, pour former un atome d'hélium 4.
Est-ce la bonne séquence ?
Dernière modification par Carcharodon ; 23/04/2009 à 09h45.
Restons superficiel pour ne pas fâcher
Oui, c'est exactement ça ! Et pour les étoiles plus massives, l'hydrogène est brûlé suivant le cycle CNO, qui utilise le carbone, l'oxygène et l'azote comme catalyseur :
Cycle CNO
ha ba je ne m'attendais pas a une telle "découverte" sur ce topic ...
Au final, j'apprends "simplement" que la séquence principale d'une étoile de type solaire nécessite 5 fois plus d'étapes (5 combinaisons au lieu d'une) que ce que je ne croyais, pour aboutir a l'hélium 4 !
Qu'il faut donc 5 réactions de fusion la ou je pensais qu'il n'y en avait qu'une !
Je comprends tout a fait pourquoi tu disais 4 pour 1 maintenant.
Quand aux étoiles massives ... c'est TRES impressionnant !!!
Je connaissais le lien entre la force de gravitation et la lutte contre celui ci par les phénomènes de fusion (qui sont induit par l'effondrement), il prennent une forme véritablement titanesque au sein des géantes.
Merci pour toutes ces informations.
Restons superficiel pour ne pas fâcher
mais il devient quoi l'atome d'heluim ensuite ,
En fait c'est plus que ça...Envoyé par Carcharodon
La réaction proton - proton (aka chaine p-p) n'est pas une 'vraie' réaction de fusion, en fait. Une fusion "normale" ça se passe quand tu rapproches deux noyaux de disons, moins de 1 fermi (1e-15 m) et que l'interaction forte, comme un velcro surpuissant peut les retenir de ses petits bras musclés (très musclés mais très courts) ET que l'édifice ainsi formé est plus stable que l'état de départ, en additionnant l'interaction forte et la répulsion coulombienne.
Or l'édifice à deux protons (l'hélium 2) n'est pas stable. Il se désintègre en 10-20 s pour redonner deux protons.
Pour que ça "colle", il faut que dans ce très court intervalle temporel, un des deux protons ait la bonne idée de subir une décroissance bêta plus pour se transformer en neutron, en éjectant un positon (e+) et un neutrino électronique ve (pour équilibrer la charge "d'antiélectronicité" de e+). Or ce phénomène, purement stochastique, résulte d'un "courant chargé" (interaction faible) c'est à dire de l'émission par effet tunnel d'un boson W+. Un quark u du noyau se change en quark d ce qui transforme le proton en neutron. Le boson W+ étant un gros pépère (81 GeV) il se propage peu.
Ainsi, pour entamer la chaine p-p, il faut qu'un événement improbable ait lieu dans un intervalle temporel extrêmement bref.
Il en résulte que la demi-vie du proton dans le coeur du Soleil est de l'ordre de 14 milliards d'années... Grâce à cette course à la lenteur qui initie la chaine, les étoiles vivent a peu près ce que vivent les protons. Si la masse de W était seulement 10 fois plus faible, le Soleil aurait disparu avant l'apparition des mammifères : on va pas s'en plaindreMais du coup l'atome le plus courant de l'Univers est proprement inutilisable comme combustible :/. La réaction p-p ne peut même pas être observée en laboratoire...
Bilan de la première phase :
p + p -> pp (instable) -> pn (deuterium) + e+ + v (+1,44 MeV dans lequel on compte l'anihilation des positons - 0,26 MeV en moyenne, emporté par le neutrino, pour qui l'étoile est transparente)
En fait cette réaction en contient deux : soit un proton se désintègre par émission bêta à proximité d'un autre proton pour former un état lié, le deuton (un noyau de deuterium), un positon et un neutrino. C'est la réaction de base. Soit, mais beaucoup plus rarement (0,4% des cas) les deux proton fusionnent en absorbant un électron soit une réaction à 3 corps "la chaine p-e-p" aboutissant elle aussi à la production d'un deuton et d'un neutrino, sans émission de positon cette fois.
Bon, quoiqu'il en soit, il se forme un deuton D et les choses s'enchainent ensuite rapidement. Avec une demi-vie de 6 secondes le deuton absorbe un proton et forme du He3
p + pn -> ppn (=He3 ) + 1 photon (+ 5,49 MeV)
Puis, à leur rythme (900 000 ans) deux He3 vont fusionner pour produire de l'Hélium 4 de plusieurs manière
dans 85% des cas :
He3 + He3 -> He4 + 2 p (+12,86 MeV)
dans 15% des cas :
He3 + He4 -> Be 7
A ce Béryllium 7 il arrive plein de misères : il se désexcite en Lithium 7 par capture électronique puis, ce Li7, absorbant un proton, forme de l'He4.
Ou bien, très rarement (0,02% des cas), Be7 absorbe un proton pour former du bore 8 qui lui même se désintègre en 2 He4
Soit au total, de toutes les façons :
4p -> He4 + 2 photons + 2 e+ + 2v + 26,72 MeV - 0,52 MeV (ce qu'emportent les deux neutrinos)
a+
Dernière modification par Gilgamesh ; 23/04/2009 à 13h09.
Parcours Etranges
... ha ba ça c'est du complément !
Je ne sais pas quoi dire d'autre ...
Mon dieu que la vie du soleil est compliquée !!
J'ai appris un paquet de trucs aujourd'hui ...
merci a vous !
Fascinantes toutes ces interactions, processus, probabilités, durées mises en œuvre.
Depuis combien de temps a-t-on théorisé (car : La réaction p-p ne peut même pas être observée en laboratoire...) ce cycle p-p ?
Restons superficiel pour ne pas fâcher
Si je ne me trompe pas, c'est cet article là, du 23 juin 1938 :
Bethe, H. A.; Critchfield, C. L.
Physical Review, vol. 54, Issue 4, pp. 248-254
The probability of the astrophysically important reaction H+H=D+ɛ+ is calculated. For the probability of positron emission, Fermi's theory is used. The penetration of the protons through their mutual potential barrier, and the transition probability to the deuteron state, can be calculated exactly, using the known interaction between two protons. The energy evolution due to the reaction is about 2 ergs per gram per second under the conditions prevailing at the center of the sun (density 80, hydrogen content 35 percent by weight, temperature 2.107 degrees). This is almost but not quite sufficient to explain the observed average energy evolution of the sun (2 ergs/g sec.) because only a small part of the sun has high temperature and density. The reaction rate depends on the temperature approximately as T3.5 for temperatures around 2.107 degrees.
Parcours Etranges
ha ... au sortir de l'élaboration de la MQ (10 ans après quoi), déjà.
de toute façon celle-ci était indispensable, au vu de ta description, pour formaliser cette théorie.
Magnifique que ça ait été fait si tôt.
Très belle période pour la physique, entre 1915 et WWII, décidément.
je kiffe ce topic graaave
Restons superficiel pour ne pas fâcher
En complément, voici l'article "fondateur" de la nucléosynthèse stellaire en général (pas seulement la fusion de H, mais aussi les processus p, s, r, ...) : B2FH
Malheureusement, il n'est pas libre de droits... Cependant, certain d'entre vous avec une connexion de biblio universitaire pourraient être intéressés !
