Fusion nucleaire hydrogene

[invited6675bf5]

Bonjour,

Suivant cette article :
http://www.dil.univ-mrs.fr/~gispert/...artie/nucl.php

hydgrogene + hydrogene -> helium mais l'helium se desagrege presque immediatement pour redonner 2 protons(hydrogene).

Quelqu'un peut expliquer pourquoi? En effet, l'helium est un gaz rare tres stable, non? Et on en trouve et peut en produire.

Et si la probabilite de la reaction hydrogene+hydrogene est de 14 millards d'annees(quasiment l'age de l'univers), comment le soleil peut-il exister?(il a environ 4,5 milliards d'annees, pourquoi y'a-t-il des reactions de fusions nucleaires ? J'ai un peu de mal a suivre(je suis novice...)

Merci a vous.
-----

[invite0336eb6e]

Bonjour,

Tu n'as pas lu assez attentivement la page que tu cites.
La fusion de deux hydrogènes en un noyau de'hélium 2 n'est effectivement pas durable, mais lis bien tout et tu verras que le produit final est de l'hélium 4 qui, lui, est stable.
Idem pour la probabilité de réalisation de la chaîne complète de réaction: la probabilité pour un atome d'hydrogène est d'une fois tout les 14 milliards d'années, mais il y a bien plus de 14 milliards d'atomes d'hydrogène dans le soleil.
C'est écrit dans le texte !

A+

[chez_bob]

je sort mon livre d'astrophysique et hop, réaction de la chaine proton-proton ( hey oui, hydrogène=proton, surtout lorsque ionisé)
donc cela se fait en 5 étape:

1er étape: H1+H1->He2 ( oups, He2 n'est pas viable, donc il y a désintégration B+)
2er étape He2-> H2 + positon + neutrino (processus B+) maintenant on a du H2, yahou..!
3ime étape: H2+h1->He3+ photon (yahou, un photon!)
4ieme étape: He3+He3-> Be6 (une petite désintégration alpha et on y est!)
5iem étape: Be6--> He4+ h1 + h1 (processus a (alpha))

[invited6675bf5]

Pourtant dans le tableau periodique des elements, il s'agit bien de l'helium 2, non? A moins que sous 15 millions de degres celui-ci deviennent instable.

Effectivement, j'avais pas pense a la probabilite de l'ensemble...

Vous avez un article sur le processus de demarrage d'une etoile? Par agregation d'hydrogene du fait de la gravitation? j'ai un peu de mal a voir que des molecules de gaz d'hydrogene s'attire par gravitation, se comprime jusqu'a chauffer et demarrer un processus de fusion thermonucleaire.

Merci.

[A voir en vidéo sur Futura]

[chez_bob]

Dans le tableau périodique, le chiffre dans le coin en haut a droite représente le numéraux atomique, en fait le nombre de protons, mais il peut exister plusieur isotope d'un même atome, certain son stable, d'autre non. Dans le cas de l'hydrogène, l'istope ayant 2 neutrons est le moin stable, le plus stable étant le 4 neutrons. Je crois que la masse indiquer pour l'atome est une masse moyenne, et non la masse en comptant autant de neutrons que de protons.
ya se site qui vulgarise : http://www.astronomes.com/
Il faut savoir qu'au début, les atomes se repousse fortement, il ne s'attire pas, mais si la gravité est assez forte pour rapproché les noyau suffisamment, alors le cap de la repulsion est franchie, et la il s'attirent fortement et fusionnent.
Tout cela vien de la force nucléaire (rappelle, il y a 4 forces dans l'univers qui fait bougé les objets : -la gravité, électro-magnétique, nucléaire (forte et faible),
La force nucléaire est dure à visualisé, car nous n'en faisons pas l'expérience dans la vie de tout les jour.

[mach3]

Dans le cas de l'hydrogène, l'istope ayant 2 neutrons est le moin stable, le plus stable étant le 4 neutrons.

euh non pas vraiment... 4 neutrons ça fait de l'hydrogène 5 et ça c'est pas stable du tout...
Pour l'hydrogène (1 proton), on connait principalement 3 isotopes. L'hydrogène 1 (pas de neutrons), l'hydrogène 2 ou deutérium (1 neutron) et l'hydrogène 3 ou tritium (2 neutrons). Le deux premiers sont stables, le troisième est instable et se désintègre assez lentement en Hélium 3, ce qui nous amène aux isotopes de l'hélium (2 protons).
L'hélium 3 qui est stable mais pas très fréquent (1 neutron), l'hélium 4 (2 neutrons) qui est stable et très courant.
Il y en a d'autres, on peut d'ailleurs retrouver toutes les informations sur ces isotopes dans plein de sites web, comme ici par exemple ou là.

Je crois que la masse indiquer pour l'atome est une masse moyenne, et non la masse en comptant autant de neutrons que de protons.

oui, c'est exact, il ne faut pas confondre la masse atomique moyenne figurant sur un tableau périodique avec les masses exactes des isotopes. La première est utile au chimiste car il lui permet d'estimer le nombre d'atomes présent dans une masse donnée de l’élément en sachant que sa répartition isotopique est celle qu'on rencontre naturellement. La deuxième est la masse exacte de l'isotope, qui compte la masse des nucléons plus les termes d'interactions nucléaires, donc utile au physicien nucléaire. Dans le cas particulier où un seul isotope stable est connu (le bérylium ou l'arsenic par exemple) ces deux masses sont égales.

m@ch3

[invited6675bf5]

Bonjour a tous,

En fait, je n'avais pas fait tres attention au tableau periodique, avec une masse atomique superieur a 4u, il s'agit bien de l'isotope Helium 4 et non l'Helium tout court. Ca vient du fait que dans le langage courant on parle d'Helium alors qu'il faudrait dire Helium 4(je pense, ca prete a confusion...en tout cas pour moi)

Merci a vous.

Savez-vous quelque chose sur le processus de demarrage de la fusion thermonucleaire d'une Etoile(notre Soleil par exemple) ?

[Gilgamesh]

Savez-vous quelque chose sur le processus de demarrage de la fusion thermonucleaire d'une Etoile(notre Soleil par exemple) ?

La condition de fusion est ce qu'on appelle la "fenêtre de Gamow" (Gamow window). Pour un noyau donné cela dépend de la densité et surtout de la température.

Tu as des particules chargées (dans la chaîne active au coeur des étoiles situées sur leur séquence principale : des protons) dont la vitesse est distribuée selon la loi de Maxwell Boltzmann.

Exemple de distributions des vitesses avec la température :
image009.jpg

La proportion de particules ayant une vitesse relative v et donc une énergie E = mv²/2 est proportionnelle conformément à cette distribution de Maxwell Boltzmann à :



avec k la constante de Maxwell Boltzmann et T la température.

C'est la courbe en rouge dans le schéma ci dessous.

Du fait qu'elles sont chargées, elles subissent une répulsion dite coulombienne (les charges positives se repoussent). L'énergie nécessaire pour vaincre cette barrière est le produit de leurs charges divisé par la distance qui les séparent à la fin du mouvement, soit pour deux protons :



avec :

E_Co l'énergie de la barrière coulombienne
e : la charge élémentaire
r₀ de l'ordre du fermi 10^-15 m. Pour que deux protons fusionnent il faut en effet qu'ils s'approchent à une distance inférieure au rayon d'action de l'interaction forte, qui est précisément de l'ordre du diamètre du proton.

Soit E_Co ~ 1 MeV. On rappelle qu'une énergie de 1 eV correspond à une température de l'ordre de 10⁴ K. Pour franchir la barrière coulombienne des protons, il faut donc une température de l'ordre de 10 milliards de K. La température du centre du Soleil est presque mille fois plus faible, l'énergie cinétique des particules est largement inférieure à ce qui serait nécessaire pour vaincre cette barrière.

Pour résoudre le problème il faut faire intervenir un effet quantique, l'effet tunnel : en mécanique quantique, une particule a une certaine probabilité de traverser une barrière de potentielle supérieure à son énergie cinétique. Cette probabilité est d'autant plus élevée que la vitesse relative v = √E est grande.




avec Eg l'énergie de Gamow. Dans le cas de deux protons :

soit 493 keV

avec :
m la masse du proton
c la vitesse de la lumière
alpha la constante de structure fine

C'est le facteur de Gamow, correspondant à la courbe bleue marquée 'cross section' (section efficace) dans la graphique ci-dessous.


La probabilité P pour la pénétration de la barrière par effet tunnel est le produit de ces probabilités P1 et P2



Cette courbe (en mauve dans le graphique ci-dessous) connait un pic aigu pour une énergie donnée, la fenêtre de Gamow.

reactionP.gif

Plus l'énergie d'une particule est élevée, plus elle a des chances de franchir le tunnel, mais moins il y en a. Les particules qui réagissent effectivement s'inscrivent dans une gamme de vitesse très étroite, et une fois rapprochées, il faut faire intervenir l'interaction faible (via un autre effet tunnel !) pour transformer un proton en neutron afin que puisse se former un noyau de deutérium (seul noyau stable à deux nucléons), phénomène auquel est associé une probabilité infime, ce qui fait que seule une très faible proportion des protons réagissent à chaque instant. Cela explique que la demi-vie du proton soit proche de 10¹⁰ ans au cœur du Soleil, alors que dans une réaction de fusion "normale", dans laquelle les particules ont l'énergie classique suffisante pour vaincre la barrière de potentielle, comme dans un bombe H, tout est consommé en quelques nanosecondes.

Dans le cœur du Soleil, à T ~ 15 MK et pour une densité centrale de 150, la puissance volumique des réactions nucléaires est de 276 W/m3, ce qui représente à peu près le quart de celle d'un être humain au repos...


Un cours, pour aller plus loin : Nuclear reactions in stars

a+

[invited6675bf5]

Merci Gigalmesh,


Saurais-tu comment se forment les etoiles? Le processus de demarrage de fusion thermonucleaire depend de la temperature. Il y a un processus cumulatif qui amene la temperature à 15 MK ?

[Gilgamesh]

Merci Gigalmesh,


Saurais-tu comment se forment les etoiles? Le processus de demarrage de fusion thermonucleaire depend de la temperature. Il y a un processus cumulatif qui amene la temperature à 15 MK ?

La température centrale T est fonction essentiellement de la pression P, qui se déduit quand à elle des équations hydrostatiques en partant de la masse M et du rayon R de l'astre (en supposant une densité homogène, en première approx).



avec G la cte de gravité

On applique ensuite la loi des gaz parfait pour avoir la température T correspondant à cette pression



avec :
k la cte de Boltzmann,
rho la densité centrale
m la masse du proton (le facteur 2 provient du fait que le gaz est constitué pour moitié de protons et d’électron. Pour bien faire faudrait compter les 25% d'hélium également)

Et on aboutie au bons ordres de grandeur T ~ 10⁷ K

a+

[invited6675bf5]

Ok

Merci Gigalmesh