Bonjour mes très chers amis @futurasciences.
J'ai une préoccupation concernant ce qui se passe exactement dans le soleil.
Certains disent que le soleil est une géante bombe à fission.
1. OK, mais pourquoi ne s'est-il jamais consummé depuis lors ?
2. Une bombe à fission peut-elle persister si longtemps ?
3. Quelle est la nature exacte du soleil et que se passe-t-il exactement dans son sein ?
En tout cas, je vous suis très gré de votre intervention.
Merci d'avance.
à ce que j'en sais , c'est de la FUSION...
mais laissons les spécialistes
toutefois un tour sur gogol...
https://fr.wikipedia.org/wiki/Fusion..._astrophysique
Bonjour,
ce n'est pas de la fission qui se produit dans le coeur du Soleil ou d'une autre étoile mais de la fusion. Des noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner de l'hélium et au cours de cette fusion il y a une perte de masse convertie en énergie (E=mc2).
Chaque seconde, pour le Soleil, ce sont 600 millions de tonnes d'hydrogène qui fusionnent pour donner de l'hélium. La perte de masse est de l'ordre de 4,2 millions de tonnes ce qui permet de calculer l'énergie produite chaque seconde avec la formule précédente.
Il y a suffisamment d'hydrogène dans le coeur du Soleil pour permettre un fonctionnement sur plusieurs milliards d'années.
On trouve facilement sur le net toutes les réactions qui ont lieu dans le coeur des étoiles.
D'une certaine manière le Soleil est une "bombe à hydrogène", mais contrôlée !
Une étoile est une grosse boule de gaz.Envoyé par diasoluyalu
J'ai une préoccupation concernant ce qui se passe exactement dans le soleil.
Certains disent que le soleil est une géante bombe à fission.
1. OK, mais pourquoi ne s'est-il jamais consummé depuis lors ?
2. Une bombe à fission peut-elle persister si longtemps ?
3. Quelle est la nature exacte du soleil et que se passe-t-il exactement dans son sein ?
En tout cas, je vous suis très gré de votre intervention.
Sa composition s'exprime souvent par les trois lettres XYZ.
X est la fraction massique d'hydrogène
Y est la fraction massique d'hélium
Z est la fraction massique de tout le reste. On nomme aussi cette fraction la métallicité de l'étoile.
Pour le Soleil
X=0,73
Y=0,25
Z=0,02
Maintenant diasoluyalu pose une excellente question : si c'est une géante bombe à fission (en fait fusion), pourquoi c'est pas déjà fini ?
La réponse tient en deux points :
1) déjà, ce n'est pas la fusion qui explique la température de l'étoile,
2) ensuite ce n'est pas exactement une bombe à hydrogène, ça ne fonctionne pas selon le même principe.
Commençons par le point 1, c'est vraiment un point fondamental à comprendre en astrophysique stellaire : c'est le seul fait d'être massive qui va chauffer cette grosse boule de gaz. Une étoile est chaude parce qu'elle est massive et non à cause de la fusion. Il faut bien visualiser la causalité dans ce sens-là : la masse du gaz en s'effondrant crée de ce seul fait de haute densité, pression et température centrales.
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 lui supposant une densité homogène, en première approximation.
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’électrons. Pour bien faire faudrait compter les 25% d'hélium également)
Et on aboutit au bon ordre de grandeur T ~ 107 K
Comme la chaleur s'écoule des hautes vers les basses températures, un flux de chaleur s'instaure entre le cœur et la surface. L'étoile va rayonner à proportion de sa surface et de la puissance quatrième de la température de surface. Elle perd de l'énergie. En l'absence de sources auxiliaires, c'est la gravité qui doit pourvoir. L’étoile se contracte, ce faisant elle se réchauffe et raccourcit son rayon ce qui augmente le flux de chaleur vers la surface, qui devient de plus en plus chaude. Si rien ne met un frein à l'effondrement, ça finit en naine blanche.
La fusion sauve l'étoile : sous l'effet de la température centrale -et étroitement régulé par elle-, la matière devient source d'énergie. La fusion permet simplement à l'étoile de compenser ses pertes radiatives et de conserver ainsi son rayon.
Si tu arrêtes la fusion d'un coup de baguette magique, l'astre va perdre de l'énergie potentielle gravitationnelle en s'effondrant doucement sur lui même. Ce faisant, son rapport M/R va augmenter (par diminution de R) et donc sa température centrale également ! On dit que l'étoile est un système de capacité calorifique négative : en perdant de l'énergie, sa température augmente !
Poursuivons avec le point 2. Ce n'est pas une bombe. La réaction proton - proton (aka chaîne p-p) est certainement la réaction de fusion la plus commune de l'Univers, elle est à l'oeuvre dans toutes les étoiles qui brûlent de l'hydrogène. Mais par une curieuse ironie du sort, elle est absolument inutilisable pour produire de l'énergie sur Terre.
La raison en est que ce 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 un fermi (10-15 m), que l'interaction forte, comme un velcro surpuissant peut alors 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. C'est ce qui se passe dans une bombe thermonucléaire en rapprochant, par exemple, des noyaux de deutérium et de tritium. Le résultat final est un noyau d'Hélium-4 plus un neutron. Le noyau d'Hélium-4 forme un édifice parfaitement stable. Et donc, dès que les conditions sont remplies, tout fusionne en quelques nanosecondes et c'est terminé.
Mais là... tu peux rapprocher deux protons aussi près que tu veux, il ne se passera rien. La réaction n'a donc jamais été observée en laboratoire... Un noyau pp, ça n'est pas stable. Trop de charges positives : faut des neutrons pour que ça colle.
Sauf si tu as la patience d'attendre, allez... une petite dizaine de milliards d'années. Le temps qu'un des deux protons ait la bonne idée de subir une décroissance β+ pour se transformer en neutron, en éjectant un positon (e+) et un neutrino électronique (νe) pour équilibrer la charge "d'antiélectronicité" de e+, et ce, au moment même de la rencontre. Ce phénomène 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 et voila ce qui rend les protons si lents à fusionner.
Tout part donc de l'effet tunnel. La probabilité que cet effet tunnel advienne dépend de la fréquence et de l'énergie des chocs entre protons (qui leur permet de se rapprocher suffisamment pour que le boson W+ se propage de l'un à l'autre), donc de la densité et de la température du milieu. Ces conditions de fusion forment ce qu'on appelle la "fenêtre de Gamow" (Gamow window).
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 :
Pièce jointe 159203
La proportion de particules ayant une vitesse relative v et donc une énergie cinétique 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). Un calcul simple montre que même à la température du centre du Soleil, l'énergie cinétique des particules est largement inférieure à ce qui serait nécessaire pour vaincre cette barrière.
Ici, intervient 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 b une constante
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.
Pièce jointe 159202
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 le fait que ce soit un effet tunnel implique que seule un très faible proportion réagissent à chaque instant. C'est ce qui fait comme on l'a vu plus haut, que la demi-vie du proton atteint 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 une bombe H, tout est consommé en quelques nanosecondes.
Cette fameuse réaction si difficile à produire s'écrit :
dans lesquels 1,44 MeV on compte l’annihilation des positons et desquels on retranche 0,26 MeV en moyenne, emporté par le neutrino, pour qui l'étoile est transparente.
pn représente un deuton D, ou noyau de deutérium.
En fait cette réaction en contient deux : soit un proton se désintègre par émission β+ à proximité d'un autre proton pour former un état lié, le deuton plus un positon et un neutrino. C'est la réaction de base. Soit, mais beaucoup plus rarement (0,4% des cas) les deux protons fusionnent en absorbant un électron, soit une réaction à trois corps "la chaîne p-e-p" aboutissant elle aussi à la production d'un deuton et d'un neutrino, sans émission de positon cette fois.
Bon, quoi qu'il en soit, il se forme un deuton D et les choses s’enchaînent ensuite rapidement. Avec une demi-vie de 6 secondes le deuton absorbe un proton et forme de l'Hélium-3 :
gamma représente un photon gamma
ppn représente un noyau d'Hélium-3
Puis, à leur rythme (900 000 ans) deux Hélium-3 vont fusionner pour produire de l'Hélium-4 :
ppnn représente un noyau d'Hélium-4
, dans 85% des cas. Ou réagissent avec de l'Hélium-4, dans 15% des cas, pour produire du Béryllium-7. Et à celui-ci, il arrive bien des misères : il se désexcite en Lithium-7 par capture électronique et le Lithium-7, absorbant un proton, forme de l'Hélium-4 ou, très rarement (0,02% des cas) le Béryllium-7 absorbe un proton pour former du Bore-8 qui, lui-même, se désintègre en deux Hélium-4, ouf.
Soit au total :
Grâce à la course à la lenteur qui initie la chaîne, les étoiles vivent à peu près ce que vivent les protons. Si la masse du boson W était seulement 10 fois plus faible, le Soleil aurait disparu avant l'apparition des Mammifères : on ne va pas s'en plaindre (mais du coup l'atome le plus courant de l'Univers est proprement inutilisable comme combustible, c'est bien triste).
Dans le cœur du Soleil, à T ~ 15 MK et pour une densité centrale de 160, 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. A masse égale, les étoiles produisent 10 000 fois moins d'énergie qu'un corps humain...
Dernière modification par Gilgamesh ; 02/06/2016 à 16h25.
Parcours Etranges
Alors là, franchement...
Oui, respect. Même si peut-être un poil différent de la réponse attendue par le primo-posteur mais du régal pour d'autres.Alors là, franchement...
Oui, une considération en entraînant une autre, j'ai un poil débordé...
Ça fait longtemps que je me dis que l'image si courante du Soleil comme "bombe thermonucléaire" mérite d'être corrigée, au moins sur Futura. Et la question de diasoluyalu m'en a donné l'occasion.
Parcours Etranges
Mais je crois qu'il va falloir que je le relise 2,3 fois pour tout comprendre
Rebonjour, et toutes mes excuses pour le lapsus scriptae ayant confondu fission avec FUSION.
Je suis tout à fait d'accord avec ce que vous dites, mais une autre préoccupation se pointe :
Pourquoi l'hydrogène (et pas les autres éléments plus lourds) s'est-il préférentiellement amoncellé dans le soleil et les [autres] étoiles, alors que tous les astres (y compris toutes les étoiles) sont issus des éclats d'un même bigbang ?
Quelles sont les lois astrophysiques qui ont régit cette distribution préférencielle ?
Merci d'avance pour ces autres éclaircissements.
Sincères Amitiés.
Re-rebonjour.
Je voudrais aussi connaître le modérateur de la vitesse de la fusion dans le soleil.
Remerci.
Salut,
commencez par la gravité. La proto étoile se forme rapidement au centre du disque de poussières et de gaz et en devient le plus grand attracteur.
Rebonjour.
Justement, pourquoi certaines agglomérations de matières se sont constituées en protoétoiles et d'autres en planètes ?
Merci.
Il n'y a pas d'accumulation préférentielle. La composition de l'étoile reflète fidèlement celle de la nébuleuse originelle et notamment sa métallicité (Z=0,02).
Par contre lors de la formation des planètes il y a un processus de ségrégation chimique essentiellement selon le gradient de température. Les corps formés proches de l'étoile (dans notre système : Mercure, Vénus, Terre, Mars, plus les astéroïdes de la Ceinture) vont être formés majoritairement de matériaux réfractaires (silicates et métaux) tandis que les corps plus extérieurs vont accumuler surtout des matériaux volatiles (glace d'eau, carbonique, méthane...) et seuls les plus gros coeurs planétaires (dépassant les 15 masses terrestres environ) vont pouvoir retenir l'hydrogène et l'hélium qui forment l'essentiel de la masse du disque protoplanétaire.
Il me semblais l'avoir expliqué plus haut...Je voudrais aussi connaître le modérateur de la vitesse de la fusion dans le soleil.
Voir ci-dessus.Justement, pourquoi certaines agglomérations de matières se sont constituées en protoétoiles et d'autres en planètes ?
Dernière modification par Gilgamesh ; 10/06/2016 à 10h09.
Parcours Etranges
Merci beaucoup pour vos explications fort instructives.
Oui, bravo un vrai cours particulier.
bon je me suis arrêté au 2/3, je garde un peu de dessert pour la fin ;D
