=> Pourquoi la totalité de la quantité d'hydrogène ne s'épuise pas immédiatement, dès les premières réactions nucléaires ?
=> Pour maintenir les durées de vie que l'on connaît d'une étoile (de l'ordre de plusieurs milliards d'années), y aurait-il un renouvellement de l'hydrogène au sein d'une étoile ?
La chaine proton-proton est basée sur la réaction de fusion de deux protons qui donnent naissance à un noyau d'hélium 2. Pour que ce noyau soit stable, un proton doit se transformer en neutron et cette réaction est très peu probable (statistiquement parlant, pour un proton, elle se produit en moyenne tous les 14 milliards d'années !!). C'est le nombre faramineux de protons dans le cœur d'une étoile qui fait que cette réaction se produit un nombre de fois très grand chaque seconde (600 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en hélium chaque seconde pour le Soleil).
Je voyais la chose plutôt comme une histoire de pression : dès qu'elle est atteinte au coeur de l'étoile la réaction proton-proton peut se faire, mais le dégagement d'énergie repousse les couches supérieures (diminue le confinement) qui doivent redescendre sous l'effet de la gravité pour augmenter le confinement et recommencer le cycle.
L'eau qui bout aussi reste dans une sorte d'équilibre (même température) et toute l'eau ne s'évapore pas au même moment...
Cela joue également, mais au premier ordre, il faut considérer l'explication donnée par Lansberg.Envoyé par curiossss
Et par ailleurs, dans la régulation du taux de réaction, la température est un facteur plus important que la pression.
Parcours Etranges
Merci Lansberg pour ta réponse.
Néanmoins, tu ne réponds pas à mes interrogations ou en tout cas, il me manque un "point clé" pour que la compréhension du phénomène soit clair pour moi.
La nébuleuse solaire à partir de laquelle se forme une étoile est composée de poussières, de roches et de gaz (principalement de l'hydrogène et de l'hélium). Lorsque la rotation du nuage est accélérée (par exemple, par l'onde de choc d'une supernova), l'essentiel de la masse se concentre au centre et s'échauffe ; lorsque la température est suffisamment élevée, la fusion nucléaire de l'hydrogène a lieu.
=> A ce moment là, pourquoi la totalité de la quantité d'hydrogène n'entre pas en fusion ?
Ou bien posée différemment, la question pourrait être :
=> Qu'est ce qui empêche que la totalité des atomes d'hydrogène du Soleil n'entre en fusion en même temps, dès les premières réactions nucléaires ? (je fais peut-être une analogie trompeuse avec l'explosion d'une bombe atomique)
Dans mon message précédent, il y a la réponse. Je reprends : la première étape qui conduit au deutérium passe par le "diprotons" (hélium 2) très instable. Sa durée de vie est de l'ordre de 10^-8s. Pour former le deutérium il faut qu'un des protons se transforme en neutron par radioactivité béta +, pendant cette durée ultracourte. Si cela ne se fait pas, les deux protons se séparent (les hydrogènes se séparent si on préfère). La première étape est donc limitante. Il n'y a aucune possibilité pour que la totalité de l'hydrogène fusionne. On en est très très loin. C'est pour ça que les étoiles peuvent avoir des durées de vie très longue (c'est un phénomène de physique quantique, entretenu par la gravitation, qui assure l'existence des étoiles).
Cette analogie me parle effectivement, même si je ne saurais pas expliquer pourquoi toute la quantité d'eau ne s'évapore pas au même moment, dès les premières évaporations. Peut-être parce que la température d'ébullition n'est pas suffisante...?
Je rajoute pour fixer les idées, que l'énergie produite par chaque cm3 du cœur du Soleil (là où ont lieu les réactions de fusion) est d'une faiblesse extrême. Chaque cm3 présente une puissance de 3,4 x 10^-5 W soit 0,034 mW (la puissance une diode électroluminescente rouge est de 36 mW soit 1000 fois plus !!!).
Dans le cas de l'eau la quantité qui s'évapore est proportionnelle à la quantité de chaleur reçue, car l'évaporation est endothermique, elle a besoin de chaleur pour se faire. Pour que toute l'eau s'évapore d'un coup il faudrait lui fournir toute l'énergie nécessaire en un très court laps de temps : tu mets ton eau dans un poelle très grand, avec juste un millimètre d'eau d'épaisseur, et dessous tu fais brûler une flamme gigantesque
Pour le soleil l'explication de Lansberg explique bien que, bien qu'une grande quantité de protons soient dans des conditions idéales pour fusionner, pour chacun d'entre eux la probabilité de se transformer en neutron par "radioactivité béta +" est très faible, donc seuls quelques élus dans toute cette masse passeront au grade de neutron
Dernière modification par curiossss ; 21/01/2018 à 12h43.
Oui. Dans une bombe thermonucléaire, on n'utilise pas l'hydrogène pour les raisons que j'ai évoquées. On prend des isotopes de l'hydrogène (tritium et deutérium) pour lesquels on n'a pas à attendre statistiquement 14 milliards d'années par élément pour que la fusion se fasse !!
Le projet ITER, pour la fusion "civile", emploie les mêmes isotopes.
Bombes atomiques : là ce n'est plus de la fusion nucléaire, mais de la fission. Pas du tout les mêmes acteurs.
Sur terre on essaye de faire de la fusion aussi mais on utilise du deutérium et du tritium, et là je suppose qu'on ne compte plus du tout sur une éventuelle radioactivité béta + pour produire de l'énergie... Dans une étoile la probabilité que ces atomes se croisent dans les bonnes conditions est très faible.
Cela dépend de la bombe. On utilise les 2 : fission pour amorcer une fusion dans une bombe H. Et seulement la fission dans une bombe A en effet.
Merci. J'y vois plus clair, grâce à vos explications et un complément d'informations trouvé en parallèle sur le net : https://couleur-science.eu/?d=2015/0...onne-le-soleil
En vulgarisant : la quantité extraordinairement gigantesque d'hydrogène au sein d'une étoile, couplée à la faible probabilité que 2 noyaux d'hydrogène fusionnent, expliquent la durée de vie des étoiles, de l'ordre de plusieurs milliards d'années.
Il n'y a donc pas de processus de renouvellement de l'hydrogène au sein d'une étoile, mais uniquement un épuisement progressif des réserves d'hydrogène.
Dans la bombe H c'est les isotopes de l'hydrogène (deutérium et tritium) qui sont utilisés. Je comprends la question de CG13, car on pourrait penser que dans le soleil c'est les mêmes réactions qui se produisent puisqu'il est fait d'hydrogène...
mais ce n'est pas le même hydrogène.
Oui et quand l'hydrogène est épuisé, on passe à la fusion de l'helium vers la carbone, etc jusqu'au fer où là, les ennuis commencent. C'est l'élément le plus stable donc on ne peut plus avoir des réactions de fusion qui dégagent de l'énergie et s'opposent à l'effondrement.
https://fr.wikipedia.org/wiki/Évolut...nce_principale
La masse de l'étoile a toutefois une influence sur sa durée de vie. Plus elle est grande et plus la durée de vie est courte. Le type dominant de réactions de fusion est également dépendant de la température.
C'est bien ça.Il n'y a donc pas de processus de renouvellement de l'hydrogène au sein d'une étoile, mais uniquement un épuisement progressif des réserves d'hydrogène. [/I]
Oui, ça aussi, je viens de l'intégrer.
Merci beaucoup pour votre aide.
