Bonjour, je suis entrain de lire un livre qui m'explique que si 2 noyaux légers s'entrechoquent, ils peuvent formé un noyau plus lourd. J'aimerai savoir comment 2 noyaux peuvent s'entrechoquer sachant que les électrons, qui gravite dans le cortège électronique de l'atome, ont des forces répulsives entres eux. Merci
Bonjour,
C'est reparti ... Ce n'est pas pour vous !
Il y a, pour l'instant, 3 possibilités sur Terre de vaincre la répulsion coulombienne :
- En accélérateur , gràce à la vitesse des particules , on peut obtenir quelques réactions sur des cibles froides ou chaudes .
- En chauffant le milieu , à partir de 10 millions de degrés , les réactions démarrent ( c'est mieux à 100 millions de degrés ) , ce sont les machines à fusion .
- En envoyant des faisceaux laser croisés sur une cible de très faible volume : confinement inertiel par faisceaux laser de puissance .
Après, il existe de dizaines de méthodes charlatanesques qui permettent , selon leurs auteurs, de faire de la fusion dans votre cuisine à l'aide d'une cocotte-minute, je ne les compte pas ...
Salut,
Petite précision pour la question initiale (pas sur les méthodes, il n'y en a pas d'autres que les trois citées par catmandou).
Pour fusionner deux atomes il faut rapprocher les noyaux. Il faut vraiment les rapprocher très très près. Et un noyau c'est minuscule par rapport à la taille du cortège atomique. Les électrons orbitent de ci de là, fort "loin". La difficulté c'est le noyau, pas les électrons. La répulsion entre les noyaux, lorsqu'ils sont proche, sera énorme. C'est ça qu'il faut vaincre.
Pour avoir des ordres de grandeur :
- Pour arracher un électron à un atome, il faut quelques électron-volts. C'est typiquement les énergies en jeu avec la chimie ou la lumière visible. Température équivalente (énergie thermique) : quelques milliers de degrés.
- Pour approcher un noyau contre un autre ou arracher un nucléon, il faut des millions d'électron-volts. C'est l'énergie en jeu en physique nucléaire ou pour des rayons gammas durs. Température équivalente (voir message précédent) : quelques millions de degrés.
Par exemple, au centre du Soleil il faut une température de l'ordre de la centaine de millions de degrés. La surface du Soleil c'est 6000 degrés.
=> les réactions thermonucléaires du Soleil c'est au centre
=> la lumière visible émise, c'est la surface (photosphère)
"Il ne suffit pas d'être persécuté pour être Galilée, encore faut-il avoir raison." (Gould)
Bonjour Deedee81,
15 millions de Kelvin suffiront pour le coeur thermonucléaire du Soleil:
http://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil#....93ur_ou_noyau
La pression y est suffisante pour que les réactions de fusion thermonucléaire se contentent de cette "faible" température; à plus forte température, l'état stationnaire équilibrant la pression de radiation et l'effondrement gravitationnel ne serait plus assuré à l'avantage de la pression de radiation et son volume augmenterait considérablement !
A+
Dans le cas d'une étoile, on bénéficie surtout d'un temps de confinement assez intéressant, des millions, des milliards d'années...
C'est clair. Et c'est toute la difficulté avec la fusion contrôlée. Pas le fait qu'on n'a pas des millions d'annéesEnvoyé par WizardOfLinn
mais le fait qu'on ne sait pas profiter de la gravité pour obtenir le confinement.
A noter aussi que la fusion stellaire est un peu plus difficile que la fusion contrôlée. Je veux dire par là que dans les étoiles, c'est l'hydrogène qui fusionne, ce qui est difficile (température élevée, catalyseur pour les étoiles à cycle Phoenix du carbone, les toutes premières étoiles ont dû être énorme car avec de l'hydrogène pur une étoile ne s'allume pas facilement). Alors que sur Terre on fusionne deutérium + tritium (c'est la fusion la plus facile à réaliser). Ce qui nécessite des conditions moins extrême (mais encore trop malheureusement).
La remarque de MarioB est intéressante car un cas similaire se produit en fin de vie. Quand l'étoile a consommé l'hydrogène (du coeur) elle se met à fusionner l'hélium. Ce qui nécessite une température plus élevée et l'étoile gonfle comme un ballon de baudruche (dans quatre à cinq milliards d'années le Soleil avalera la Terre et peut être Mars).
"Il ne suffit pas d'être persécuté pour être Galilée, encore faut-il avoir raison." (Gould)
Merci pour vos éclaircissents
Les premières étoiles n'ont pas nécessairement été des supergéantes parce que d'autres éléments que l'hydrogène furent issues de la nucléosynthèse primordiale http://www.cnrs.fr/publications/imag...eosynthese.pdf
et d'autre part, de très probables puissantes ondes de choc ont pu participer à obtenir les conditions nécessaires à l'allumage des étoiles
Bonjour,
un petit texte qui explique succintement les paramètre de composition et de masse stellaire dont dépendent l'ignition des réaction thermonucléaires qui contribuent à la naissance:
"C'est l'accrétion d'une boucle tourbillonnaire de gaz, originellement composé d'hydrogène (76%) et d'hélium (24%), enrichie par la suite en gaz plus lourds et en poussières galactiques par les générations d'étoiles successives, qui va donner naissance à la proto-étoile par l'allumage des réactions thermonuclaires internes, résultat de l'effondrement gravitationnel de la nébuleuse de départ. En fonction de la masse initiale de ce nuage interstellaire, l'étoile va être plus ou moins volumineuse et massive. L'échelle qui s'est imposée pour différencier les différents types d'étoile a été naturellement notre soleil qui nous sert d'unité. Le soleil vaut par définition une masse solaire, notée 1Mo.
Dans leur grande diversité, les étoiles ont une masse comprise entre 0,06 Mo et 60 Mo mais plus des trois quarts d'entre elles ont une masse variant de 0,5 Mo à 2 Mo. Signalons au passage que la distribution des nuages nébuleux d'où sont issues les étoiles est de nature fractale, comme l'est aussi celle des nuages de notre atmosphère terrestre.
En deçà de 0,06 Mo, la gravité est insuffisante pour démarrer l'amorçage des réactions thermonucléaires. Jupiter par exemple avec sa masse de 0,001 Mo est une étoile avortée. A l'inverse, au-delà de 60 Mo, le nodule gazeux tend à se fragmenter pour former un système d'étoiles double, ou, s'il arrive à se maintenir, la pression des radiations issues du coeur est tellement forte que l'excédant de gaz se disperse sous forme de vent stellaire."
http://www.cvconseils.com/etoiles.html
et un fichier PDF sur la nucléosynthése primordiale et la formation stellaire:
http://autiwa.free.fr/cours/sem9/PHQ..._stellaire.pdf
Bonne lecture du "gai savoir" !
Salut,
Merci à vous deux pour ces précisions et ces liens (je ne savais que la nucléosynthèse pouvait avoir eut un impact sur la composition des premières étoiles, je veux dire un impact modifiant leurs conditions "d'allumage").
"Il ne suffit pas d'être persécuté pour être Galilée, encore faut-il avoir raison." (Gould)
Bonjour Deedee81,
quelques précision sur la "métallicité" d'une composition chimique stellaire dans une population d'étoiles et son importance sur les conditions d'allumage et donc principalement de masse et de durée de vie des étoiles notamment de la population III primordiale, étoiles très massives, avec allumage de l'hydrogène essentiellement et donc ayant totalement disparu.
http://fr.wikipedia.org/wiki/M%C3%A9tallicit%C3%A9
