(1) En premier lieu, il se produit une collision entre les protons, porteurs d'une charge positive. Cela ne peut se faire qu'à des températures très élevées, car les protons ont une charge électrique positive responsable d'une force de répulsion mutuelle importante, qu'ils ne peuvent vaincre que grâce à des vitesses très élevées. L'un des protons perd sa charge en émettant une particule légère chargée positivement:
-un positron (antiparticule de l'électron)
-un neutrino (électriquement neutre et de masse quasi nulle).
La particule neutre qui reste est un neutron et la combinaison de ce neutron et de l'autre proton forme un noyau de deutérium (ou hydrogène lourd).
(2) Ensuite se produit une collision entre le noyau de deutérium et un autre proton. Le résultat d'une collision entre deux protons et un neutron est un noyau d'hélium-3, un isotope léger d'hélium. De l'énergie est encore dissipée sous la forme d'un photon de haute énergie.
(3) Quand une collision se produit entre deux noyaux d'hélium-3, il en résulte deux protons et un noyau d'hélium-4, constitué de deux protons liés à deux neutrons. L'énergie emportée par les photons et les particules émises à chaque étape de ce processus maintient le noyau du Soleil à une température de plusieurs millions de degrés, ce qui permet d'entretenir la nucléosynthèse jusqu'à épuisement des réserves d'hydrogène.
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FUSION DE L'HELIUM EN CARBONE PUIS EN OXYGENE.
Quand la température atteint 100 millions de degrés, la température de fusion de l'hélium est atteinte: celui-ci peut servir de combustible à la place de l'hydrogène.
Il se produit alors ce qu'on appelle le flash de l'hélium: deux atomes d'hélium entrent en collision et fusionnent.
Le noyau en résultant est un noyau de bérilium 8; or, l'isotope naturel du bérilium est le bérilium 7: le bérilium 8 est donc instable et se désintègre en 10-16 secondes pour redonner une paire d'hélium.
A priori ces deux réactions de fusion/fission s'annulent; mais si jamais, pendant sa courte existence, un atome de bérilium 8 rencontre un atome d'hélium, il fusionnera avec pour donner du carbone 12 stable accompagné d'un photon gamma.
La chaleur est si intense qu'un autre atome d'hélium peut fusionner avec un atome de carbone 12, formant de l'oxygène 16 et un photon gamma.
- Fusion de l'helium à l'oxygene.jpg (44.73 Kio) Consulté 1881 fois
Donc pour résumer:
à 600 millions Kelvins: 1 atome CARBONE 12 + 1 atome HELIUM 4.......................1 atome OXYGENE 16
à 800 millions Kelvins: 2 atomes CARBONE 12....................................................1 atome NEON 20
à 1,5 milliard Kelvins: 1 atome NEON 20...........................................................1 atome OXYGENE 16 + 1 atome HELIUM 4
1 atome NEON 20 + 1 atome HELIUM 4.............................1 atome MAGNESIUM 24
à 2 milliard Kelvins: 2 atomes OXYGENE 16....................................................1 atome SILICIUM 24
Plus la matière est lourde et plus elle se situe près du cœur car c'est là que l'étoile est la plus chaude.
Cela donne des couches de matière différente en "pelure d'oignon" du noyau jusqu'à la surface.
Quand le noyau est en fer, la fusion nucléaire n'a pas assez d'energie pour le fusionner.
S'ensuit donc l'effondrement de l'étoile car si il n'y a pas de pression et donc la gravité prend le dessus =Supernova de type II
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