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Sources dénergie Énergie nucléaire Réactions nucléaires dans les étoiles Structure interne des étoiles Lalchimie stellaire.

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1 Sources dénergie Énergie nucléaire Réactions nucléaires dans les étoiles Structure interne des étoiles Lalchimie stellaire

2 Lâge du soleil Luminosité du soleil ~ 4 × W Les centrales électriques réunies ~ 2 × W Conservation de lénergie recherche de la source dénergie du soleil (années 1860) Sources dénergie Hermann von Helmholtz William Thomson, Lord Kelvin

3 Énergie chimique M ~ 2 × kg Si soleil fait de charbon durée de vie ~ 5000 ans ± compatible avec la Bible (Genèse ~ 4000 avant J.C.) Sources dénergie - 2 Mais la théorie de lévolution des espèces par la sélection naturelle de Darwin requiert au moins des centaines de millions dannées recherche dautres sources dénergie Charles Darwin

4 Énergie gravifique Contraction du soleil :requiert quelques dizaines de mètres par an Contraction depuis lorbite de Mercure jusquau rayon actuel Sources dénergie - 3 âge ~ 30 millions dannées difficilement compatible avec lévolution des espèces Kelvin critique la théorie de Darwin Fin du siècle : les géologues estiment lâge de la terre à 700 millions dannées au moins contraction gravifique insuffisante

5 Énergie de masse 1905 : Einstein découvre léquivalence masse – énergie Sources dénergie - 4 âge potentiel de plusieurs milliards dannées réserve dénergie amplement suffisante plus de problème dâge Mais nouvelle question : quel est le mécanisme qui permet au soleil (et aux autres étoiles) de transformer la masse en énergie ? Albert Einstein

6 Le noyau atomique : atome dont le noyau comporte Z protons et (AZ) neutrons Z = nombre atomique (détermine le type datome et propr. chimiques) A = nombre de masse = nombre de nucléons (détermine lisotope) Énergie nucléaire Ex : : isotope principal du lithium (3p, 4n) Protons : charge électrique positive Neutrons : pas de charge électrique répulsion électrostatique entre protons Nucléons liés par interaction nucléaire forte (très intense mais très courte portée)

7 Défaut de masse Masse du noyau < somme des masses des nucléons Différence = défaut de masse énergie de liaison : Δm = ΔE/c 2 Énergie de liaison par nucléon : augmente de 1 H à 56 Fe diminue au-delà de 56 Fe Énergie nucléaire - 2 ΔE/A A 1H1H 56 Fe Libération dénergie par : fission de noyaux lourds fusion de noyaux légers (accompagnée par la transmutation de neutrons en protons)

8 Durée de vie du soleil M 2 × kg Composé essentiellement dhydrogène 1 H (~90% en nombre datomes) Fusion nucléaire : 4 1 H 4 He + énergie M He = M H ΔM = / 4 par noyau de 1 H ΔE 6 × J/kg Le soleil est capable de convertir ~10% de son hydrogène en hélium : ΔE 0.1 × 6 × × 2 × J Δt ΔE / L / 3 × × s 10 milliards dannées Énergie nucléaire - 3

9 Stabilité des noyaux Un atome donné peut avoir plusieurs isotopes Énergie nucléaire - 4 Les isotopes stables ont un nombre de neutrons : égal au nombre de protons (noyaux légers) : N = AZ Z en excès par rapport au nombre de neutrons (noyaux lourds) N = AZ > Z Ils dessinent la vallée de stabilité dans le diagramme N,Z Vallée de stabilité

10 Radioactivité naturelle 1896 : Becquerel découvre la radioactivité naturelle par accident On distingue plusieurs processus : Le processus β correspond à lémission dun e par le noyau, accompagnée de la transmutation dun neutron en proton Énergie nucléaire - 5 Il concerne les isotopes au-dessus de la vallée de stabilité (excès de neutrons) Le processus β + correspond à lémission dun e + (positon) par le noyau (isotopes avec excès de protons) Henri Becquerel

11 Radioactivité naturelle Le processus α correspond à lémission dun noyau dhélium 4 Énergie nucléaire - 6 Le noyau « fils » se retrouve généralement dans un état excité Il retombe dans létat fondamental, dénergie minimum, en émettant un photon de haute énergie (rayon γ) Marie Curie

12 La chaîne proton–proton La rencontre simultanée de 4 protons est hautement improbable la fusion de lhydrogène en hélium procède par étapes (1) 1 H + 1 H 2 H + e + + ν (Δt ~ 10 9 ans) Réactions nucléaires dans les étoiles ν = neutrino particule sans charge (ni masse ?) nécessaire pour la conservation de lénergie et de la quantité de mouvement

13 La chaîne proton–proton On pourrait avoir : 2 H + 2 H 4 He + γ Mais il y a beaucoup plus de 1 H que de 2 H et la réaction dominante est (2) 2 H + 1 H 3 He + γ(Δt ~ 1 s) On pourrait avoir : 3 He + 1 H 4 He + e + +… mais ça ne marche pas Réactions nucléaires dans les étoiles - 2 (3) 3 He + 3 He 6 Be (Δt ~ 10 6 ans) (3) 6 Be 4 He H Le taux de réaction est limité par létape la plus lente, ici la (1)

14 La chaîne proton–proton La chaîne pp nécessite une température T > 10 7 K pour que les protons puissent vaincre la répulsion coulombienne et fusionner Ils sont aidés par un effet quantique : leffet tunnel (fonction donde probabilité non nulle de franchir une barrière de potentiel) Réactions nucléaires dans les étoiles - 3 La chaîne pp est la réaction dominante au cœur du soleil (T ~ 15 × 10 6 K) Elle possède des variantes (pp2 et pp3) qui diffèrent aux dernières étapes U r 0 répulsion coulombienne (1/r) interaction forte E

15 Le cycle CNO Aux températures T > 15 × 10 6 K, lhydrogène peut fusionner en hélium suivant un cycle de réactions utilisant des atomes de carbone présents dans létoile (produits des générations précédentes) Réactions nucléaires dans les étoiles C + 1 H 13 N + γ 13 N 13 C + e + + ν 13 C + 1 H 14 N + γ 14 N + 1 H 15 O + γ 15 O 15 N + e + + ν 15 N + 1 H 12 C + 4 He ( 10% de lénergie du soleil)

16 Le processus triple alpha La fusion de noyaux plus lourds nécessite des températures plus élevées pour vaincre la répulsion coulombienne cœur des étoiles plus massives Si T > 10 8 K : fusion de lhélium en carbone 4 He + 4 He 8 Be + γ 8 Be est très instable : 8 Be 4 He + 4 He en s Mais, de temps en temps, il entrera en collision avant de se désintégrer 8 Be + 4 He 12 C + γ production du carbone, élément à la base de la vie sur Terre Réactions nucléaires dans les étoiles - 5

17 Captures alpha par le carbone et loxygène Aux températures permettant la fusion de lhélium en carbone, les noyaux de carbone peuvent à leur tour capturer une particule α : 12 C + 4 He 16 O + γ Loxygène peut également capturer une particule α : 16 O + 4 He 20 Ne + γ Plus Z augmente, plus il faut des hautes températures pour vaincre la barrière coulombienne Dans les étoiles similaires au soleil, la fusion sarrêtera là Dans les étoiles de plus de 8 M, des processus supplémentaires vont entrer en jeu Réactions nucléaires dans les étoiles - 6

18 Combustions du carbone et de loxygène Si T ~ 6 × 10 8 K : 12 C + 12 C 20 Ne + 4 He 12 C + 12 C 23 Na + 1 H 12 C + 12 C 24 Mg + γ + dautres réactions, certaines endothermiques Si T > 10 9 K : 16 O + 16 O 28 Si + 4 He 16 O + 16 O 31 P + 1 H 16 O + 16 O 31 S + n + dautres réactions, certaines endothermiques Réactions nucléaires dans les étoiles - 7

19 Combustion du silicium Si T > 3 × 10 9 K : 28 Si + 4 He + 4 He … 56 Fe 56 Fe = noyau le plus stable létoile ne peut pas produire de lénergie en le fusionnant avec dautres noyaux les réactions produisant des éléments plus lourds que le fer participent à la nucléosynthèse mais pas à la production dénergie Réactions nucléaires dans les étoiles - 8

20 Nucléosynthèse des éléments lourds Certaines des réactions précédentes libèrent des neutrons Ceux-ci peuvent être capturés par des noyaux pour former des isotopes plus lourds Si ces isotopes sont instables, ils transmutent en lélément suivant par désintégration β ou : etc… Ces captures de neutrons sont à lorigine de tous les éléments chimiques plus lourds que le fer Réactions nucléaires dans les étoiles - 9

21 Abondances des éléments chimiques Les réactions nucléaires dans les étoiles sont responsables de la production de la grande majorité des éléments chimiques plus lourds que lhydrogène et lhélium (ainsi que Li, Be, B) Réactions nucléaires dans les étoiles - 10 La composition chimique du système solaire primitif peut être reconstituée par lanalyse de certaines météorites ainsi que du spectre solaire Elle est assez caractéristique de ce que lon rencontre un peu partout dans lUnivers (abondances cosmiques) à un facteur déchelle près pour les éléments à partir du carbone, et que lon nomme la métallicité

22 Les réactions nucléaires ont lieu dans le cœur des étoiles (pour le soleil, ce « noyau » sétend sur 1/4 du rayon – 1.6% du volume) Structure interne des étoiles Structure interne du soleil Photosphère

23 Stabilité du réacteur nucléaire stellaire La plupart des étoiles rayonnent de manière très stable car leur production dénergie est « autorégulée » Si la production dénergie diminue la température et la pression dans le noyau diminuent le noyau se contracte sous leffet de la gravité la pression augmente la température augmente la production dénergie augmente Et inversement… la production dénergie est stabilisée au niveau requis pour empêcher leffondrement sous leffet de la gravitation Structure interne des étoiles - 2

24 Transport de lénergie 3 mécanismes : conduction : peu efficace dans les gaz marginal dans la plupart des étoiles radiation : les photons transportent lénergie dautant + efficacement que la matière est transparente ; dans une étoile, nombreuses absorptions – réémissions convection : quand la matière est trop opaque, lénergie saccumule au bas de la zone apparition de courants de convection, lénergie est transportée par des mouvements de matière Structure interne des étoiles - 3

25 Détermination de la structure interne Comment peut-on connaître les conditions (température, pression,…) régnant à lintérieur des étoiles ? Une étoile est une structure relativement simple (en 1 ère approximation) = sphère de gaz en équilibre sous sa propre gravité résoudre un système déquations : équilibre hydrostatique : pression poids des couches supérieures conservation de la masse production dénergie transport (et conservation) de lénergie équation détat (ex : gaz parfait) Structure interne des étoiles - 4

26 Tests des modèles Comparer les prédictions aux observations (conditions à la surface) Structure interne des étoiles - 5 diagrammes HR des amas (ensembles détoiles de même âge et même composition chimique) détection des neutrinos (interagissent très peu avec la matière viennent directement du cœur) hélio et astérosismologie (étude des oscillations)

27 Interprétation du diagramme HR La majorité des étoiles se situent sur la séquence principale les étoiles y passent la plus grande partie de leur vie (combustion de H) Position de létoile sur la séquence principale : dépend de sa masse Structure interne des étoiles - 6 Relation masse-luminosité Sur la séquence principale : Or, Étoiles plus massives : consomment plus vite leur carburant vie plus courte Ex : M = 10 M Δt ~ 1/300 Δt log (L/L ) log (T eff /T eff, ) géantes rouges naines blanches séquence principale

28 Lalchimie stellaire Fin du chapitre… Sources dénergie Énergie nucléaire Réactions nucléaires dans les étoiles Structure interne des étoiles


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