Physique Atomique

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- Interactions et bosons
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- Fusion nucléaire

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Fusion nucléaire

Cycle proton - proton

A faible température, les protonsProton
Particule nucléaire chargée positivement. se repoussent électriquement. Il ne peuvent pas enter en collision. Pour qu'ils fusionnent, il faut vaincre cette répulsion. Lorsque ils sont suffisamment proche, une autre force appelée interaction forteForte (interaction)
Interaction fondamental responsable de la cohésion des noyaux atomiques. prend le dessus et permet de les coller ensembles. Mais pour les rapprocher, il faut une température très élevée (10⁷ K) et une forte densitéDensité
Rapport de la masse volumique d'un corps et de celle d'un corps de référence comme l'air ou l'eau.. Ce sont les conditions que l'on trouve au centre des étoilesEtoile
Boule de gaz en fusion qui émet de la lumière..

• 1ère étape : à partir de 2 protons, on fabrique de l'hélium 2 (2 protons, 0 neutron). Par radioactivitéRadioactivité
  Propriété d'un noyau atomique de se transformer en un autre. β⁺, un des protons est immédiatement transformé en un neutronNeutron
  Particule neutre située dans le noyaux atomiques. et un positronPositron
  Antiparticule de l'électron. e⁺ qui "emporte" la charge positive. On a alors du deutérium. Cette réaction forme également un neutrinoNeutrino
  Particule neutre insensible à l'interaction force. ν qui assure la conservation de l'énergie.
• 2ème étape : avec ce deutérium et un autre proton, on fabrique de l'hélium 3 (cette réaction est accompagnée par l'émission d'énergie sous la forme d'un photonPhoton
  Particule de lumière.).
• 3ème étape : avec 2 hélium 3, on fabrique du béryllium 6 (⁶Be) qui se désintègre quasi-instantanément (processus α) en hélium 4 et 2 protons.

C'est l'étape 3 qui est la moins probable et qui ralentie considérablement le cycle de production.

En résumé : en faisant 2 fois les étapes 1 et 2 et une fois l'étape 3, on obtient

La fusion directe de 4 protons est très difficile à réaliser. On passe donc par ce mécanisme. Le positron (e⁺) s'échappe et, lorsqu'il rencontre son antiparticuleAntiparticule
Particule d'antimatière. (l'électron e^-), il se forme un photon c'est-à-dire la lumière que l'étoile émet. De plus ces étapes sont accompagnées de l'émission de rayons gammasRayons gammas
Rayonnement de très courte longueur d'onde..

La fusion libère de l'énergie. En effet, tout le monde connaît la formule E = mc² d'EinsteinEINSTEIN, Albert
1879 - 1955
Physicien allemand. Prix Nobel de physique 1921. Etudie le mouvement brownien et l'effet photoélectrique. Il élabore la théorie de le relativité (restreinte puis générale).. Nous avons l'occasion de l'utiliser : 4 protons pèsent plus lourd qu'un noyau d'hélium donc lors de la réaction, il y a diminution de la masse. D'après E = mc², cette différence est convertie en énergie qui est alors dégagée. (E est l'énergie, m est la masse et c est la vitesse de la lumière).

Cycle CNO

Si la température de l'étoile est suffisamment importante, d'autres réactions nucléaires ont lieu. Au delà de 15 millions de Kelvin, l'hydrogène peut se transformer en hélium en utilisant les atomesAtome
Entité microscopique formé d'un noyau et de plusieurs électrons. de carbone déjà présents dans l'étoile (formés suivant le processus triple alpha par les étoiles de la génération précédente). Ce cycle transforme les atomes de carbone (C) en azote (N) et en oxygène (O) d'où le nom cycle CNO. Les différentes étapes sont

L'atome de carbone 12 initialement requis est rendu à la fin du cycle et peut servir à en amorcer un nouveau. Finalement, on obtient bien

Environ 10% de l'énergie du Soleil est crée par ce cycle.

Triple alpha

Pour des températures supérieures à 10⁸ K, les réactions nucléaires produisent du carbone (qui peut être utilisé pour amorcer le cycle CNO). 3 noyaux d'hélium 4 sont nécessaires pour ce processus. Or, les noyaux ⁴He sont aussi appelés particules α, ce qui explique le nom de la réaction. On commence par former du béryllium 8

Ce produit est très instable et se désintègre très rapidement (10^-16 s) mais il arrive qu'il agissent avec un hélium 4 avant de se désintégrer

Globalement, on a

Ce sont ces réactions qui produisent le carbone 12 qui sert de base à la vie sur Terre.

Autres fusions

A des températures légèrement supérieures, le carbone 12 et l'hélium 4 peuvent former de l'oxygène

Le cycle carbone-carbone permet de fusionner le carbone 12 pour des températures supérieures à 6.10⁸ K. 3 réactions sont possibles

A partir d'un milliard et demi de Kelvin, l'oxygène fusionne avec lui-même selon le cycle oxygène-oxygène

Enfin, à plus de 3 milliard de Kelvin, le silicium et l'hélium forment une série de réactions jusqu'au fer 56. La fusion du fer est impossible car elle consomme de l'énergie au lieu d'en produire.

Vous avez peut-être remarqué que les éléments sont créés dans l'ordre croissant des numéros atomiquesNuméro atomique
Nombre de protons d'un élément., donc du plus léger au plus lourd. Au cours du processus, les éléments lourds vont migrer vers le centre de l'étoile alors que les plus légers vont être poussés vers la périphérie.

On obtient alors une structure similaire à celle d'un oignon.

Formation des éléments plus lourds

Les neutrons formées par les réactions précédentes peuvent pénétrer dans les noyaux existants. Par transmutation β^-, ils peuvent se transformer en protons. On obtient alors des éléments pouvant être plus lourds que le fer. Bien sur, leur proportion reste très faible. Les autres éléments chimiques sont également créés lors de l'explosion des supernovaeSupernova
Explosion d'une étoile en fin de vie..

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Mai 2012