Lénergie des étoiles Problématique Comprendre lévolution des étoiles grâce à létude des...

L’énergie des étoiles

Problématique

Comprendre l’évolution des étoiles grâce à l’étude des réactions de fusion nucléaire et de l’énergie libérée par celles-ci.

Lois de conservation dans les réactions nucléaires.Aspects énergétiques associés aux réactions nucléaires.

Compétences évaluables

Groupe recherche formation-StrasbourgGroupe recherche formation-Strasbourg

Groupe recherche formation-Strasbourg


Les différents types d’étoiles

Lors de sa formation une étoile aura une masse plus ou moins grande, les plus petites, appelées naines brunes auront une durée de vie très grande (14 Milliards d’années) alors que les plus massives comme Antares, auront une durée de vie « très » courte ( 100 millions d’années), ces étoiles là vont donc libérer une très grande quantité d’énergie en peu de temps.


Puissance 4.1026 W

Consommation d’hydrogène 6.1011 kg.s-1

Masse 1.989.1030 kg

Température - Surface 5750 K- Cœur 15 MK

Le Soleil

Durée de vie 10 Milliards d’années


Énergie de liaison moyenne par nucléon (MeV)

Nombre de nucléons dans le noyau

Stabilité des éléments chimiques

Cette courbe présente un maximum pour le Fer, cela signifie que celui-ci présente une énergie de liaison par nucléon la plus élevée de tous les éléments chimiques, il est donc le plus stable. Les réactions nucléaires vont donc aller dans le sens de la stabilité, des réactions de fusion pour les atomes légers, et de fission pour les atomes plus lourds que le Fer. Dans une étoile les réactions de fusion s’arrêtent donc au Fer, tous les éléments plus lourds que le Fer ne seront donc pas synthétiser pendant la vie des étoiles.


Réactions nucléaires dans les étoiles

De façon simplifiée, au cœur des étoiles quatre protons (noyau de l’atome d’hydrogène) vont fusionner pour donner un noyau d’Hélium. Cette réaction de fusion se décompose en plusieurs étapes, et suivant deux cycles principaux, le cycle proton-proton (PP) et le cycle CNO (carbone, azote et oxygène).

4 1H 4He La masse d’un noyau d’Hélium est plus faible que la somme des masses de chaque noyau d’Hydrogène, ce défaut de masse correspond à la fraction convertie en énergie par les étoiles et qui leur permet de rayonner.


1H

1H

1H

1H

1H

1H

1H

1H

2H

2H

3He

3He

4He

e

e

+

+ +

+

+

+

+

+

Le cycle proton-proton

109ans

109ans

1 s

1 s

106ans


12C

1H

1H1H

13N

13C

14N

15O

15N

1H

4He

+

+

e+ +

+

+

e

++

La cycle CNO


Lorsque la température au cœur de l’étoile est de inférieure à 18 millions de degrés, le cycle PP est plus efficace que le cycle CNO, ainsi pour une étoile comme le Soleil l’essentiel de la production d’énergie provient de la fusion de l’Hydrogène dans le cycle PP, pour le étoiles plus massives, c’est le cycle CNO qui prédomine, et comme il est beaucoup plus efficace, les étoiles massives auront une durée de vie beaucoup plus courte.

Comparaison de l’efficacité des deux cycles


La supernova

Lorsque une étoile très massive (supérieure à 8 masses solaires) arrive en fin de vie, le rayonnement de l’étoile ne sera plus suffisant pour compenser l’effondrement gravitationnel, l’étoile va imploser, c’est une supernova. C’est lors d’une supernova que les éléments chimiques plus lourds que le Fer sont synthétisés. L’énergie libérée est alors colossale, de l’ordre de 1047 Joules.


1) Calculer l’énergie rayonnée par le Soleil pendant toute sa vie, sachant que sa durée de vie est estimée à 10 milliards d’années environ.

QuestionsQuestions

2) L’énergie libérée par une supernova pendant une durée d’un mois est de 1047 J, combien faudrait-il ajouter d’étoiles comme le Soleil pour obtenir une telle énergie?



4) Faire de même pour le cycle CNO.

QuestionsQuestions

5) Calculer l’énergie libérée lors de la fusion des noyaux d’hydrogène. Données:masse 1H : 1,008 umamasse 4He : 4,004 umac = 299792 km.s-1


3) Écrire chaque étape de la réaction de fusion de l’Hydrogène en Hélium dans le cycle proton en utilisant les lois de conservation.

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