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
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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 vont donc libérer une très grande quantité d’énergie en peu de temps.
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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
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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.
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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.
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