La NUCLÉOSYNTHÈSE (2). . . . . . . . . . . . . .

Un nuage de gaz se contracte sous l'effet de sa gravité.

Sa température s'élève, si, par rayonnement, la chaleur peut s'évacuer, la contraction continue et la température monte encore.

Lorsque les premières réactions thermonucléaires commencent, l'étoile est née.

Une étoile est un gigantesque réacteur thermonucléaire. Parmi les réactions qui fournissent de l'énergie c'est la fusion de l'hydrogène qui est la plus significative. Elle s'écrit par une équation bilan mais, en réalité elle se fait par étapes. Cette réaction produit une quantité d'énergie étonnante: Pour 4 mol d'hydrogène, le défaut de masse est de

4.M_H - M_He = 4.1,008 - 4,003 = 0,029 g . d'après la relation d'Einstein E = Dm.c² cela correspond à E = 2,61.10¹⁴ J ......................... C'est considérable mais si on comprend que le soleil rayonne une puissance (3,6.10²⁶ W) telle qu'il jette dans la fournaise environ 600 millions de tonnes d'hydrogène (6.10¹¹ kg) à chaque seconde ...

on redoute qu'il n'épuise ses réserves trop vite.

Mais sa masse est de 2.10³⁰ kg . Alors la crise n'est pas pour tout de suite. On compte que le passage à la géante rouge, c'est dans 5 milliards d'années.

Dans le cœur de l'étoile il se produit d'autres réactions de nucléosynthèse:

Pour une grosse étoile, la température dans le cœur est de 10⁷ K lorsque l'hydrogène est consommé de la manière la plus efficace. Bien que l'équation bilan corresponde à celle qui est donnée dans cette page, les choses se passent de façon plus élaborée. En effet, la rencontre simultanée de 4 protons n'est pas l'événement le plus probable!