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L'énergie du Soleil – fusion nucléaire, équilibre hydrostatique et puissance rayonnée

PhysiqueGravitation et astronomie17–18 ans

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Suivez pas à pas la chaîne proton–proton (ou le cycle CNO) au cœur du Soleil avec protons, neutrons, positons, neutrinos et photons gamma, puis calculez le défaut de masse de 4 ¹H → ⁴He (26,73 MeV) et la masse perdue par le Soleil chaque seconde, Δm/t = L/c² ≈ 4,3 × 10⁹ kg/s. L'écran Intérieur du Soleil permet de régler la température et la masse volumique du cœur pour comparer la pression du gaz et du rayonnement à la gravité (équilibre hydrostatique) et montre pourquoi les protons doivent franchir la barrière de Coulomb par effet tunnel (pic de Gamow). L'écran Énergie rayonnée décompose le spectre solaire en UV, visible et infrarouge, trace le parcours du Soleil sur le diagramme H–R et estime sa durée de vie.

Leçon : Fusion nucléaire dans le Soleil, défaut de masse et E = Δmc², équilibre hydrostatique et vie du Soleil

Ce qu’elle montre

Le Soleil brille parce que les noyaux d'hydrogène de son cœur fusionnent en hélium. Quatre atomes d'hydrogène ont un peu plus de masse qu'un atome d'hélium ; ce défaut de masse de 0,0287 u est libéré sous forme de 26,7 MeV, si bien que le Soleil convertit en énergie environ 4,3 milliards de kilogrammes de masse chaque seconde. La fusion exige environ 15 millions de K et une masse volumique élevée, et même ainsi les protons ne fusionnent qu'en franchissant leur répulsion électrique par effet tunnel. La pression du gaz chaud équilibre la gravité et maintient le Soleil stable pendant environ 10 milliards d'années.

Mode d’emploi

Dans Fusion au cœur, choisissez Chaîne proton–proton ou Cycle CNO et cliquez sur Lecture ou Étape suivante pour voir chaque réaction et la barre d'énergie monter jusqu'à 26,73 MeV. Dans Intérieur du Soleil, faites glisser Température du cœur T et Masse volumique du cœur ρ et comparez les barres de pression et le pic de Gamow ; Centre du Soleil rétablit les valeurs réelles. Dans Énergie rayonnée, faites glisser Âge du Soleil ou utilisez les boutons Aller à, et modifiez Fraction de masse fusionnée f.

Paramètres modifiables

  • Écran Fusion au cœur, Intérieur du Soleil, Énergie rayonnée
  • Suite de réactions Chaîne proton–proton, Cycle CNO
  • Température du cœur 5–40 millions de K
  • Masse volumique du cœur 10–300 10³ kg/m³
  • Âge du Soleil 0–12,5 milliards d'années
  • Fraction de la masse du Soleil qui fusionne 1–100 %

Questions à explorer

  1. Combien de kilogrammes de masse le Soleil perd-il chaque seconde, et que devient cette masse ?
  2. Pourquoi deux protons peuvent-ils fusionner alors que leur énergie cinétique moyenne est des centaines de fois plus petite que la barrière de Coulomb ?
  3. Si le cœur du Soleil se contractait un peu, comment varieraient sa température, la vitesse de fusion et la pression ?

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