Nucléosynthèse stellaire

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Exercices
Classe(s) : 1re S | Thème(s) : Cohésion et transformations de la matière


Au cœur des étoiles ont lieu d’innombrables réactions de fusion, qui sont à l’origine de la plupart des éléments chimiques que nous connaissons aujourd’hui. Dans une première phase, la fusion de l’hydrogène, qui constitue majoritairement une étoile à sa naissance, produit de l’hélium. Une deuxième phase, consistant en la fusion de l’hélium, donne naissance au béryllium, puis au carbone et enfin à l’oxygène. Ces éléments vont à leur tour fusionner pour former des noyaux plus lourds, et ainsi de suite… Tous les éléments de masse inférieure ou égale à celle du fer sont créés dans les étoiles de cette façon.

1. En combinant les équations des trois transformations qui se déroulent à la suite les unes des autres, retrouver l’équation globale de formation d’un noyau d’hélium à partir de la fusion de noyaux d’hydrogène  :

2. Calculer la perte de masse correspondant à cette fusion.

3. En déduire l’énergie libérée par noyau d’hydrogène ayant fusionné.

4. Sachant que le Soleil fusionne chaque seconde environ 700 millions de tonnes d’hydrogène en hélium, estimer la perte de masse du Soleil par seconde.

5. Si cette phase continuait indéfiniment, au bout de quel temps t le Soleil perdrait-il la moitié de sa masse actuelle ?

Données : 1 u correspond à 931,5 MeV ;  ;

 

Soleil

masse

1,007 3 u

4,002 6 u