La fusion qui se produit au cœur du Soleil n'a rien à voir avec les conditions auxquelles vous pourriez penser dans une bombe ou un réacteur à fusion. En particulier, il se produit à des températures beaucoup plus basses et à une vitesse beaucoup plus faible. Un mètre cube de matériau dans le noyau solaire ne libère qu'environ 250 W d'énergie par fusion.

La vitesse de fusion est définie par la température (et dans une moindre mesure, la densité) du noyau. Ceci est à son tour fixé par la nécessité d'un gradient de pression pour équilibrer le poids du matériau qui appuie dessus par le haut. À 15 millions de kelvin (la température à cœur, qui est bien inférieure aux températures des bombes nucléaires ou des réacteurs à fusion), le proton moyen a une durée de vie de plusieurs milliards d'années avant d'être converti (avec trois autres) en noyau d'hélium. Il y a deux raisons pour lesquelles c'est lent. Tout d'abord, vous devez obtenir des protons, qui se repoussent électromagnétiquement, suffisamment proches les uns des autres pour ressentir la forte force nucléaire. C'est pourquoi des températures élevées sont nécessaires. Deuxièmement, parce que le diproton est instable, l'un des protons doit se transformer en neutron via une interaction de force faible, alors qu'il est dans l'état de diproton instable, pour former un noyau de deutérium. C'est tout simplement improbable et signifie que la chaîne de réaction globale à l'hélium est très lente.

La raison pour laquelle il n'y a pas d'explosion semblable à une bombe est qu'il n'y a aucun problème à déplacer 250 W par mètre cube loin du cœur, de la même manière qu'un tas de compost, qui génère à peu près la même densité de puissance, ne le fait pas spontanément exploser. Dans le cas d'une étoile, toute chaleur supplémentaire entre dans plus de rayonnement qui se diffuse et dans le travail effectué pour l'expansion de l'étoile. En conséquence, la température du noyau est stable. En fin de compte, toute énergie supplémentaire émerge sous forme de lumière solaire sur la photosphère solaire.

Si, pour une raison quelconque, l'opacité au rayonnement dans le noyau augmentait, la température augmenterait et plus d'énergie serait générée par la fusion.C'est exactement ce qui se passe dans le cœur lorsque plus d'hydrogène est transformé en hélium;la température centrale et la luminosité augmentent, mais lentement, sur des échelles de temps de plusieurs milliards d'années.

Si la fusion devait se dérouler plus rapidement, le noyau deviendrait plus chaud, il se dilaterait et deviendrait moins dense, et avec moins de densité, la fusion ralentirait.

La séquence principale d'étoiles comme le Soleil se déroule beaucoup plus lentement que les autres étapes.En effet, la réaction en chaîne p-p commence par la fusion de deux protons pour former un diproton, ou hélium-2.Le diproton est instable et se désintègre généralement immédiatement en deux protons, mais Bethe s'est rendu compte qu'en de rares occasions, il se désintègre par une faible réaction, libérant un neutrino et un positron pour former un noyau de deutérium, l'hydrogène- 2. Parce que ce deuxième processus est si rare, il limite le taux de fusion stellaire de sorte que les stars passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale

La fusion dans les étoiles nécessite des pressions et des températures énormes.

Tout corps, y compris les étoiles, est soumis à son propre champ gravitationnel. En tout point à l'intérieur d'un corps sphérique symétrique (dont la plupart des étoiles se rapprochent bien), la force gravitationnelle sera due à toute la masse "en dessous" de ce point - entre ce point et le centre. Cette force gravitationnelle pointe évidemment vers l'intérieur.

Cependant, toute la masse en dehors de ce rayon est également tirée vers l'intérieur et exerce une pression sur le matériau en dessous. Cela ajoute à la force gravitationnelle du matériau à l'intérieur.

Des pressions tellement énormes existent au cœur. À mesure que la pression augmente, les conditions de fusion deviennent de plus en plus probables. Lorsque la fusion se produit, la région du noyau qui peut permettre la fusion est maintenue contenue par la pression du matériau à l'extérieur de ce noyau, qui ne peut pas fusionner. Notez que la fusion ne se produit pas partout dans l'étoile, juste dans cette région centrale qui a atteint des pressions suffisamment élevées.

L'énergie générée par la fusion garde tout chaud (de manière simpliste) et les choses chaudes aiment se dilater et produire une pression vers l'extérieur. C'est la pression extérieure de la fusion de l'énergie thermique du noyau (qui est transmise par rayonnement et convection dans toute l'étoile et finalement à l'extérieur de l'étoile sous forme de lumière) qui empêche l'effondrement gravitationnel du noyau en raison de la force de tout ce qui appuie dessus.

C'est donc la force gravitationnelle que le corps exerce sur lui-même qui l'empêche "d'exploser" car elle provoque une fusion qui génère de la chaleur qui pousse contre l'effondrement.

Pourquoi la fusion nucléaire se produit-elle lentement?

Lent est un terme relatif, mais le taux de fusion est déterminé par la pression et la température à l'intérieur de l'étoile.Curieusement, les étoiles plus petites ont tendance à vivre le plus longtemps.Ceci, de manière très simpliste, est dû au fait que les pressions au niveau du noyau sont relativement faibles et que la quantité de fusion qui peut être maintenue par celui-ci et la taille du noyau de fusion sont en conséquence petites.Les étoiles plus grosses ont plus de pression et des noyaux plus gros et peuvent brûler relativement rapidement.Les raisons détaillées de la durée de vie des étoiles sont un peu plus complexes.Si vous voulez en savoir plus à ce sujet, je vous suggère de lire par exemplePages Wikipédia sur les étoiles naines rouges et Stellar Nucleosynthesis.

Les stars vivent la majeure partie de leur vie (voir séquence principale) dans un équilibre dynamique.Si le noyau devient très chaud en raison d'une production de chaleur accrue, l'étoile se dilate et le taux de fusion diminue.

Dans la plupart des cas, l'équilibre est également assez stable et l'étoile n'oscille pas sa production de chaleur.Eh bien, certaines étoiles oscillent leur luminosité, mais cela se produit principalement à l'extérieur du noyau (voir ex. Cepheide).

L'équilibre est parfois perdu (voir ex. supernova) et on assiste à une véritable explosion nucléaire "à la fois".Eh bien, pour un objet aussi grand, rien ne se passe "à la fois", le processus prend des minutes ou des heures, mais c'est quand même assez rapide par rapport à la durée de vie de l'étoile.

p.s.en fait, les étoiles commencent à briller avant même de démarrer le réacteur nucléaire dans leur cœur.La première lumière provient de l'effondrement gravitationnel du nuage de gaz initial.La chaleur supplémentaire des réactions nucléaires arrête juste l'effondrement pendant un certain temps (quelques millions ou milliards d'années).

Une explosion nécessite toujours un processus d'auto-accélération. Si vous mettez le feu à un tas de carburant conventionnel, il n'explosera pas: il consommera rapidement tout l'oxygène de l'air ambiant et le processus ralentira en attendant que plus d'oxygène soit disponible. Si vous voulez fabriquer un explosif, vous aurez besoin d'un oxydant: une substance qui libère de l'oxygène généralement en réponse à la température. De cette façon, la chaleur du feu dégagera plus d'oxygène, ce qui créera plus de feu, etc.

Une réaction thermonucléaire est accélérée par la densité. Dans une bombe à hydrogène, l'auto-accélération est obtenue en démarrant la réaction around une masse d'hydrogène, de sorte que l'onde de choc de l'hydrogène déjà consommé comprime le reste de la charge, qui elle-même commence à fusionner, créant encore plus de pression.

Dans une étoile, la réaction thermonucléaire se produit in the core, donc la chaleur qu'elle crée pousse le reste de la matière à part, réduisant la densité et ralentissant la réaction. Le système atteint alors un équilibre dans lequel tout changement de densité est neutralisé par le système lui-même.

Vous vous demandez pourquoi la fusion est un processus lent.

Pour comprendre cela, il est très important de voir que la fusion elle-même signifie que deux protons dans le noyau, séparés par les forces coulombiennes, doivent surmonter cette répulsion.Et l'un des protons doit inverser la désintégration bêta en neutron (noyau de deutérium).

https://astronomy.stackexchange.com/questions/30035/why-doesnt-the-fusion-process-of-the-sun-speed-up

Tout est QM, et probabilités, et la probabilité est de 1 sur 3 × 10 ^ 29 collisions.

Deux protons dans le fusible du Soleil.La plupart du temps, la paire se sépare à nouveau, mais parfois l'un des protons se transforme en neutron via la faible force nucléaire.Parallèlement à la transformation en neutron, un positron et un neutrino se forment.Cette paire proton-neutron qui se forme parfois est connue sous le nom de deutérium.

https://energyeducation.ca/encyclopedia/Nuclear_fusion_in_the_Sun

La compression par gravité de beaucoup de "trucs" dans quelque chose d'aussi gros que le Soleil est plus forte que la poussée de la fusion qui s'y produit.Bien qu'il "explose" lorsque sa gravité n'est pas assez forte pour empêcher le noyau de pousser les couches externes au moment où la fusion rend l'élément fer (pour la plupart des étoiles, cela se produit), ce qui entraîne la perte des couches externes comme votre peau etlaissant derrière lui un noyau lourd et charnu OU il pourrait «craquer» si la gravité bat la pression (le résultat peut être soit une étoile à neutrons, une étoile d'origine plus légère, soit une étoile d'origine plus lourde, un trou noir.

Il y a quelque chose qui "ralentit la fusion" en fait: la pression de rayonnement.L'idée est que la fusion nucléaire crée des nucléons, de l'énergie, etc., ainsi que de la lumière.La lumière exerce une pression, c'est juste très petit dans la vie de tous les jours.Pour les étoiles très massives cependant, la pression de rayonnement devient importante, et c'est la raison pour laquelle la gravité ne provoque pas l'effondrement de l'étoile.

La pression de rayonnement fixe une limite supérieure pour la masse d'une étoile, car si l'étoile devenait beaucoup plus grande, elle se détruirait comme l'explosion à laquelle vous pensez.Cette limite est connue sous le nom de limite Eddington.

Néanmoins, pour la plupart des étoiles, la pression de rayonnement n'est pas suffisante pour faire exploser l'étoile et les étoiles n'explosent pas.