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Une fournaise stellaire

Le Soleil et la fusion nucléaire
09/05/2014
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Sais-tu pourquoi le Soleil brille ? Tu t’en doutes sûrement un peu. Pour éclairer et chauffer notre planète située à 150 millions de kilomètres de distance, il doit dégager énormément d’énergie. Cette énergie est émise sous forme de rayonnement et de chaleur. Elle est produite lors de réactions nucléaires qui ont lieu au cœur de l’étoile. (Eh oui, notre Soleil est une étoile comme les autres)

Qu’est-ce que ça prend pour obtenir de telles réactions nucléaires ? Deux choses : de l’hydrogène et énormément de chaleur. Ça tombe bien : le Soleil est constitué à 92 % d’hydrogène et la température interne y est de 15 millions de degrés Celsius ! C’est tellement chaud que les atomes d’hydrogène fusionnent pour devenir de l’hélium. C’est une réaction bien spéciale que les physiciens atomistes appellent la fusion nucléaire. Chaque seconde, quelque 700 millions de tonnes d’hydrogène sont converties en hélium. L’hélium issu de cette fusion est environ 0,7 % plus léger que l’hydrogène.

Même si ça semble contraire aux paradigmes de la chimie (rien ne se perd...), c’est pourtant ce qui se passe. En fait, cette différence de masse de 0,7 % est émise sous forme d’énergie pure. Si tu as la bosse des maths, tu peux effectuer le calcul : chaque seconde, le Soleil perd près de cinq millions de tonnes en énergie ! Ça fait 432 000 000 000 tonnes par jour…

À ce rythme, on pourrait croire que le Soleil épuisera bien vite ses réserves d’hydrogène. Erreur ! N’oublie pas qu’il est très massif : il pourrait contenir la Terre un million de fois ! Il dispose donc de quantités « astronomiques » d’hydrogène. Assez, en tout cas, pour brûler pendant encore cinq milliards d’années.





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