Fusion du carbone

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Cet article concerne la fusion nucléaire du carbone. Pour la fusion ordinaire, voir Carbone#Liquide et gaz.

La fusion du carbone, souvent appelée (de façon plus ambigüe) « combustion du carbone »[a], est un ensemble de réactions de fusion nucléaire intervenant dans les étoiles d'au moins cinq masses solaires à leur formation[1] qui, en leur cœur, ont converti en carbone tous leurs éléments plus légers. Ces réactions se déroulent à une température d'au moins 600 MK alors que la masse volumique des gaz atteint 2×108 kg/m3.

Les principales réactions sont[2]:

  • 12
    6    C     + 12
    6    C     → 20
    10    Ne     + 4
    2    He     + 4,617 MeV
  • 12
    6    C     + 12
    6    C     → 23
    11    Na     + 1
    1    H     + 2,241 MeV
  • 12
    6    C     + 12
    6    C     + 2,599 MeV → 23
    12    Mg     + 1
    0    n    .

D'autres réactions sont également possibles :

  • 12
    6    C     + 12
    6    C     → 24
    12    Mg     + 13,933 MeV
  • 12
    6    C     + 12
    6    C     + 113 keV → 16
    8    O     + 2 4
    2    He    .

Ces réactions conduisent à l'accumulation d'oxygène, de magnésium et surtout de néon au cœur de l'étoile. Lorsqu'elles sont achevées, l'étoile se contracte sous l'effet de la baisse de la pression de radiation générée jusqu'alors par les réactions de fusion nucléaire. Les étoiles de moins de huit masses solaires éjectent leurs couches extérieures sous forme d'un puissant vent stellaire laissant apparaitre une naine blanche formée par le cœur inerte de l'étoile où se sont accumulés l'oxygène, le magnésium et le néon issus des réactions de fusion du carbone ; les étoiles de plus de huit masses solaires se contractent jusqu'à ce que la pression et la température au cœur de l'astre atteignent des valeurs permettant la fusion du néon.

Notes et références

Notes

  1. ↑ Le terme « combustion » évoque clairement une réaction chimique d'oxydation alors qu'il s'agit ici d'une réaction de fusion nucléaire qui n'a rien à voir avec la chimie. Le terme « fusion » prête aussi à confusion, mais la fusion ordinaire (passage de l'état solide à l'état liquide) est, dans le cas du carbone, un phénomène rarement évoqué (il ne se produit qu'à haute pression).

Références

  1. ↑ (en) Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C., « Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03 », Astronomy and Astrophysics Supplement, vol. 141,‎ , p. 371–383 (DOI 10.1051/aas:2000126)
  2. ↑ Donald Clayton, « Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis », (1968).
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