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Fusion de l'oxygène

En astrophysique, la fusion de l'oxygène (dĂ©signĂ©e parfois improprement combustion de l'oxygène) est un ensemble de rĂ©actions nuclĂ©aires se dĂ©roulant dans les Ă©toiles massives qui ont Ă©puisĂ© par fusion les Ă©lĂ©ments lĂ©gers en leur cĹ“ur. Ces rĂ©actions s'amorcent alors que le cĹ“ur de l'Ă©toile s'est contractĂ© pour atteindre une densitĂ© de l'ordre de 1010 kg/m3 (soit 10 t/cm3) et une tempĂ©rature de l'ordre de 1,5 GK. Cela survient une fois la fusion du nĂ©on terminĂ©e, ce qui laisse au cĹ“ur de l'Ă©toile un mĂ©lange d'oxygène et de magnĂ©sium prĂŞt Ă  fusionner pour peu que les conditions s'y prĂŞtent.

Ces réactions sont principalement :

D'autres réactions sont possibles, quoique plus marginales, par exemple :

Lorsque la fusion de l'oxygène est terminée, le cœur de l'étoile se contracte encore davantage en raison de la baisse de la pression de radiations survenant à la fin de ce processus, de sorte que la température augmente au point de permettre l'amorçage de la fusion du silicium.

Notes et références

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