L'énergie des étoiles et le rayonnement solaire
Ce chapitre explore les fondements de l'énergie stellaire, en se concentrant sur la fusion nucléaire et le rayonnement solaire. La fusion nucléaire de l'hydrogène est présentée comme le processus principal de production d'énergie dans les étoiles, aboutissant à la formation d'hélium et à la libération d'une quantité importante d'énergie.
Définition: La fusion nucléaire est le processus au cours duquel deux noyaux atomiques légers s'assemblent pour en former un plus lourd, libérant de l'énergie.
La célèbre équation d'Einstein, E=mc², est introduite pour expliquer la relation entre la masse et l'énergie. Cette formule est cruciale pour comprendre la quantité d'énergie libérée lors de la perte de masse dans les réactions de fusion.
Exemple: Dans le Soleil, quatre noyaux d'hydrogène fusionnent pour former un noyau d'hélium, libérant de l'énergie selon E=mc².
Le chapitre souligne également l'importance de calculer la perte de masse d'une étoile pour déterminer l'énergie qu'elle pourrait libérer.
Highlight: La vitesse de la lumière c est une constante fondamentale dans ces calculs, valant 299 792 458 m/s.