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Les étoiles

Structure d'une étoile

Les étoiles se forment par effondrement gravitationnel de nuages de gaz interstellaire composés principalement d'hydrogène (~70 % de la masse) et d'hélium (25-30 %) avec une faible teneur en éléments plus lourds (<2 %), appelés (improprement) métaux en astrophysique. Contrairement à l'hydrogène et à la majeur partie de l'hélium qui se sont formés juste après le Big-Bang, les éléments lourds sont le résidu des réactions de fusion de générations précédentes d'étoiles. Une étoile passe sa vie à s'opposer à l'effondrement gravitationnel. Au fur et à mesure qu'une étoile se contracte, sa densité augmente. Ceci entraîne une augmentation de la pression jusqu'à ce que celle-ci équilibre la contraction gravitationnelle.

L'augmentation de la pression s'accompagne d'une augmentation de la température qui peut alors atteindre les quelques millions de degrés nécessaires à la fusion de l'hydrogène. Au coeur d'une étoile ont donc lieu des réactions de fusion nucléaire qui transforment des noyaux légers en noyaux plus lourds et produisent de l'énergie sous forme de photons et de neutrinos selon la fameuse formule d'Einstein E=mc2. Les réactions nucléaires permettent de maintenir la température élevée et donc la pression nécessaire à la stabilité de l'étoile. Les réactions nucléaires créent de l'énergie qui a tendance à augmenter la température. Or, le rendement des réactions nucléaires croît avec la température. Les réactions devraient donc s'emballer. Ce n'est pas le cas car la pression augmente avec la température. Si la température augmentait, les forces de pression deviendraient supérieures aux forces de contraction gravitationnelles. Le milieu se dilaterait et la densité diminuerait. La pression et donc la température suivraient cette diminution ce qui calmerait les réactions nucléaires. L'intérieur d'une étoile est donc en équilibre.

Les noyaux atomiques sont constitués de protons et de neutrons liés entre eux par l'interaction forte, l'une des quatre forces fondamentales. Les protons ont une charge positive et, comme leur nom l'indique, les neutrons sont neutres. La masse d'un noyau n'est pas égale à la somme des masses de ses nucléons. Plus la masse moyenne par nucléon est faible, plus le noyau est stable en ce sens qu'il peut plus difficilement transformer de la masse en énergie. Le noyau le plus stable est celui du fer composé 56 nucléons (26 protons et 30 neutrons). Les noyaux plus lourds que le fer ont une masse par nucléon qui croit avec la masse du noyau, la masse par nucléon des atomes les plus lourds étant environ 1.001 fois plus grande que celle du fer. Inversement, les noyaux plus légers ont une masse par nucléon qui décroît avec la masse du noyau, la masse par nucléon de l'hélium étant environ 1,002 fois plus grande que celle du fer. Le noyau d'hydrogène, composé d'un seul proton, a une masse presque 1,010 fois plus grande que la masse par nucléon du fer.

Deux atomes légers peuvent donc fusionner pour former un nouvel atome de masse inférieure à la somme de leurs masses individuelles. La différence de masse est transformée en énergie sous forme de photons et de neutrinos. C'est ce que l'on appelle une réaction de fusion nucléaire. La masse d'un nucléon d'un atome d'hydrogène étant de loin la plus grande, la réaction de fusion la plus énergétique par unité de masse de combustible sera donc celle de l'hydrogène.
Inversement, un noyau très massif peut de casser en deux atomes plus petits dont la somme des masses sera inférieure, la différence de masse étant également transformée en énergie. C'est ce que l'on appelle la fission nucléaire qui est utilisée dans nos centrales nucléaires pour transformer de l'uranium en noyau plus petits, l'excès d'énergieétant utilisé pour produire de l'électricité.

Les étoiles tirent donc principalement leur énergie de réactions de fusion nucléaire. La durée de vie d'une étoile n'est donc pas illimitée puisque l'étoile à une masse limitée. Pour fusionner, deux noyaux doivent donc d'abord vaincre une force de répulsion électrostatique d'autant plus forte qu'ils sont chargés (et donc lourds). Pour vaincre cette force électrostatique, ils doivent avoir une énergie cinétique suffisante et donc une vitesse suffisante. Ceci revient à dire que la température doit être très élevée puisque la température n'est rien d'autre qu'une mesure macroscopique de la distribution de vitesse des particules. L'élément qui fusionne le premier dans les étoiles est donc l'hydrogène. De plus, comme la réaction de fusion de l'hydrogène est celle qui fournit le plus d'énergie, et que l'hydrogène est de loin l'élément le plus abondant, la majeure partie de la vie d'une étoile se passera à fusionner de l'hydrogène.

Contrairement à ce que l'on pourrait croire, plus une étoile est massive, moins elle vit longtemps. En effet, plus la masse est grande, plus la pression et la température à l'intérieur de l'étoile seront fortes. Or l'efficacité des réactions de fusion croit avec la température.
Les deux grands types de réactions qui transforment l'hydrogène en hélium sont le cycle pp (pour proton-proton) qui domine dans les étoiles de petite masse (comme le Soleil) et le cycle CNO (pour Carbone-Azote-Oxygène qui agissent globalement comme catalyseurs) dans les étoiles de grande masse. Or, le taux de production d'énergie du cycle p-p est proportionnel à T4 et celui du cycle CNO à T20, l'égalité de ces deux taux étant équivalent aux alentours de 1,2 masse solaire. Les étoiles libèrent donc d'autant plus d'énergie qu'elles sont massives et vivent donc moins longtemps car elles épuisent plus vite leur carburant.
 
 
animation cycle P-P
cycle p-p
animation cycle CNO
cycle CNO