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.
cycle p-p |
cycle CNO |
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