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… propice à la formation de particules et d'énergie …

Dossier - Les Mécanismes Stellaires
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Un TIPE très interessant sur les mécanismes stellaires dans les étoiles, expliquant notamment ce qu'est le diagramme Hr.

  
DossiersLes Mécanismes Stellaires
 

On a pu croire un certain temps que l'énergie rayonnée par le soleil provient de la contraction gravitationnelle. Cette théorie fût proposée au XIXème siècle par Helmholtz. En effet, dans un nuage de gaz en contraction, le nombre de collisions augmente et l'énergie gravitationnelle se transforme en énergie cinétique d'activation thermique.

NGC 2264 prise par l'Observatoire européen austral.© ESO

Celle-ci est rayonnée en partie à l'extérieur sous forme de photons. Cette diminution d'énergie conduit le nuage à poursuivre sa contraction. Ce processus s'auto-accélère. La durée de vie du soleil, s'il tirait son énergie de cette seule source gravitationnelle, ne dépasserait pas quelques millions d'années. En fait, la contraction gravitationnelle qui s'est produite au début de la vie du soleil, à eu pour effet d'augmenter fortement la température dans les régions centrales de celui-ci et de déclencher des réactions thermonucléaires, de fusion de l'hydrogène en hélium, libérant une importante quantité d'énergie. C'est cette source qui assure au soleil une durée de vie de plusieurs milliards d'années.

1) Les réactions thermonucléaires et la nucléosynthèse

On discerne deux types de réactions thermonucléaires : la première libère de l'énergie par la fusion d'éléments légers, la seconde par la fusion d'éléments lourds. On constate que quatre atomes d'hydrogène pèse plus qu'un atome d'hélium. Lorsqu'on parvient à synthétiser de l'hélium à partir de protons et de neutrons, on libère alors une énergie (Delta)E, qui est proportionnelle à la différence de masse (Delta)M selon la relation :

(Delta)E = (Delta)M . c²

En revanche, au-delà du fer (masse atomique 56), il faut remonter la pente et la synthèse d'éléments plus lourds ne rapportent plus d'énergie mais en coûte.

La fusion de noyaux ne se produit que dans un milieu très chaud et très dense : chaud, parce qu'il faut une grande énergie cinétique aux noyaux individuels pour qu'ils puissent vaincre la répulsion électrostatique ; dense, pour que la probabilité de collision soit raisonnablement grande.

Plus un élément est lourd, plus la charge de son noyau est grande. Ainsi, selon la loi de Coulomb, la répulsion électrostatique entre deux noyaux d'hélium est quatre fois plus forte qu'entre deux noyaux d'hydrogène. Une fois que le cœur d'une étoile a atteint la température nécessaire pour opérer la fusion de l'hydrogène, il y fait encore trop froid pour brûler de l'hélium. Ainsi donc, toute la première phase de la vie d'une étoile est caractérisée par la combustion centrale d'hydrogène et les phases successives le seront par d'autres régimes de fusion nucléaire.

La fusion de l'hydrogène en hélium se fait en différentes étapes et par différents canaux. Un cycle très important est le cycle proton-proton.

Il y a simultanément production de photons : l'étoile brille. Un tel cycle produit 2000 milliards de joules par mole d'hélium obtenue. Une question intéressante concerne la stabilité des réactions nucléaires dans les étoiles. En effet, l'énergie qu'elles produisent augmente la température et donc l'efficacité des réactions : pourquoi alors, celles-ci ne s'emballent-elles pas et les étoiles n'explosent-elles pas comme de gigantesques bombes atomiques ? La réponse réside dans la loi du gaz parfait : augmenter la température conduit à augmenter la pression. Pour maintenir l'équilibre décrit dans la première partie, les couches centrales de l'étoile se dilatent, ainsi la densité y diminue et la probabilité des réactions suit.

2) Le principe de Pauli et la pression de radiation

Le principe d'exclusion de Pauli stipule que deux particules ne peuvent se trouver dans le même état quantique. Au cœur d'une étoile, les atomes sont ionisés du fait de l'importante chaleur qui augmente l'énergie cinétique des particules. Dans une étoile, la gravitation oblige les neutrons et les électrons à se trouver au même endroit. Ils ne peuvent donc pas avoir la même énergie donc la même vitesse. Les neutrons et les électrons vont devoir adopter des vitesses toutes différentes de plus en plus grande : cette pression, appelée pression de dégénérescence, va apparaître comme une force qui s'oppose à l'effondrement. A cette force vient s'ajouter la pression de radiation exercée par un photon lorsqu'il est créé par une réaction thermonucléaire sur la matière environnante. Plus l'énergie du photon est grande, plus cette pression est élevée. L'équilibre hydrodynamique fait donc intervenir force gravitationnelle, pression du gaz comprimé, pressions de dégénérescence et de radiation.