L'énergie des étoiles

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D'où vient l'énergie des étoiles ?
En effet, pour briller, celles-ci doivent être chaudes, et ont donc besoin d'énergie pour entretenir cette chaleur. Historiquement, on a commencé par imaginer des réactions chimiques au sein du Soleil. Malheureusement, vu la faible efficacité de ces réactions, le Soleil devrait être éteint depuis des milliards d'années en ayant brûlé tout son combustible.

Au milieu du XIX ème siècle, deux physiciens, Kelvin et Helmholtz, émirent l'idée que le Soleil devait s'effondrer sous son propre poids, et que cette contraction gravitationnelle, en provoquant l'échauffement du gaz interne, permettrait à celui-ci de rayonner.
Si ce processus est effectivement à l'oeuvre dans les nuages protostellaires, il ne peut servir à faire fonctionner une étoile : le calcul montre que le Soleil aurait du avoir une taille supérieure à celle de l'orbite terrestre il y a moins de 25 millions d'années.

La solution vint enfin suite aux travaux d'Einstein, qui établit une relation d'équivalence entre masse et énergie, la fameuse formule E=mc².

L'atome et les réactions nucléaires

Pour qu'un noyau atomique soit stable, il faut qu'il existe une force supérieure à la répulsion électrostatique entre les protons qui le composent.
Plus le noyau est lourd, plus l'énergie potentielle de celui-ci est faible, à cause de cette force. Cette perte d'énergie potentielle est appelée énergie de liaison. Et par équivalence, elle correspond à une perte de masse, ce qui veut dire qu'un noyau est plus léger que l'ensemble de ses constituants pris séparément.

Energie de liaison par nucléon
Sur ce schéma, on a tracé l'énergie de liaison par nucléon, en fonction du nombre de nucléons du noyau.
L'énergie est la plus forte pour le Fer (Z=56), c'est donc l'élément le plus stable.

Si on part de la gauche de la courbe, donc des éléments légers, ceux-ci vont pouvoir fusionner entre eux, jusqu'au Fer, en relâchant une partie de leur énergie de liaison.
Inversement, les éléments lourds vont obéir à un mécanisme de fission, en formant des noyaux plus légers.

Une étoile étant principalement constituée d'hydrogène, c'est donc la fusion de cet élément en hélium qui va constituer la source d'énergie, au moins tant que l'étoile est sur la séquence principale.
Ce que l'on écrit de manière symbolique sous la forme

4 H--> He + énergie.

Le Soleil émet une énergie lumineuse d'environ 4x1026 Watt. Le calcul montre qu'il doit consommer 600 millions de tonnes d'hydrogène par seconde pour y parvenir.

 


La chaîne proton-proton

Pour arriver à ce résultat, le chemin le plus facile est la chaîne proton-proton.
Deux noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent pour donner un noyau de deutérium, en émettant un positron et un neutrino.
Ce deutérium fusionne avec un autre proton pour donner un noyau d'hélium3, en relâchant un photon gamma porteur de grande énergie.
Enfin, deux noyaux d'hélium3 fusionnent pour donner un noyau d'hélium4 en relâchant deux protons.

La chaine p-p

Cycle proton-proton à l'intérieur d'une étoile.

Sur le schéma ci-dessus, sont indiqués les temps caractéristiques des réactions. La plus lente est la fusion des deux protons initiaux, c'est donc elle qui gouverne le taux global de la réaction.
Bien que cette durée caractéristique soit énorme (un milliard d'années), il faut voir que c'est un chiffre statistique, et que le nombre de protons présents compense largement la faible probabilité de la réaction.

 


Le cycle CNO

La seconde façon d'obtenir cette conversion de l'hydrogène en hélium est le cycle CNO -pour Carbone, Azote, Oxygène.

Cette réaction est plus complexe que la précédente, et a lieu en six étapes :

Le cycle CNO
Cycle CNO à l'intérieur d'une étoile massive.
Le bilan global est le même que le cycle proton-proton : 4 protons donnent un noyau d'hélium, plus divers particules.

Dans cette chaîne de réaction, le carbone est régénéré. Il sert simplement de catalyseur.
La condition essentielle est bien évidemment qu'il soit présent au départ : cette chaîne de réactions se trouvera donc plutôt dans des étoiles de population I.

 


Comparaison des deux cycles

Dans quelle proportion ces deux chaînes vont-elles contribuer à la production d'énergie dans une étoile ?
La réponse à cette question tient dans le graphique ci-dessous :

efficacité comparée des deux cycles
Comparaison de l'efficacité des deux cycles de fusion de l'hydrogène en fonction de la température.

Plus la température est élevée, plus le cycle CNO est prédominant. La température interne d'une étoile étant directement reliée à sa masse, on peut dire que la chaîne p-p est largement prédominante jusqu'à environ 1 masse solaire ; au delà de 1,3 masse solaire, c'est la chaîne CNO qui fournira la plus grande part de l'énergie de l'étoile.

On notera que, pour être entretenues, ces réactions nécessitent une température minimale d'environ 8 à 10 millions de Kelvin.

 


Au delà de l'hélium

Nous avons vu qu'une fois l'hydrogène du coeur de l'étoile épuisé, celui-ci allait se contracter, et sa température augmenter.
L'étoile entre alors dans le stade 'géante rouge'.

A ce moment-là, les noyaux d'hélium vont commencer à fusionner entre eux pour donner du béryllium. Ce noyau de béryllium va fusionner avec un autre noyau d'hélium pour donner du carbone. Cette réaction est appelée "triple alpha".

Si l'étoile est suffisament massive, les réactions vont pouvoir continuer au fur et à mesure que la température augmente, pour finir par le fer.

A la fin, aux environs de 6 milliards de degrés, les noyaux de fer vont être cassés par les rayons gamma. Cette réaction consomme de l'énergie, elle va provoquer l'implosion du coeur et le déclenchement de la supernova.

Réaction Température d'ignition
(en millions de K)
Combustion de l'hydrogène
4 (1H) -> 4He
10
Combustion de l'hélium
2(4He)-> 8Be
 8Be +4He-> 12C
 12C+4He-> 16O
100
Combustion du carbone
2(12C)-> 4He+20Ne
 20Ne+4He-> n+23Mg
600
Combustion de l'oxygène
2(16O)-> 4He+28Si
2(16O)-> 2(4He)+24Mg
1500
Combustion du silicium
2(28Si)-> 56Fe
4000
Photodissociation du fer
56Fe-> 13(4He)+4n
6000