L'énergie des étoiles.



Une étoile est une immense boule de gaz en équilibre entre son propre poids et sa pression interne. Du fait de leur énorme masse, les étoiles doivent produire une quantité notable d'énergie afin d'empêcher la gravité de prendre le dessus, et ainsi éviter l'effondrement gravitationnel. On estime d'après les calculs que notre Soleil converti chaque secondes 4,26 millions de tonnes d'hydrogène en énergie. D'où vient cette énergie colossale qui fait briller les étoiles ? La réponse en trois lettres: E = mc², l'énergie est égale à la masse multipliée par la vitesse de la lumière au carré. Cette formule, découverte par Einstein et ses prédécesseurs, révolutionna notre compréhension du monde des étoiles. Ne sachant d'où les étoiles tirent leur énergie, les physiciens inventèrent plusieurs scénario, mais qui donnait au Soleil un âge de seulement quelques millions d'années, ce qui entrait en contradiction avec la datation des roches terrestres, qui donnait un âge de plusieurs milliards d'années à la Terre. C'est alors qu'Einstein et son équation entrent en scène. Cette équation établie une relation entre la masse et l'énergie: l'énergie est proportionnelle à la masse, et toute forme de masse peut être convertie en énergie, et vice-versa (bien que le passage de l'énergie à la masse soit plus rare). Ainsi, l'énergie de notre Soleil proviendrait de réaction thermonucléaire en son coeur: il s'agit de la fusion nucléaire, combinant plusieurs atomes légers en un plus gros, tout en libérant de l'énergie. Nous allons donc voir ci-dessous quels sont les types de réactions nucléaires qui permettent aux étoiles de briller.

I) Le cycle proton-proton.

La chaîne proton-proton est le chemin le plus simple pour accéder à cette énergie. Deux noyaux d’hydrogène (des protons) fusionne en un noyau de deutérium en émettant un positon (antiparticule de l'électron, de même masse mais de charge opposée) et un neutrino (particule de masse et de charge nulles). Ensuite, ce noyau de deutérium fusionne avec un proton pour donné de l’hélium 3 (isotope de l’hélium, voir les constituants de la matière), en émettant un photon gamma fortement énergétique. Finalement, deux noyau d’hélium 3 fusionnent en un noyau d’hélium 4 tout en relâchant deux protons. Ce cycle serait présent dans les étoiles de faible masse, telle que notre Soleil.




II) Le cycle CNO (Carbone, Azote, Oxygène).

Le cycle CNO est beaucoup plus complexe que la chaîne Proton-Proton.
Tout d’abord, un noyau de carbone fusionne avec un proton pour donner de l’azote 13 en relâchant un photon gamma. Ce noyau étant instable, il se désintègre presque spontanément en un noyau de carbone 13 tout en émettant un positon et un neutrino. Le noyau de carbone 13 fusionne ensuite avec un proton pour former un noyau d’azote 14 et en émettant un photon gamma. Ensuite, on obtient un noyau d’oxygène 18 et un photon lorsque l’azote 14 fusionne avec un proton. Comme pour l’azote 13, l’oxygène 18 se désintègre spontanément en émettant un positron et un neutrino. Puis pour terminer, l’azote 15 formé fusionne avec un proton pour donner un noyau de carbone et un noyau d’hélium.
On constate que dans cette enchaînement de réaction, le carbone est régénéré, on dit qu’il sert de catalyseur. Ce type de réaction serait présent dans les étoiles les plus massives, car elle libère plus d'énergie que la chaîne proton-proton.



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