La vie des étoiles

3 LA SEQUENCE PRINCIPALE

Cette phase est considérée comme la plus stable. L’étoile ne se contracte plus. La force gravitationnelle et la fusion nucléaire s’équilibrent, seul le noyau est le siège de réaction.

A) La force gravitationnelle

La force gravitationnelle est la première énergie utilisée par les étoiles.
La contraction de l’étoile libère de l’énergie potentielle qui est utilisée de deux manières différentes :

• Elle contribue au réchauffement du cœur de l’étoile
• Elle est émise sous forme de rayonnement (radiations)

Le théorème du viriel (Ep + 2Ec = 0) nous démontre que l’on utilise 50% de cette énergie pour chaque moyen utilisé.
Ceci est illustré dans le schéma ci-dessous :

Le théorème du viriel nous donne l’équation suivante : Ep + 2Ec = 0

Ec = ½ mv²
Ep = - (Gm²)/ (2R)

Ep : énergie potentielle
Ec : énergie cinétique
m : masse
v : vitesse
G : constante gravitationnelle
R : rayon

B) Les réactions nucléaires

Les réactions nucléaires ont lieu dans le cœur de l’étoile. La température qui y règne atteint les 15 millions de degrés.
Les réactions qui ont lieu sont celles de quatre protons en un atome d’hélium. Pour cela il faudrait qu’il y ait collision entre ces quatre protons en même temps, or ceci est extrêmement rare. C’est pour cela que cette fusion s’effectue en plusieurs étapes. Il existe deux types de fusion de l’hydrogène, il y a la chaine P – P et le cycle CNO.

1. Problème de la fusion

-> Comment faire en sorte que deux protons de charge positive se rencontrent ?

En effet, il faut une certaine force donc une certaine vitesse pour que ces particules se percutent.

Simplifions le sujet : prenons deux aimants, pour pouvoir coller les deux pôles Nord ensemble (ou les deux pôles Sud) il faut fournir une certaine force :

En rouge, nous avons la force de répulsion, et en bleu, la force à fournir pour pouvoir coller ces deux aimants ensemble.

La température est un catalyseur, c'est-à-dire qu’elle accélère la vitesse des particules. Donc pour pouvoir fusionner deux protons, il faut atteindre une vitesse critique, une fois celle-ci atteinte, plus rien ne peut empêcher la rencontre des deux particules car la force de répulsion ne sera plus suffisante.

2. La chaine P-P

Cette chaine a lieu principalement dans les étoiles de faible masse.
Les réactions qui s’opèrent sont les suivantes :

La notation utilisée ici nous indique les éléments suivants : le nom de l’atome utilisé (H pour hydrogène et He pour l’hélium) ; en bas à gauche, nous avons le nombre de proton porté par cette atome ; en haut à droite, nous avons le nombre total de particules contenues dans le noyau (proton + neutron).

Nous remarquons qu’il faut trois réactions faisant intervenir quatre protons au total pour créer un atome d’hélium.

• Première réaction : deux atomes d’hydrogène ₁H¹ se rencontrent, créant ainsi une particule appelée le deutérium ₁H² qui contient un proton et un neutron ; un positron e⁺ qui est une antiparticule de l’électron, de charge positive  ; et un neutrino &nu qui est une particule de charge et de masse quasi nulle.
• Seconde réaction : un atome d’hydrogène percute une particule de deutérium. Ce choc donne naissance à un isotope (particule possédant le même nombre de proton qu’un atome) de l’atome d’hélium ₂He³ qui contient deux protons et un neutron ; ainsi qu’un photon &gamma qui sert à réchauffer le milieu.
• Troisième réaction : fusion entre deux isotopes d’hélium créés précédemment. Ceci nous donne un atome d’hélium ₂He⁴ et deux atomes d’hydrogène.

Si on fait le compte, on utilise six atomes d’hydrogène pour créer un atome d’hélium et deux atomes d’hydrogène. Par conséquent, on peut dire que l’on en utilise que quatre. Nous avons donc le bilan suivant : 4 x ₁H¹ -> ₂He⁴

3 Le cycle CNO

Le cycle CNO s’opère principalement dans les étoiles de masse supérieure à 1,5 masse solaire. La température du cœur de l’étoile est supérieure à 20 millions de degrés.
La réaction qui s’opère est la suivante :

La notation est la même que précédemment. Six réactions sont mises en jeu pour effectuer cette fusion :

• Première réaction : on fusionne un atome d’hydrogène ₁H¹ avec un atome de carbone ₆C¹², ce qui nous donne un isotope de l’azote ₇N¹³ et un photon &gamma .
• Seconde réaction : l’isotope d’azote obtenu n’est pas très stable, par conséquent il se transforme en isotope de carbone ₆C¹³ en émettant un positron e⁺ et un neutrino &nu .
• Troisième réaction : cet isotope de carbone fusionne ensuite avec un atome d’hydrogène pour former l’atome d’azote ₇N¹⁴ et un photon.
• Quatrième réaction : l’atome d’azote qui vient d’être créé entre en contact avec un atome d’hydrogène. On obtient alors un isotope de l’oxygène ₈O¹⁵ et une émission d’un photon.
• Cinquième réaction : cet isotope de l’oxygène n’étant pas très stable se transforme en un isotope de l’azote ₇N¹⁵ avec émission d’un positron et d’un neutrino.
• Sixième réaction : un atome d’hydrogène vient fusionner avec notre nouvel isotope pour former ainsi notre atome d’hélium ₂He⁴ et un atome de carbone qui pourra être utilisé pour un nouveau cycle.

Au final, on utilise toujours quatre atomes d’hydrogène pour créer un atome d’hélium. Ce cycle produit moins d’énergie que la chaine P – P car il y a plus de neutrino qui transporte l’énergie hors de l’étoile.

C Durée de cette séquence

L’étoile va séjourner la majorité de sa vie dans cette phase. Comme pour la phase de contraction, la durée dépend essentiellement de la masse. Les étoiles de grande masse usent leur stock d’énergie beaucoup plus rapidement que les étoiles de faible masse et cela en raison de leur température centrale qui est très élevée.

Lorsqu’il n’y a plus assez d’hydrogène pour maintenir l’équilibre avec la force gravitationnelle, l’étoile quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge.

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