Chapitre 5 : Les systèmes stellaires

Chapitre 5 : Les systèmes stellaires
3h00
I) Introduction aux étoiles
1) Naissance d’une étoile
Les étoiles se forment à partir de la matière interstellaire.
 Définition : matière interstellaire
Matière occupant le vaste espace qui sépare les étoiles dans les galaxies et entre les
galaxies elles-mêmes. Elle se présente principalement sous deux formes : les grains de
poussière interstellaires, et de gaz interstellaire.
Les grains de poussière interstellaire représentent environ 0,1% de l’ensemble de la
matière interstellaire. Ils sont composés de carbone, de roche (silicate), de glace (eau, gaz
carbonique, méthane, ammoniaque solide) et de fer. Ils sont à l’origine de l’atténuation de
l’intensité de la lumière des étoiles.
La matière interstellaire se présente essentiellement sous forme de gaz interstellaire,
composé surtout d’hydrogène. Lorsque la densité d’un nuage de matière interstellaire, les
atomes deviennent des molécules par collision, et on obtient un nuage moléculaire.
Il y a différentes théories concernant la naissance d’une étoile. Une étoile est issue de
l’apparition d’une sur-densité au niveau d’un nuage moléculaire On observe que les jeunes
étoiles sont principalement dans les bras spiraux des galaxies. Deux théories sont en
accordance avec cette observation.
a) Par chocs compressifs lors de la traversée des bras spiraux
Dans notre galaxie, les bras spiraux sont des zones de densité élevée. Tout objet de la
galaxie traverse ses bras spiraux, notamment les nuages moléculaires, qui reçoivent un « choc
compressif » à chaque traversée. Il arrive un « choc fatal » qui donne naissance à une étoile
par effondrement gravitationnel.
b) Par effondrement gravitationnel suite à l’explosion d’une supernova
Un autre scénario possible est l’effondrement gravitationnel suite à l’explosion d’une
supernova. En effet lors de l’explosion d’une supernova, une onde de choc se propage, peut
entourer et comprimer un nuage interstellaire se trouvant à proximité. Ce scénario peut être
tout aussi possible et expliquer la présence d’étoiles jeunes dans les bras spiraux, puisque les
supernovae se trouvent dans les bras.
2) Les réactions au cœur des étoiles : les nucléosynthèses stellaires
a) Définitions

Il existe deux types de réactions nucléaires :
 Définition : fusion nucléaire
Division d’un noyau atomique lourd, généralement en deux fragments, avec libération
d’énergie.
 Définition : fission nucléaire
Union d’atomes légers en un atome plus lourd, libérant une importante quantité
d’énergie.
b) Bilan énergétique d’une réaction nucléaire
Rappel : un élément chimique est défini par son nombre de protons Z. Le noyau d’un
atome est constitué de nucléons, étant neutre, les neutrons de nombre N, et les protons, chargé
positivement. Le nombre de neutrons s’écrit A = N + Z. Un élément chimique existe si il est
stable, c'est-à-dire si il y a à peu prés un équilibre neutrons – protons.
Le noyau de fer (Z=26, N=30) est le noyau le plus stable vis-à-vis des réactions
nucléaires. Plus la réaction nucléaire donnera des produits dont le nombre de protons se
rapproche de celui du fer, plus la réaction libèrera de l’énergie. Ceci peut s’expliquer par un
modèle, dit le « modèle du volcan ».
La cheminée du volcan symbolise le noyau de l’atome, les billes représentent les
protons. On va utiliser ce modèle pour illustrer une fusion. Le bilan énergétique d’une
réaction nucléaire énergie d’activation + énergie libérée = énergie libérée par la réaction
(énergie d’activation négative et énergie libérée positive) peut être modélisé ainsi énergie
de potentiel A – B + énergie de potentiel B – C. Pour le fer le point A et le point C étant au
même niveau, le bilan énergétique de la réaction est nul.
Lorsque l’on fusionne un
proton à un noyau de fer,
le bilan net est nul.

Conclusion :
- fusion de 2 atomes < Fe
56
= libération d’énergie
- fusion de 2 atomes > Fe
56
= consommation d’énergie
- fission de1 atome < Fe
56
= consommation d’énergie
- fission de1 atome > Fe
56
= libération d’énergie
Rendement d’une réaction nucléaire :
La masse libérée est transformée en énergie selon la formule E = m c
2
x A + y B  z C r = (x*(m
p
)
A
+ y*(m
p
)
B
- z*(m
p
)
C
)* c
2
x*(m
p
)
A
+ y*(m
p
)
B
z C  x A + y B r = (z*(m
p
)
C
- x*(m
p
)
A
+ y*(m
p
)
B
)* c
2
z*(m
p
)
C
avec R : rendement énergétique en J
m
p
: masse par proton du noyau
c : célérité = 3.10
8
m/s
+ transparent courbe masse du proton par rapport au nombre Z
c) Les différentes réactions dépendent de la température
Toute réaction nucléaire nécessite une énergie d’activation apportée par une
température élevée. L’énergie d’activation correspond en fait à une répulsion électrique à
laquelle doivent faire face les protons voulant fusionner avec un noyau. Tout élément de
l’univers, autre que l’hydrogène et l’hélium qui était présent à l’origine, ont été former par
réaction nucléaire au cœur des étoiles : c’est la nucléosynthèse.
Plus la température est élevée, plus des réactions formant des atomes à gros noyau ont lieu.
Lorsque l’on fusionne un proton
à un noyau plus léger que le
fer, le bilan net est une
libération d’énergie.
Lorsque l’on fusionne un proton à un noyau plus
lourd que le fer, le bilan net est une absorption
d’énergie. Par contre si on lui ajoute de l’énergie,
il peut se fissionner. Le bilan net sera donc une
libération d’énergie.

Quelques exemples de nucléosynthèse, que l’on ne détaillera pas car les processus sont trop
complexes :
4 H
1
 He
4
T > 10 000 000K
(C’est cette réaction qui est à l’origine de la production d’énergie par le soleil, et par la
plupart des étoiles)
3 He
4
 C
12
T1 > 100 000 000K
C
12
+ He
4
 O
16
T > T1
C
12
+ C
12
 Ne
20
+ He
4
T > 600 000 000K
C
12
+ C
12
 O
16
+ 2 He
4
T > 600 000 000K
C
12
+ C
12
 Mg
24
T > 600 000 000K
O
16
+ O
16
 Si
28
+ He
4
T > 1 500 000 000K
(Si
28
+ He
4
) + He
4
) … + He
4
)  Fe
56
T > 3 000 000 000K
Chacune de ces réactions peuvent libérer neutrinos, positons et photons.
positon : anti-électron, particule semblable à l’électron mais chargé positivement. Un positon
est libéré lors de la transformation d’un proton en neutron.
Neutrino : particule sans masse et sans charge nécessaire pour assurer la conservation de
l’énergie de certaines réactions nucléaires.
Neutrino : déf neutrino
Les autres éléments chimiques plus lourds que le fer sont issus d’une « capture
d’électrons ». Un neutron peut, sans avoir besoin de température élevée pour vaincre la
répulsion électrique, pénétrer dans un noyau. Il peut ensuite se transformer en proton en
libérant un électron et ainsi former un nouvel élément chimique.
3) Equilibre d’une étoile
L’équilibre d’une étoile est du à l’action de deux forces antagonistes : la gravitation et la
pression du gaz chaud composant l’étoile. La pression tend à faire se dilater l’étoile, la
gravitation tend à faire se contracter l’étoile.
La stabilité d’une étoile est donc assurer par les deux mécanismes suivant :
- si la pression du gaz l’emporte, l’étoile se dilate, la température diminue, il y a moins
de réactions nucléaires, la pression diminue et la gravitation stoppe l’expansion de
l’étoile.
- Si la gravitation l’emporte, l’étoile se contracte, sa température augmente, les
réactions nucléaires accélèrent, la pression interne augmente et stoppe la contraction.
En effet, selon la loi de conservation de l’énergie, une augmentation de l’énergie potentielle
gravitationnelle entraîne une diminution de l’énergie thermique, et vice versa.

II) La classification des étoiles
1) Le diagramme Hertzsprung-Russell
a) Etude du diagramme
Le diagramme Hertzsprung-Russell permet de classer les étoiles en fonction de leur
luminosité et de leur température de surface. La température est placée sur l’axe des abscisses,
orienté vers la gauche et l’unité utilisée est le Kelvin. La luminosité est placée sur l’axe des
ordonnées, orienté vers le haut et s’exprime en L¤ (luminosité solaire).
C’est une échelle logarithmique qui est utilisée pour la luminosité, variant de 10
-5
à 10
5
.
b) Comment placer une étoile sur le diagramme
- Axe de température
 Rappel : Spectre du corps noir
On peut connaître la température d’1 étoile à partir de » son pic d’émissivité selon la
loi de Wien
T = 2.90*10
3
 pic
T est en K et  est en mètres.
Quand la température est élevée, la longueur d’onde  est faible, ce qui correspond à des
couleurs froides (bleu).
Quand la température est faible, la longueur d’onde  est élevée, ce qui correspond à des
couleurs chaudes (rouge.
Ainsi, les étoiles que l’on voit bleues sont des étoiles chaudes, et les étoiles que l’on voit
rouges sont des étoiles froides.
Mais dans la pratique, le pic d’émissivité est difficile à repérer, on utilise donc d’autres
méthodes.
 Le rapport Ib/Iv.
Principe : On utilise 2 filtres, l’un laissant passer une certaine bande de longueurs d’ondes
Force gravitationnelle
Force de pression
ETOILE
Schéma représentant les deux forces permettant
l’équilibre d’un étoile