Les Mécanismes Stellaires - Futura

Dossier>LesMécanismesStellaires Futura-Sciences
Source:http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/astronomie-
mecanismes-stellaires-16/
Page1/5
LesMécanismesStellaires
Un TIPE très interessant sur les mécanismes stellaires dans les étoiles, expliquant notamment ce
qu'estlediagrammeHr.
Page1/4-LesMécanismesStellaires
L'étude des étoiles s'est longtemps limitée à celle du soleil du fait de l'absence de techniques suffisamment
performantes. C'est avec l'apparition du télescope que les scientifiques se sont rendus compte que notre étoile ne
constituequ'uneclassebienprécisedel'ensembledesétoiles,ensemblebienplusdiversifiéquel'onnelepensait.
Dèslors,denombreusesquestionssontapparuesconcernantleurstabilitéstructurelle,laprovenancedeleurénergie
etleursdifférentesévolutionsfinales.Pourtenterd'apporterdesréponsesàcesquestions,nousavonssimplifié,autant
quepossible,lesmécanismesmisenjeudansuneétoile.
Page2/4-L'étoile:lesièged'unéquilibredeforces…
1)Naissancedel'étoileetétablissementdel'équilibre
La naissance d'une étoile est due aurapprochement par interaction gravitationnelle d'un grand nombre d'atomes
d'hydrogène.Al'échellecosmique,lesnuagesgazeuxtendentàêtreinstablesetàseconcentrerencertainesrégions
del'espacepourformerdesétoiles.Cesnuages,ounébuleuses,s'écroulentsurelles-mêmesàlasuitedeturbulence
oudechocsavecd'autresnuages.CesnuagessontappelésrégionsH2.L'évolutiond'untelnuagedépenddel'équilibre
entrelaforcedegravitationetlapressiond'originethermiqueconférantauxparticulesuneénergiecinétique.Lenuage
secontractesil'énergiepotentiellegravitationnelleestplusimportantequel'énergiecinétique.Lesétoilesseforment
donc par contraction des gaz des régions H2 lorsqu'elles ont dépassé la masse de Jeans, ou masse critique de
formationdesétoiles.
Aucoursdelacompression,lesénergiescinétiquesqu'acquièrentlesatomessontsiélevéesquelegazestionisé.La
chaleur fournie par la contraction d'une proto-étoile contribue à la luminosité de l'objet, mais aussi à le chauffer à
l'intérieur. Quand cette chaleur est suffisante pour amorcer les réactions nucléaires, celles-ci prennent le relais et la
contractions'arrête. Formellement, c'est lanaissance de l'étoile:jusqu'alors invisible,laproto-étoile génèredes
ventsviolentsquiéjectentlaplusgrandepartiedunuageenvironnantdegazetdepoussière.Lajeuneétoileaucentre
dunuagedevientalorsdirectementvisible.Toutceprocessusn'apasprisplusde 40millionsd'années,peudetemps
comparéaurestedelaviedel'étoile.
L'étoilearrivealorsàunstaded'équilibre:lapressiondugazcompriméàl'intérieurdel'étoile,jointeàlapressionde
radiationgénéréeparlesréactionsnucléairesducœurdel'étoilevafinirpars'équilibreravecl'effetdelagravitationet
empêcherainsil'effondrementdel'étoilemêmedesepoursuivre.L'étoileestenéquilibrehydrodynamiqueetdansun
étatdestabilité.
Cetéquilibrepermetauxétoilesdesecomportercommedesréacteursthermonucléairesstables.Silesréactions
thermonucléairess'emballent,l'énergieestproduiteàtropviveallurepourpouvoirêtreemportéeparlerayonnement.
Dans ce cas, l'étoile se dilate. Au contraire, si le taux de production d'énergie nucléaire est insuffisant, l'étoile se
contracte augmentant ainsi la densité centrale et la température. Le taux des réactions thermonucléaires peut à
15/08/2001-Par
BenjaminCatoire,CyrilCavel

Dossier>LesMécanismesStellaires Futura-Sciences
Source:http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/astronomie-
mecanismes-stellaires-16/
Page2/5
nouveaudevenirsuffisant.Danslesdeuxcas,l'équilibreestrétabli.
Uneétoileestdoncunréacteurthermonucléairequi,grâceàlagravitation,s'autostabilise.Ellefonctionnecommeun
réacteuràfusioncontrôlée.
2)LediagrammedeHertzsprung-Russel(diagrammeH-R)
C ediagramme fondamental de l'astrophysique stellaire, ainsi nommé en l'honneur des deux astrophysiciens qui le
construisirentaudébutduXXèmesiècle,représenteenabscisse,letypespectraldesétoiles,etenordonnée,leur
magnitudeabsolue.Letypespectralestunindicateurdelatempératureeffectiveetlamagnitudeabsolueindiquela
luminositéintrinsèque.Lesaxessontorientésdetellefaçonquelesétoileslesplusfroidesetfaiblessetrouventenbas
àdroite,etlesétoileslespluschaudesetlumineusessetrouventenhautàgauche.
L'étoile nouvellement née et ayant atteint l'équilibre précédemment décrit entre dans ce qu'on appelle lasérie
principale. La plupart des étoiles se situent sur cette séquence, qui s'étale des étoiles chaudes et lumineuses aux
étoiles froides et faibles. Elle ne regroupe pas uniquement les étoiles jeunes : elle représente en fait le stade de la
combustioncentraled'hydrogènedanslesétoiles.Laplupartdesétoilesseretrouventsurcetteséquencecarcestade
estlepremierdel'évolutionstellaire,etl'universestencoreassezjeuneparrapportàlalongueduréequicaractérise
l'évolution des étoiles. Beaucoup d'étoiles se trouvent encore dans ce premier stade. De plus, la combustion
d'hydrogèneproduitplusd'énergiequecelledesautreséléments.L'hydrogèneestdoncleréservoirleplusimportant
dontl'étoiledisposepourrésoudresonproblèmedepoids.Laphasedecombustiondel'hydrogènecorresponddoncà
uneséquencedanslediagrammeH-Retnonpasàunpoint.Lelongdelaséquence,lamassedesétoilesdécroît:les
étoileslesplusbrillantessontaussilesplusmassives.Eneffet,plusgrandeestlamasse,plusgrandesdoiventêtrela
pressionetlatempératureinternes.Oruneaugmentationdelatempératureinterneconduitàuneaugmentationde
l'efficacitédesréactionsthermonucléaires.L'étoilevabrûlerplusdecarburant,etplusvite,augmentantsaluminosité
etréduisantsaduréedevie.
Page3/4-…propiceàlaformationdeparticulesetd'énergie…
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.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

Dossier>LesMécanismesStellaires Futura-Sciences
Source:http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/astronomie-
mecanismes-stellaires-16/
Page3/5
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.
Page4/4-…quientraîneuneréorganisationstructurelle!
Un grand nombre de réactions nucléaires est donc mis en jeu au cœur même de chaque étoile. Celles-ci sont non
seulementresponsabledelastabilitédel'étoileetdesonrayonnementmaisellesentraînentégalementuneconstante
réorganisationstructurelle.Ainsi,lorsquetoutl'hydrogèneaétéconsomméettransforméenhéliumnotamment,
c'estautourdecethéliumd'êtreconsomméettransforméetainsidesuite.Cemécanismeassure,enfait,laviede

Dossier>LesMécanismesStellaires Futura-Sciences
Source:http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/astronomie-
mecanismes-stellaires-16/
Page4/5
l'étoileouplutôt,elleannoncesamort.
Aucœurdel'étoile,lesréactionsnucléairesépuisentl'hydrogènequiestremplacépardel'hélium.Quand10à20%de
l'hydrogèneaétéconsommé,onpeutdirequel'étoileentredanslafindesavie. Lenoyause contractealorssous
l'effetdelagravitation,entraînantuneaugmentationconsidérabledelatempérature.Denouvellesréactionsdefusion
nucléaires entrent alors en jeu, notamment la transformation de l'hélium en carbone, et l'énergie est transférée du
cœurdel'étoileverslescouchessuperficielles.Lasurfacedel'étoilegonfle,sataillepeutêtremultipliéepar200etsa
luminositéaugmente:elleestdevenueunegéanterouge.C'estàcemomentquesuivantlatailleinitialedechaque
étoile,leurmortdiffère.Onpeutalors distinguerdeux cas :les étoiles peumassives etlesétoilesmassivesdontla
limitepeutêtreétablielorsqu'uneétoileaatteint6massessolaires.
1)Casdesétoilespeumassives
L'étoile,demasseinférieureà6massessolairesentredoncdansledernierstadedesavie.Lesréactionsnucléairesse
poursuivent du fait de l'augmentation de la température et le cœur continue à s'effondrer. Cependant, constitué
désormais de carbone, il n'atteint pas sa température de fusion. Tout se passe donc désormais dans les couches
externes. En effet, plus l'étoile grandit, plus la gravité à la surface devient faible et plus la matière peut s'échapper
facilement.Ainsi,cetyped'étoilesperdalorsénormémentdemasse.Parexemple,uneétoiledemasseinitialede
6massessolairesfiniraà1,2massessolaires.Cettepertedemasseesttrèsimportante.Ilseproduitalorsune
augmentation de la température qui peut alors atteindre 200 000 Kelvins. Le rayonnement ultraviolet alors produit
ionise l'enveloppe de l'étoile qui devient visible : l'étoile a atteint le stade denébuleuse planétaire. Par la suite, la
pressionsurlenoyaudiminuetrès fortementet lesréactionsnucléaires n'ontplus alors lieud'être.L'étoile est alors
qualifiéedenaineblanche.Quandlatempératureseraassezbasse,ellecesseradeluireetdisparaîtra.
2)Casdesétoilesmassives
Pourétudierlecasdesétoilesmassives,ilnousfautreprendreaumomentoùl'étoileestdevenueunegéanterouge.
Dans ce cas, la masse de l'étoile est supérieure à 6 masses solaires. Le cœur de carbone peut alors s'effondrer
contrairement à tout à l'heure. Grâce à une température dépassant plusieurs millions de degrés, on assiste à de
nouvelles réactions nucléaires qui transforment notamment le carbone en oxygène. Puis, plus on se rapproche du
centredel'étoile,plusdesélémentslourdsapparaissent,telsquelemagnésium,lesilicium,lesouffre,lenickeletau
centreontrouveunnoyaudefer.Cependant,lefernesetransformepasetl'étoilecommenceàs'effondrersousl'effet
de la gravitation jusqu'à atteindre lalimite de Chandrasekhar, c'est-à-dire une masse critique de 1,4 masses
solaires. A ce stade, le cœur de fer ne peut plus être compressé et il implose sous l'emballement des réactions
internes.Cetteimplosionproduituneondedechocdanstoutel'étoilequiéjectelescouchessuperficielles:l'étoileest
devenueunesupernova.

Dossier>LesMécanismesStellaires Futura-Sciences
Source:http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/astronomie-
mecanismes-stellaires-16/
Page5/5
Danslemêmetemps,lachaleurdégagéeesttellequephotonsémisdétruisentlesnoyauxdeferetilnerestealors
quedesélectrons,desneutronsetdesprotons.Lesprotonsetlesélectronsfusionnentalorspourdonnerdesneutrons
etl'étoileaatteintunnouveaustade,celuidel'étoileàneutrons.Cependant,leprocessusn'estpasencoreterminé.
Eneffet,toutdépenddelamasseducœur.Sicelui-ciestinférieurà2,5massessolaires,lescouchesexternesquiont
étéexpulsées nesontplusattiréesparl'étoile etlaviedel'étoile estterminée.Parcontre,silamasse ducœurest
supérieureà2,5massessolaires,l'envelopperetombesurl'étoileàneutronsquinepeutsupporterunetellemasseet
s'effondreentrounoir.
Conclusion
Nousvenonsdoncdevoirquedenombreuxprocédésphysiquesinterviennentdanslavied'uneétoile(compensation
forcedegravitation/forcedepression,réactionsthermonucléaires..).Ceux-cisontassurémenttrèscomplexesetnous
avonstentédelessimplifierpourqu'ilssoientplusabordablesetquel'étudedelaviedesétoilesensoitsimplifiée.
Decetteétude,nouspouvonsdoncconclurequ'iln'existepasderéellelimiteentrelanaissance,lavieetlamortd'une
étoiletantlesphénomènesquiinterviennenttoutaulongdesaviesontliés.Ils'agitenfaitd'unesuccessionlogiquede
réactionsquisontprincipalementdéterminéesparlamasseinitialeetlatempératuredechaqueétoile.Decefait,elles
ontundestinquileurestpropre.Certaines,lesplusmassives,verrontterminerleurviesoitenétoilesàneutrons,soit
entrounoir.Lesautres,lesmoinsmassives,c'est-à-direcellesdontlamassetotaleestinférieureà6massessolaires,
terminerontlaleurennaineblanche.
Cependant,il existe d'autres types d'étoiles que nous n'avons pu traiter. Il s'agit notamment des étoiles
géantes,supergéantes,ethypergéantes.Eneffet,nousnoussommeslimitésàl'étudedesétoilessetrouvantsurla
séquenceprincipaleétablieparlediagrammed'HertzsprungRussel.
TIPEréalisépardesélèvesdulycéeFaidherbeàLille