L`énergie des étoiles - Le Repaire des Sciences

S. Bourdreux
L’énergie des étoiles
Une étoile est une boule gazeuse dont la taille (plusieurs centaines de milliers de kilomètres) et
la densité sont telles que la région centrale — le cœur — atteint la température nécessaire (de
l'ordre du million de kelvins au minimum) à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire. Une
étoile génère donc un rayonnement, au contraire de la plupart des planètes (comme la Terre)
qui ne font que recevoir l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile
est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui
tend à faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de radiation pour les
étoiles massives) due aux réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à faire exploser
l'astre. Le Soleil est lui-même une étoile assez typique (pour ne pas dire banale) dont la masse,
de l'ordre de 2.1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.
Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie
Lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles
peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs
dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles). La sphère céleste fait également apparaître
des groupements d’étoiles appelés constellations ; il s’agit en fait d’une illusion due à l’effet de
projection, les étoiles les composant étant généralement situées à des distances de la Terre très
différentes.
Masse
Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et environ 150 fois celle du Soleil (elle-même
égale à 300 000 fois celle de la Terre). Les astres de masse plus faible ne permettent pas
l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus
élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile
est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires :
plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie
de l’étoile brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions
d’années seulement, les moins massives de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme
le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.
La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle
appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler
permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa
période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double
observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles
de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la
masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la
détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par
interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance,
sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la
positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement
la masse et l’âge de l’étoile (Théorème de Vogt-Russell).
Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des
valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes
pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition
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chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masserayon ou masse-luminosité des étoiles.
Taille
Comparativement à notre planète (12 756 km
de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le
Soleil a un diamètre d’environ un million et
demi de kilomètres et certaines étoiles (comme
Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des
centaines de fois supérieur à ce dernier.
Le diamètre d’une étoile n’est pas constant
dans le temps : il varie en fonction de son
stade d’évolution. Il peut aussi varier
régulièrement pour les étoiles variables
périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras,
etc.).
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Composition
La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est
généralement décrite par trois quantités en nombre de masse : X (l’hydrogène), Y (l’hélium) et Z
la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.
La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments
plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une
métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni
de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène,
de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pourcents sont pourtant très
importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu'elle soit interne ou dans son
atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (cf.
diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême
des étoiles Wolf-Rayet, étoiles chaudes, massives et évoluées où la perte de masse par vent
solaire est tellement élevée que ce dernier est optiquement épais).
Température et couleur
La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est
maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de
nombreuses couleurs sont représentées : bleu, vert, jaune, rouge. L’origine de ces couleurs resta
longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de
compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes
températures.
La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la
température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du
plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M1. Le Soleil, par
exemple, est de type spectral G.
Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi
mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa
luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. Les étoiles
O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris
(Sirius) ou α Lyrae (Vega) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont
orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis
(Bételgeuse).
On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans
deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le
visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la
température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les
plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la
température.
1
Pour s’en souvenir ; Oh Be A Fine Girl, Kiss Me…
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Formation et évolution
La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation
possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La
température peut alors atteindre une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène
fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la
séquence principale où elle passe la majeure partie de sa vie. L’énergie produite par cette
conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par radiation et
s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et
de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est
élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments
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chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du
néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles
(on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est
suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin
paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont
disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement
compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un
pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente :
elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse
planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.
Structure
À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il
est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque
inaccessible. En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes
régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
Le noyau
Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse
de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie
nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du
Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la
matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou
d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion
électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaînes nucléaires dites proton-proton (ou
PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium,
composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie.
La zone radiative
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L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux
couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence
principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe; dans les naines
rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le
rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone
radiative.
La zone convective
Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques
de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s’élève sous l’effet de la
poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers
la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C’est le principe de la convection. Cette
zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle
dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et
occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut
atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse. Dans les étoiles de très
faible masse (naines rouges) ou dans les protoétoiles en formation de faible masse (étoiles T
Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l'étoile; dans les étoiles plus massives
que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone
radiative) mais la convection subsiste au cœur de l'étoile.
C'est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type
dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.
La photosphère
La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou
moins étendue : de moins de 1 pourcent du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de
kilomètres) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l’étoile pour les plus géantes. La
lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de
surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur
d’environ 400 kilomètres.
La couronne
La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la
présence d'un champ magnétique, produit dans la zone convective; on peut l’observer lors des
éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules
Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) :
l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un
problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart
des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs
magnétiques et donc des couronnes.
Un bestiaire des étoiles
Naines brunes
Les naines brunes ne sont pas des étoiles, ou plutôt, ce sont des étoiles « manquées ».
Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au
moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions
thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas
suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent briller cependant
faiblement par contraction gravitationnelle.
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Naines rouges
Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus
petites étoiles en tant que telles. Les astres plus petits comme les naines blanches, les
étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La
masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température
de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives
d'entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives.
Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue
existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie
sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est
une. Il en est de même du second système stellaire, le plus proche système solaire,
l’étoile de Barnard est aussi une naine rouge.
Naine jaune
Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les
étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K
et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune
évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une
nébuleuse planétaire —, dévoile une naine blanche.
Le Soleil est une naine jaune typique.
Géante rouge
La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade
lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de
fusion de l’hélium se déclenchent, tandis que le centre de l’étoile se contracte, et que
ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en
oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint. Les couches externes de l’astre
s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
Géante bleue
Supergéante rouge
Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes
et brillantes : les géantes bleues. Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus
grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogène.
Lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de
l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface
diminue. Elle devient alors une supergéante rouge.
L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome,
cobalt, titane… À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable.
Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui
demeurera intact qui deviendra selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
Naines blanches
Naines noires
Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre
~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant (par définition) une masse d’une masse
solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes »
puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la
chaleur. Par contre, elles sont très chaudes, et ont au début, une couleur relativement
blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement,
comme astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière
dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de
matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant soit environ
1 kg⋅mm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des
autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la
pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de
dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en
équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons
peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.
Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile,
par exemple), elle explose en supernova (de type Ia) et est complètement détruite,
vaporisée en nébuleuse. C'est le type des supernovas thermonucléaires.
Procyon B et Sirius B sont des naines blanches
Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent
inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur masse. Elles
perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de
milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit
des naines noires.
Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort
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l’attend dans environ 15 milliards d’années.
Etoiles à neutrons
Trous noirs
Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse
d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les
vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s'est
contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées,
comparables à celles du noyau atomique.
Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en
produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion
disperse la majeure partie de la matière de l'étoile dans l’espace tandis que le noyau se
contracte et se transforme en une étoile à neutrons. Ces objets possèdent des champs
magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de
l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui
produisent un rayonnement synchrotron.
Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau,
l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant
atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre
regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est
perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement
synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique.
Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des
pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse
du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les
astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois
semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.
Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il
se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.
La nébuleuse du Crabe, formée en 1054, dans la
constellation du Taureau
La nébuleuse de l’œil de chat, agée de 1000 ans, dans la
constellation du Dragon
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Production d’énergie
Dans les étoiles se succèdent des phases de fusion (qui peuvent avoir lieu dans le cœur même de l'étoile,
ou dans les couches adjacentes à celui-ci) et de contraction. Ces fusions successives vont produire tous les
éléments que l'on connaît, jusqu'au fer.
Au début de la vie d'une étoile se trouve un nuage de gaz (principalement de l'hydrogène), qui, pour une
raison ou une autre, va commencer à se contracter. Avec la contraction, la température augmente
progressivement. Quand elle dépasse 10 millions de kelvins la température est suffisante pour que les
noyaux d'hydrogène aient assez d'énergie pour vaincre la barrière coulombienne et ainsi fusionner.
L'énergie libérée va contrebalancer l'effet de la gravité, et l'étoile atteint un premier équilibre.
L'hydrogène disponible à ce moment-là a été synthétisé lors du Big Bang.
1 - Fusion de l’hydrogène
L'hydrogène est le carburant majeur des étoiles et sa fusion est le premier maillon de la chaîne de
nucléosynthèse. Il y a deux manières de transformer l'hydrogène en hélium :
− le cycle proton-proton permet de transformer de l'hydrogène en 4He. Ce cycle est divisé en
plusieurs réactions. La première réaction de ce cycle permet la transformation d'un proton et
d'un neutron en deutérium. Ensuite, selon ce qui est disponible au cœur de l'étoile (donc
selon le moment de son évolution auquel se produit cette réaction), par l'intermédiaire du
tritium ou de l'hélium-3 avec lesquels les atomes de deutérium vont fusionner, l'étoile va
fabriquer de l'hélium-4 ;
− le cycle CNO (Carbone-Azote-Oxygène) lui se produit à plus haute température, car les atomes
qui vont fusionner lors de ce cycles ont des masses atomiques beaucoup plus élevées que
l'hydrogène. Une autre condition pour que ce cycle puisse participer à la synthèse
d'éléments, c'est que les éléments carbone, oxygène et azote soient présents dans le cœur de
l'étoile. Ce cycle est décomposé en trois sous cycles (I, II et III), qui vont chacun produire
différents isotopes qui serviront de base au sous-cycle suivant.
Globalement, la réaction de fusion de l'hydrogène peut s'écrire de la manière suivante :
4 p  4 He  2e  2  E
Cette réaction de fusion de l'hydrogène est la plus exothermique de toutes les réactions qui vont se
produire au cœur des étoiles. Comme les étoiles sont composées majoritairement d'hydrogène, elles
disposent à ce moment de leur vie d'un combustible en grande quantité, qui leur fournit une grande
quantité d'énergie. Cela explique pourquoi les étoiles passent la plus grande partie de leur existence dans
cette phase de combustion de l'hydrogène.
Au bout d'un temps dépendant de la masse de l'étoile, la quantité d'hydrogène dans le cœur de l'étoile finit
par ne plus être suffisante pour entretenir un taux de réaction suffisamment élevé qui puisse
contrebalancer l'effet de la gravitation. Le cœur de l'étoile va alors se contracter. Lors de cette contraction,
sa température va augmenter (comme n'importe quel gaz que l'on comprime) de même que sa densité.
Quand la température atteint quelques 108 Kelvins, la fusion de l'hélium peut s'amorcer.
1.1 - Les chaînes proton-proton
La première étape implique la fusion de deux noyaux d'hydrogène 1H, ou protons en deutérium 2H avec
émission d'un positron, l'un des protons étant changé en neutron, et d'un neutrino. Surmonter la répulsion
électrostatique entre les deux noyaux d'hydrogène exige une grande quantité d'énergie et cette réaction
prend en moyenne 10 milliards d'années pour s'accomplir. C'est à cause de la lenteur de cette réaction que
le Soleil brille toujours ; si elle était plus rapide, le soleil aurait épuisé son hydrogène il y a bien
longtemps. Le nombre de neutrinos détectés en provenance du Soleil est significativement en dessous de
ce que les calculs théoriques prévoient pour la chaîne proton-proton ; c'est le problème des neutrinos
solaires. Les observations des ondes de pression dans le Soleil, l'hélioséismologie, ont indiqué que les
pressions et les températures dans le Soleil sont très proches des pressions et des températures prévues par
9/17
la théorie ; ce qui tend à confirmer que notre compréhension de la chaîne de proton-proton est correcte.
Ceci a mené des astrophysiciens à croire que le problème des neutrinos solaires provient du
comportement inattendu des neutrinos après qu'ils sont produits.
1
H  1H  2 H  e    e  0, 42 MeV
Le positron s'annihile immédiatement avec l'un des électrons d'un atome d'hydrogène et leur masseénergie est évacuée sous forme de deux photons gamma.
e   e  2  1, 02MeV
Après ceci, le deutérium produit lors de la première étape peut fusionner avec un nouveau noyau
d'hydrogène pour produire un isotope de l'hélium 3He :
2
H  1H  3 He    5, 49MeV
Finalement, après des millions d'années, deux noyaux d'hélium 3He peuvent fusionner et produire
l'isotope normal de l'hélium 4He ainsi que deux noyaux d'hydrogène qui peuvent commencer à nouveau la
réaction de trois façons différentes appelées PP1, PP2 et PP3 :
a) Chaîne PP1
3
He  3He  4 He  1H  1H  12,86MeV
La réaction totale PP1 produit une quantité nette d'énergie de 26,7 MeV. La chaîne PP1 est dominante a
des températures de 10-14 million kelvin. En dessous de 10 millions de kelvin, la chaîne PP ne produit
pas beaucoup de 4He.
b) Chaîne PP2
He  4 He  7 Be  
7
Be  e 
 7 Li   e
7
Li  1H
 4 He  4 He
La chaîne PP2 est dominante à des températures de l'ordre 14-23 millions de kelvin.
3
c) Chaîne PP3
He  4 He  7 Be  
7
Be  1H
 8B  
8
B
 8 Be  e    e
8
Be
 4 He  4 He
La chaîne PP3 est dominante si la température excède 23 millions de kelvin. Cette chaîne n'est pas la
source principale d'énergie dans le Soleil, mais elle est très importante pour le problème des neutrinos
solaires car elle génère les neutrinos les plus énergétiques.
3
En général, la fusion proton-proton ne peut avoir lieu que si la température (l'énergie cinétique) des
protons est assez élevée pour pouvoir surmonter leur répulsion coulombienne mutuelles. La théorie selon
laquelle les réactions de la chaîne proton-proton sont le principe de base de production d'énergie des
étoiles fut avancée par Arthur Eddington dans les années 1920. À cette époque, la température du Soleil
était considérée comme trop faible pour surmonter la barrière coulombienne ; mais après le
développement de la mécanique quantique, on découvrit que l'effet tunnel permettait aux protons de
franchir cette barrière à une température plus basse que celle prédite par la mécanique classique.
1.2 – Le cycle CNO
Le cycle carbone-azote-oxygène (ou cycle CNO avec les symboles chimiques) est l'une des deux
réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium ; l'autre
réaction est la chaîne proton-proton.
10/17
Alors que la chaine proton-proton est la principale voie de fusion dans les étoiles de la masse du Soleil ou
moindre, les modèles théoriques montrent que le cycle carbone-azote-oxygène est la source principale
d'énergie dans les étoiles de masse plus élevée. Il fut proposé par les physiciens Hans Bethe et Carl
Friedrich von Weizsäcker en 1938-39.
Ce cycle est aussi probablement la principale source de production d'azote, qui s'équilibre avec la quantité
de carbone présente selon la fréquence relative des différentes réactions.
a) Cycle CNO-I ou cycle principal
En réalité, il n'y a pas un, mais trois cycles qui sont importants d'un point de vue astrophysique.
Le cycle principal est le suivant :
C  1H
13
N
13
C  1H
14
N  1H
15
O
15
N  1H
12






N 
C  e   e
14
N 
15
O 
15
N  e  e
12
C  4 He
13
13
1,95MeV
2, 22 MeV
7,54MeV
7,35MeV
2,75MeV
4,96MeV
Le cycle est le résultat de la fusion de quatre noyaux d'hydrogène (1H, ou protons) en un seul noyau
d'hélium (4He, ou particule alpha) et fournit de l'énergie en concordance avec l'équation d'Einstein : E =
mc2. Dans ces réactions, le carbone sert de catalyseur, il est régénéré à la fin du cycle.
b) Cycles secondaires
A la dernière étape de ce cycle, là où le dernier proton absorbé par le noyau de 15N produit le noyau excité
de 16O ; il existe une autre voie : celle de la désexcitation du noyau formé par une émission γ). Elle arrive
avec une probabilité de 0,04% (soit 1 fois sur 2500), le bilan n'est alors plus une production d'hélium
(4He), mais une transformation du carbone (12C) en oxygène (16O).
Il apparait alors d'autres réactions possibles, des protons avec l'oxygène produit, ainsi bien sûr qu'avec
l'oxygène initialement présent :
11/17
N  1H
16
O  1H
17
F
17
O  1H




15
O
17
F 
17
O  e  e
14
N  4 He
16
12,13MeV
0,60 MeV
2,76 MeV
1,19 MeV
Il se produit alors un équilibre entre les proportions relatives de l'oxygène (16O ; 17O) et de l'azote (14N ;
15
N) selon la fréquence des réactions.
La branche principale du cycle CNO est connue comme CNO-I, la branche mineure comme CNO-II. Il
existe également deux autres branches CNO-III et CNO-IV qui sont significatives seulement dans les
étoiles
de
fortes
masses.
Elles ont lieu quand la dernière réaction du cycle CNO-II produit de l'oxygène (18O) par radioactivité β+
(et une désexcitation γ), au lieu de l'azote (14N) et d'un rayonnement alpha (4He) ; à partir du noyau
instable de fluor 18.
O  1H
18
F
17


18
F
18
O  e  e  
Bien que le nombre total de noyaux "catalytiques" soit conservé dans le cycle, durant la séquence
principale les proportions relatives des noyaux sont changées. Quand le cycle parvient à l'équilibre, le
rapport des noyaux 12C/13C est porté à 3,5 et 14N devient le noyau majoritaire, indépendamment de la
composition initiale.
Pendant les dernières étapes de vie d'une étoile, les mouvements de convection apportent les matériaux
dans lequel le cycle s'est établi, à partir de l'intérieur à la surface, changeant la composition observée des
différentes espèces chimiques.
Certaines géantes rouges observées ont des rapports 12C/13C et 12C/14N inférieurs aux étoiles de la séquence
principale, ce qui est considéré comme une preuve que la production d'énergie des étoiles se fait par
fusion nucléaire de l'hydrogène.
2 – Fusion de l’hélium
C'est lorsque cette réaction démarre que la structure en couches d'une étoile se forme. En effet, la
température au centre de l'étoile est telle que les couches externes au noyau sont suffisamment chaudes
pour que puissent s'amorcer des réactions de fusion.
La réaction triple α désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire convertissant trois particules α
en noyau de carbone.
Les étoiles âgées accumulent de l'hélium en leur cœur comme produit de la chaîne proton-proton. Alors
que cet hélium s'accumule, il tend à fusionner avec d'autres noyaux d'hydrogène (protons) ou d'hélium
(particules α) pour produire des nucléides très instables qui se désintègrent instantanément en noyaux plus
petits. Lorsque l'hydrogène est épuisé, les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium
ralentissent, d'où une baisse de la pression de radiation au cœur de l'étoile et donc contraction de celle-ci
pour atteindre un nouvel équilibre hydrostatique : le cœur de l'étoile se comprime et s'échauffe pour
atteindre environ 100 MK, accélérant la fusion des noyaux d'hélium de telle sorte qu'une concentration
suffisante de béryllium 8 puisse être maintenue, malgré sa brève durée de vie, permettant la fusion d'un
troisième noyau d'hélium pour donner du carbone 12, qui est stable :
4
2
92 keV
He  24 He  0,092 MeV  48 Be 
 2 24 He
6,7.107 s
8
4
Be  24 He  126 C  7,367 MeV
12/17
Le bilan énergétique net de cette réaction, appelée « triple α » puisqu'elle résulte en la fusion de trois
particules α, est 7,275 MeV. La cinétique de cette réaction est très lente en raison de l'instabilité du
béryllium 8 : c'est la raison pour laquelle le Big Bang n'a pas pu former de carbone, car la température de
l'univers a baissé bien trop rapidement pour ce faire.
La probabilité de fusion de trois noyaux d'hélium, a priori infime, est sensiblement accrue par deux faits
successifs :

L'état fondamental du béryllium 8 a quasiment la même énergie que la somme de celles de
deux particules α

Le carbone 12 possède un état excité dont l'énergie est quasiment égale à la somme de
celles d'un noyau d'hélium et d'un noyau de béryllium 8.
Ces résonances augmentent considérablement la probabilité qu'une particule alpha se combine avec un
noyau de béryllium-8 pour former un atome de carbone.
Le fait que l'existence du carbone dépende ainsi que ces niveaux énergétiques aient exactement les
bonnes valeurs fut avancé de façon très controversée par Fred Hoyle comme une preuve du principe
anthropique. La théorie que le carbone à l’intérieur des étoiles doit être synthétisé par l’intermédiaire de la
réaction triple alpha, par fusion de noyaux d’hélium, provient de l'astrophysicien Edwin Salpeter au début
des années 1950.
Comme effet secondaire du processus, certains noyaux de carbone peuvent se fusionner avec des noyaux
d'hélium additionnels en produisant un isotope stable d'oxygène avec libération d'énergie :
C  24 He  168 O  7,161MeV
12
6
L'étape suivante où l'oxygène se combine lui aussi avec une particule alpha pour former un atome de néon
est plus difficile à cause des règles concernant le spin nucléaire. Ceci a pour conséquence que la
nucléosynthèse stellaire produit de grande quantité de carbone et d'oxygène mais une partie seulement des
ces éléments sont à leur tour convertis en néon et en éléments plus lourds. La fusion nucléaire produit de
l'énergie seulement jusqu'au fer ; les éléments plus lourds sont créés lors de l'explosion de supernovae
avec absorption d'énergie.
3 – Fusions du carbone et du néon
La fusion du carbone s'amorce quand la température au cœur de l'étoile dépasse le milliard de kelvins.
Trois réactions principales se produisent, pouvant former du sodium, du néon ou du magnésium-23 :
1.
23
C  126 C  11
Na  11 p
12
6
13/17
2.
3.
C  126 C  1020 Ne  24 He
12
6
C  126 C  1223 Na  01n
12
6
Si la température du cœur de l'étoile reste proche du milliard de degré, les deux premières réactions sont
favorisées. Si au contraire, elle s'élève au-dessus de 1,1×109 Kelvins, alors, c'est la troisième réaction qui
est prédominante. Et de même, quand le carbone vient à manquer, le cœur se contracte, la température
s'élève. Lorsque celle ci dépasse 1,2×109, les atomes de néon ont suffisamment d'énergie pour que leur
fusion ait lieu. Deux réactions principales ont lieu qui peuvent produire de l'oxygène ou du magnésium24 :
1.
2.
Ne    168 O  24 He
20
10
20
10
Ne  24 He  1224 Mg  
La phase suivante fait intervenir cette fois les atomes d'oxygène.
4 – Fusion de l’oxygène
La dernière contraction du cœur de l'étoile a conduit celui-ci à atteindre une température de plus de 2
milliards de kelvins. À cette température, les atomes d'oxygène fusionnent, et trois principales réactions
ont lieu, produisant le phosphore (31P), et deux isotopes du silicium (28Si et 31Si) :
1.
2.
3.
O  168 O  1531P  11 p
16
8
O  168 O  1628 Si  24 He
16
8
O  168 O  1631Si  01n
16
8
Les particules alpha, les neutrons et les protons libérés lors de ces trois réactions ont suffisamment
d'énergie pour participer à la synthèse d'autres éléments. On va donc voir apparaître lors de cette phase un
grand nombre d'éléments, tels que le chlore, l'argon, le potassium, le calcium, le titane, etc.
Une fois l'oxygène épuisé, se termine la dernière phase de fusion d'éléments au cœur de l'étoile : la fusion
du silicium.
5 – Fusion du silicium
Nous sommes là dans les tout derniers instants de la vie d'une étoile. Comme on peut le voir au tableau
Temps de fusion, l'étoile n'a plus que quelques heures à vivre. Le cœur s'est à nouveau contracté, et cette
fois-ci, la température atteint près de 3 milliards de kelvins. Les atomes de silicium sont brisés par les
photons gamma présents, et libèrent des neutrons, des protons et des particules α qui vont interagir avec
les atomes de 28Si présents pour former tous les éléments jusqu'au fer.
Lorsque la quantité de fer est trop importante dans le cœur, et la quantité de silicium trop faible pour
soutenir la pression de radiation produite par la fusion, l'étoile est à la toute fin de sa vie.
6 – Et après…
La fusion du fer est endothermique, ce qui signifie que la fusion du fer va prendre de l'énergie au milieu,
et non pas en fournir. Très vite (quelques secondes selon la masse de l'étoile), la gravitation va l'emporter,
et le cœur va s'effondrer sur lui même. La production d'énergie chute brutalement, et l'étoile n'est plus
soutenue par la pression de radiation. Toute l'étoile s'effondre alors sur elle-même en implosant. La
14/17
densité du cœur augmente, jusqu'à atteindre la densité des noyaux atomiques. Dès lors, elle ne peut plus
augmenter. La matière qui arrive sur ce cœur lui rebondit dessus. Une onde de choc balaie alors l'étoile,
du centre vers les couches externes et rallume la fusion dans ces mêmes couches.
C'est lors de cette explosion que tous les éléments plus lourds que le fer sont synthétisés selon deux
processus, le processus R et le processus S. L'énergie cinétique de la périphérie du noyau effondré
s'accroît brutalement, de façon désordonnée autour du noyau central ce qui conduit à de très nombreuses
collisions produisant une quantité colossale d'énergie, l'étoile devient supernova qui va éjecter
violemment dans l'univers, sous l'effet de l'onde de choc, les éléments lourds que l'étoile a synthétisée ;
durant cet effondrement, de nombreuses autres réactions de fusion et de fission partielle vont se produire
et former les isotopes les plus lourds (comme le plomb, l'or, le platine, l'uranium, etc.) immédiatement
avant d'être propulsés hors de l'étoile sous l'effet de l'onde de choc centrifuge. La masse totale de l'étoile
joue un rôle critique dans la nature des éléments formés, à cause de la quantité de neutrons nécessaire à
ces fusions et produits par les désintégrations secondaires.
a) Le processus S
Le processus S (avec S pour slow, lent en anglais) est un processus de nucléosynthèse de capture de
neutrons par des noyaux atomiques qui permet ainsi de produire des éléments lourds à partir d'éléments
plus légers. Il se produit à des températures et des densités de neutrons moindres que celle nécessaire pour
le processus R.
Le modèle stellaire actuel distingue trois branches du processus S. En effet, en comparant modèles et
observations, on s’est aperçu que tous les éléments ne pouvaient pas être créés sur un même site, et qu’il
était nécessaire d’introduire trois branches avec des températures et des densités de neutrons différentes, à
savoir :
Une branche dite faible, qui est responsable de la nucléosynthèse des noyaux ayant pour nombre de masse
56 < A < 88. Ce processus se trouve dans les étoiles massives de masses supérieures à dix masses
solaires.
Une branche dite principale, qui est responsable de la nucléosynthèse des noyaux ayant pour nombre de
masse 88 < A < 208. On trouve ce processus dans la couche d’hélium enveloppant le noyau des étoiles de
faibles masses et de masses intermédiaires de la branche asymptotique des géantes rouges (étoiles AGB).
Une branche dite forte, qui est responsable de la nucléosynthèse des noyaux de plomb 208 et du bismuth
209. En effet, ces deux éléments sont en fin de chaîne du processus S, et se désintègrent par
désintégration bêta ou alpha, qui, en conséquence, forment un cycle fermé permettant une accumulation
de plomb 208.
Contrairement au processus R, dont on suppose qu'il se produit sur des échelles de temps de l'ordre de la
seconde, le processus S se produirait sur des périodes de quelques milliers d'années. ce qui laisse
suffisamment de temps entre chaque capture de neutrons pour que ceux-ci puissent éventuellement se
désintégrer en protons par désintégration β.
Le degré selon lequel le processus S produit des éléments de plus en plus lourds est déterminé par la
production de fer par l'étoile en question. En effet, le fer est la matière de départ pour cette méthode de
synthèse de nouveaux éléments (capture de neutrons - émission gamma - désintégration bêta). C'est
pourquoi les étoiles les plus massives avec une longue durée de vie sont les candidates les plus probables
pour la production d'éléments par le processus S.
Le processus S est souvent traité mathématiquement en utilisant une approximation fournissant un
modèle théorique de l'abondance des éléments basé sur l'hypothèse d'un flux constant de neutrons, de
sorte que l'abondance relative des éléments est inversement proportionnelle au rapport des sections
efficaces des isotopes considérés.
Comme on suppose que dans le processus S le flux de neutrons est relativement faible (de l'ordre de 105 à
1011 neutrons par cm² par seconde), ce processus n'a pas la possibilité de produire des isotopes radioactifs
lourds comme le thorium ou l'uranium.
Le cycle qui termine le processus S est le suivant :
209
Bi  1n  210 Bi  
210
Bi  210 Po   
210
Po  206 Pb  
15/17
Pb  1n  207 Pb  
207
Pb  1n  208 Pb  
208
Pb  1n  209 Pb  
209
Pb  209 Bi   
Le Pb-206 capture alors 3 neutrons, ce qui produit l'isotope Pb-209 qui se désintègre en Bi-209 par
désintégration bêta ce qui permet de continuer le cycle.
206
b) Le processus R
Le processus R (avec R pour rapide) est un processus de nucléosynthèse qui consiste en la capture de
neutrons par des noyaux atomiques à haute température et à grande densité de neutrons qui permet ainsi
de produire des éléments lourds à partir d'éléments plus légers. Contrairement aux processus P et S, dans
le processus R, les noyaux sont bombardés par un flux très important de neutrons et forment des noyaux
riches en neutrons et très instables qui se désintègrent rapidement pour former des noyaux stables mais
toujours riches en neutrons.
On pense que ce processus a notamment lieu dans les supernovae. Néanmoins, l'abondance des éléments
produits par ce processus ne correspond pas aux abondances observées. On est donc amené à conclure
que soit seule une petite fraction de ces éléments sont rejetés par les supernovae, soit que les supernovae
ne contribuent que pour une très petite partie à la formation de ces éléments.
Ce processus est en revanche très actif dans les vieilles étoiles de Population II par exemple (au sein de
HE 1523-0901 où le rapport [r/Fe] = 1.8) alors que paradoxalement leur métallicité peut être relativement
faible.
Le flux de neutron étant très élevé dans ce processus (jusqu'à 1020 neutrons par cm² par seconde), la
vitesse de formation des isotopes instables est beaucoup plus élevée que la désintégration β qui s'ensuit.
Ceci signifie que ce processus peut se produire tout le long de la zone de stabilité des noyaux et même
franchir des zones d'instabilité. Le processus R se termine soit lorsque que les noyaux atteignent une
couche complète en neutrons (N = 50, 82, 126), qui est exceptionnellement stable et à laquelle l'ajout de
neutrons supplémentaires est beaucoup plus difficile ; soit parce que le noyau est devenu tellement
instable qu'il subit une fission spontanée (actuellement, on suppose que cela se produit dans la région N ≅
270, c'est-à-dire dans la région du tableau périodique proche du rutherfordium ou du darmstadtium).
16/17
Résumons.
fusion de
l'hydrogène
fusion de l'hélium
fusion du carbone
fusion du néon
Étoile de 0,3 masse solaire
Étoile de 1 masse solaire
Étoile de 25 masses
solaires
800 milliards d'années
10 milliards d'années
7 millions d'années
s'arrête avant d'atteindre ce
stade
500 000 ans
s'arrête avant d'atteindre ce
stade
200 ans
1 an
fusion de l'oxygène
5 mois
fusion du silicium
1 jour
17/17