ÉTOILES
Origine de l'énergie stellaire
Jusqu'en 1930, les astronomes n'avaient établi aucune théorie capable d'expliquer l'origine de l'énergie que rayonnent les étoiles. On admettait généralement que celle-ci provenait de la transformation d'une certaine masse de matière en énergie, suivant la loi d'Einstein W = mc2, mais le processus de cette transformation était ignoré. C'est Hans Bethe qui montra, en 1939, que la source principale d'énergie, pour la majorité des étoiles, était due à la réaction transformant quatre atomes d'hydrogène en un atome d'hélium. Cette réaction se fait avec une légère perte de masse qui est libérée sous forme de rayonnement γ, de positons et de neutrinos, correspondant à une énergie de l'ordre de 25 millions d'électronvolts.
En pratique, la réaction 4 1H → 4He ne peut se produire directement, mais Bethe montra que l'effet catalytique du carbone la rendait possible dans les conditions de température et de pression qui règnent au centre des étoiles.
La réaction, connue sous le nom de cycle du carbone, s'écrit :
On estime sa durée moyenne à 100 millions d'années aux températures de l'ordre de 15 millions de degrés existant au centre du Soleil.
Pour des températures plus faibles, Évry Schatzman a proposé une autre réaction, le cycle proton-proton :
On connaît en outre de nombreuses autres réactions thermonucléaires qui, sans avoir l'importance des deux précédentes dans le bilan d'énergie des étoiles, permettent de rendre compte de la formation des divers éléments et de la différence de composition chimique des atmosphères stellaires.
La quantité d'énergie ainsi libérée par les réactions thermonucléaires n'est pas infinie, et il est possible de montrer que la luminosité des étoiles les plus brillantes, O et B par exemple, ne peut être maintenue que pendant quelques millions d'années, c'est-à-dire un temps bien inférieur à l'âge estimé de l'Univers. On en déduit que toutes les étoiles ne sont pas nées à la même époque ; il en naît d'ailleurs encore. Les étoiles prennent naissance au sein de la matière interstellaire, par condensation de grands nuages d'hydrogène.
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Écrit par
- André BOISCHOT : astronome titulaire à l'Observatoire de la Côte d'Azur
- Jean-Pierre CHIÈZE : ingénieur au Commissariat à l'énergie atomique, docteur ès sciences
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Évolution des étoiles
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Reste de supernova N 63A
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