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  La fusion thermonucléaire dans les étoiles
 

La fusion thermonucléaire dans les étoiles

 

Pour comprendre l’état de la matière et les réactions qui se déroulent au centre d’une étoile il faut remonter à leur origine.

Les étoiles sont le résultat de la condensation, sous l’action de la gravitation, de la matière dispersée dans l’espace. Les légères fluctuations de densité de cette matière provoquent inévitablement la condensation par simple attraction gravitationnelle. Mais de quelle matière s’agit-il ? Il est alors important de faire la distinction entre deux catégories essentielles d’étoiles :

q       les étoiles de première génération qui sont nées du gaz primordial – essentiellement de l’hydrogène – qui baignait l’Univers juste après le « Big Bang »,

q       les étoiles de seconde génération qui se sont formées à partir de la matière éjectée dans l’espace par l’explosion d’étoiles de première génération.

Les phases de l’évolution d’une étoile

Selon la cosmologie moderne, trois minutes à peine après le « Big Bang » - « explosion » originelle donnant naissance à l’Univers - l’Univers était rempli de protons, de neutrons et d’électrons (et également d’innombrables photons) qui se combinèrent en atomes d’hydrogène, en isotopes de l’hydrogène et en hélium. Il s’ensuit logiquement que les étoiles de première génération se sont constituées à partir d’hydrogène.

L’évolution d’une étoile est entièrement déterminée par le rapport de force permanent entre la gravitation qui comprime la matière stellaire et des forces d’origine plus complexe qui s’y opposent.

La première force à s’opposer à la gravitation est la répulsion électrostatique qui agit entre les électrons des atomes. La pression gravitationnelle croissant, les électrons sont éjectés des atomes laissant au cœur de la boule de gaz un mélange de protons et d’électrons libres porté à très haute température. La matière se trouve dans un état de plasma chaud. La sphère de gaz s’est contractée sur elle-même mais elle ne constitue pas encore une étoile car elle n’émet pas de rayonnement (ou peu).

La seconde barrière est encore d’origine électrostatique : la répulsion des protons électriquement positifs. Toutefois sous la pression de la gravitation, la température et la densité internes de l’étoile croissent considérablement au point de dépasser respectivement les 10.000.000 K et les 1000 g.cm-3. L’énergie cinétique des protons est alors si élevée qu’elle leur permet de franchir la barrière coulombienne et de fusionner selon la réaction :

 (énergie libérée : 1,44 MeV)

Où D est un noyau de deutérium (1 proton + 1 neutron), e+ est un positron c'est-à-dire l’anti-particule de l’électron et n est un neutrino (particule élémentaire). D’autres réactions de fusion s’enchaînent pour arriver jusqu’à la synthèse de l’hélium comme suit (la lettre g désigne un photon) :

 (énergie libérée : 5,49 MeV)

 (énergie libérée : 12,85 MeV)

La sphère de gaz s’allume et devient une étoile. Pendant cette phase de combustion de l’hydrogène l’étoile conserve une taille stable. Certaines étoiles, de masse inférieure à 1/10 masse solaire[1], ne parviennent jamais à ce stade. Elles restent petites et peu lumineuses.

Au bout de quelques milliards d’années, la quasi totalité de l’hydrogène a été « brûlée » et transformée en hélium. D’autres réactions de fusion, mettant cette fois en scène l’hélium, vont produire des éléments encore plus lourds et ainsi de suite. Cependant, la fusion d’éléments plus lourds nécessite une densité de matière et une température de plus en plus élevées. Ces conditions ne peuvent être atteintes dans toutes les étoiles, seules les plus massives y parviennent. Grossièrement, les scénarios d’évolution suivants sont envisageables :

q       La masse de l’étoile est de l’ordre de celle du Soleil.

Au bout d’environ 10 milliards d’années pour une étoile ayant une masse égale à celle du Soleil (2 milliards d’années pour une étoile 1,5 fois plus massive que le Soleil), le cœur de l’étoile ne contient plus que de l’hélium. Les couches d’hydrogène proches du cœur sont alors « brûlées » en hélium accroissant ainsi la masse d’hélium de celui-ci. Cependant, la masse et la densité atteintes ne suffisent pas à enclencher la fusion des noyaux d’hélium. Le cœur va dès lors dissiper l’énergie qu’il a accumulée vers la surface de l’étoile (cette dissipation très rapide est facilitée par la présence dans le cœur d’un gaz très dense d’électrons dits dégénérés). Les couches supérieures de l’étoile vont alors s’étendre très rapidement en se refroidissant. L’étoile prend des dimensions gigantesques et sa couleur vire au rouge : elle devient ce que l’on appelle une géante rouge.

Pendant ce temps, le cœur voit sa masse s’accroître constamment tout en poursuivant sa contraction. Lorsque sa masse atteint la valeur de 0,5 masse solaire, les réactions de fusion de l’hélium s’amorcent (et peuvent s’emballer lors de ce que l’on nomme le flash de l’hélium). Les réactions thermonucléaires de fusion de l’hélium ne sont pas très stables ce qui a pour effet de faire varier la luminosité de l’étoile : elle devient une étoile variable de type RR Lyrae.

Enfin, la combustion de l’hélium s’achève en laissant un cœur composé de carbone et d’oxygène mais la masse de celui-ci est insuffisante pour entamer la fusion de ces éléments. La très haute température du cœur déclenche des réactions de fusion dans des couches de plus en plus éloignées du centre de l’étoile ce qui rend l’équilibre de l’étoile très instable. La forte pression du rayonnement émanant de ces couches peu profondes éjecte la matière des couches superficielles et conduit à la formation d’une nébuleuse planétaire. Pendant le déroulement de ce phénomène la luminosité de l’étoile a crû. Les astronomes des siècles passés ont observé un tel phénomène qu’ils avaient assimilé à la naissance d’une étoile. Ils le baptisèrent nova.

Finalement, après la nova, il ne reste de l’étoile plus que le cœur très chaud qui excite une nébuleuse gazeuse qui l’entoure. C’est ainsi que s’achève la vie d’une telle étoile de type solaire : un cœur de petite taille, peu brillant et très dense que l’on nomme une naine blanche.

Diagramme dit de Hertzsprung-Russel représentant la séquence principale de l’évolution d’une étoile de masse initiale 1,2 masse solaire. En abscisses, la température de la surface de l’étoile au cours de son évolution, en ordonnées, sa magnitude[2].

q       L’étoile est massive ( ~ 4 fois la masse solaire).

La fusion de l’hydrogène en hélium est suivie de la fusion de l’hélium en lithium, etc. jusqu’à l’enclenchement d’un cycle de réactions très énergétiques démarrant par le noyau de carbone que l’on nomme le cycle du carbone.

Le cycle du carbone suit la chaîne de réactions suivante :

L’énergie totale produite par ce cycle s’élève à environ 25 MeV.

q       L’étoile est super massive ( masse > 10 masses solaires).

L’étoile va passer le cycle du carbone et poursuivre la fusion des noyaux jusqu’au fer. Les réactions de fusion ne peuvent aller au-delà du fer car ce noyau possède l’énergie de liaison la plus élevée (voir les pages sur la fusion thermonucléaire).

Structure interne d’une étoile super massive. Répartition des éléments et des réactions de fusion à l’intérieur de l’astre.

Ceci a pour conséquence d’arrêter les réactions de fusion dans le cœur et par là même la production d’énergie. La pression gravitationnelle n’est alors plus contrebalancée par la pression thermique des noyaux atomiques normalement entretenue par l’énergie dégagée par les réactions de fusion. L’étoile se comprime donc encore davantage. Un dernier rempart résiste encore à la pression gravitationnelle : la « pression quantique » des électrons. Ces derniers sont des fermions, c'est-à-dire qu’ils obéissent à une loi statistique qui interdit à deux électrons de se trouver dans le même état (l’état d’un électron est représenté par ses variables dynamiques - quantité de mouvement ou énergie - et son spin ; cette loi est connue sous le nom de principe d’exclusion de Pauli[3]). Cette impossibilité fondamentale a pour effet d’empêcher des électrons possédant un état identique de se regrouper dans un volume réduit. Il en résulte une très forte pression qui parvient à tenir tête à la gravitation. Cependant, la pression gravitationnelle augmentant, la seule échappatoire laissée aux électrons de plus en plus confinés est d’accroître leur quantité de mouvement de manière à occuper de nouveaux états dynamiques. Si la masse du cœur de l’étoile dépasse 1,4 fois celle du Soleil, les électrons auront acquis tellement d’énergie qu’en percutant les protons ils franchissent la limite de la portée de l’interaction faible. Ils sont alors absorbés par les protons selon la réaction dite de capture électronique :

La capture subite des électrons crée un important déséquilibre entre la gravitation et la pression quantique des électrons, qui sera fatal à l’étoile. En l’espace de moins de trois secondes la vie de l’astre bascule :

q       d’une part les protons ayant absorbé un électron se transforment en neutrons. Le cœur de l’étoile s’effondre sur lui même (les astrophysiciens appellent ce phénomène le collapse gravitationnel) en une étoile à neutrons dont la densité est de l’ordre de 1010 g.cm-3 et la température 1010 K.

q       d’autre part l’effondrement de l’étoile libère les électrons de la pression gravitationnelle. Les quantités considérables d’énergie accumulées sont alors soudainement libérées conduisant à l’explosion des couches périphériques de l’étoile (phénomène de supernova).

Les étoiles à neutrons peuvent vivre quasiment indéfiniment en se contractant un peu au fil du temps jusqu’à ce que la pression quantique des neutrons (de même nature que celle des électrons car les neutrons sont également des fermions et obéissent donc à la même statistique) contrebalance celle de la gravitation. Cependant, si la masse de l’étoile à neutrons dépasse deux masses solaires, alors la gravitation va poursuivre son travail de compression acharné jusqu’au stade ultime où toute l’étoile sera engloutie dans un trou noir  (voir la page sur les trous noirs).

Etoiles de seconde génération

A la différence des étoiles de première génération, les étoiles de seconde génération sont constituées de matière beaucoup plus riche. Issue de l’explosion (supernova) d’étoiles de première génération ou de nébuleuses gazeuses provenant d’une nova, cette matière n’est plus exclusivement composée d’hydrogène mais contient beaucoup d’éléments lourds, notamment du carbone. Il s’ensuit qu’une étoile de seconde génération massive va quasiment tout de suite enclencher le cycle du carbone, brûlant ainsi très vite toute son énergie. De ce fait, ces étoiles sont toujours jeunes car leur durée de vie est très courte (à peine quelques milliards d’années !).


[1] La masse solaire est de l’ordre de 2.1030 kg, soit environ 330.000 fois la masse de la Terre.

[2] La magnitude d’une étoile mesure son éclat. L’échelle de magnitude est relative, la référence étant l’éclat d’une étoile située près du pôle Nord céleste (magnitude = 0). La valeur de la magnitude est donnée par m = - 2,5 Log (E/Eréf) où Eréf est l’éclat de l’étoile de référence. On note que plus une étoile est brillante, plus sa magnitude est faible (voire négative).

[3] Wolfang Pauli, physicien suisse d’origine autrichienne, 1900 – 1958.

 






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