La nucléosynthèse stellaire
Les étoiles naissent au sein de régions où la densité des gaz interstellaires est plus grande. Ces gaz se contractent alors sous l'effet de la gravité. Cette contraction entraine un réchauffement qui finit par amorcer des réactions de fusion nucléaire au centre du nuage interstellaire. L'étoile est née. Une étoile est une boule de gaz en équilibre entre la gravité qui tend à la contracter sur elle même et la pression exercée par les réactions très exothermiques qui s'y déroulent en son cœur. Consultez la figure 1 ci-dessous pour comprendre la structure d'une étoile, le soleil.
Fig. 1. Structure du soleil
Légende:
1 - Cœur de l'étoile, siège de la nucléosynthèse (du centre à 0,25 rayon solaire).
2 - Zone radiative (entre 0,25 et 0,7 rayon solaire).
3 - Zone convective (de 0,7 rayon solaire jusqu'à la surface visible).
4 - La photosphère (environ 400 km d'épaisseur)
5 - La chromosphère (environ 2000 km)
6 - La couronne solaire visible lors des éclipses totales
A - Parcours d'un photon depuis le noyau vers l'espace, très ralenti dans la zone radiative en raison de la densité de la matière.
B - Parcours d'un neutrino qui, interagissant très peu avec la matière, peut traverser l'étoile en ligne droite.
C - Compression due à la gravité.
D - Dilatation due à l'énergie produite au cœur de l'étoile.
Le cœur d'une étoile moyenne comme notre soleil est une zone très dense (de l'ordre de 150 000 kg/m3) et très chaude (15x106 K). Ces conditions permettent des réactions de fusion nucléaire qui transforme de l'hydrogène en hélium. En effet, les protons ayant la même charge électrique, se repoussent mutuellement. La densité du noyau de l'étoile leur permet d'acquérir suffisamment d'énergie cinétique pour qu'ils puissent fusionner.
Quatre atomes d'hydrogène fusionnent pour donner un atome d'hélium (contenant deux protons et deux neutrons) libérant au passage une grande quantité d'énergie.
La masse au repos de l'hélium produit est inférieure à la somme des masses au repos des deux protons et deux neutrons qui le constituent. C'est cette différence de masse qui est à l'origine de l'énorme quantité d'énergie de l'étoile, énergie qui peut être calculée à l'aide de la fameuse équation d'Einstein: E = mc2 où E représente l'énergie, m, la masse et c la célérité de la lumière.
Le soleil consomme environ 620 millions de tonnes d'hydrogène par seconde. Lorsque ce combustible va diminuer suffisamment pour ne plus entretenir les réactions de fusion, le cœur de l'étoile va se contracter. Cette contraction va entrainer une augmentation de sa densité et de sa température, qui va entrainer à son tour la dilatation de l'enveloppe de l'étoile. L'enveloppe étant moins dense, elle se refroidit, ce qui pour une étoile revient à émettre de la lumière dans le rouge: le résultat est ce que l'on appelle une géante rouge. Le cœur est plus chaud et dense (10 kg / cm3 et 2x108 K), ces nouvelles conditions permettent d'amorcer de nouvelles réactions de fusion de l'hélium jusqu'alors impossible à cause de la répulsion des noyaux d'hélium. La fusion de l'hélium génère du carbone et de l'oxygène.
Le même processus recommence lorsque l'hélium commence également à manquer. Le nombre de réactions de fusion diminue et le cœur de l'étoile se contracte à nouveau, offrant de nouvelles conditions plus propices à des réactions de fusion avec des noyaux plus lourds. Ces réactions continuent jusqu'à la synthèse de fer (Z = 26), son noyau étant le plus stable (la fusion du fer est endothermique, c'est à dire qu'elle consomme plus d'énergie qu'elle n'en produit).
La structure du noyau de l'étoile est alors composée de couches successives des divers éléments produits durant cette nucléosynthèse.
