Source d'énergie des étoiles

Une étoile est une simple sphère de gaz. Sous l'effet de sa propre masse, l'étoile tend à se contracter. Ce phénomène de gravitation est contrebalancé par l'énergie libérée au coeur de l'étoile, qui en cheminant vers l'extérieur de l'étoile la fait se dilater. Tant que ces deux tendances s'équilibrent, l'étoile vit une période stable.

L'énergie libérée par le Soleil chaque seconde est collosale. On peut se demander quel mécanisme est capable de produire autant d'énergie sur une longue durée. Supposons qu'il s'agisse de la combustion du charbon, compte tenu de la masse actuelle du Soleil, il cesserait de rayonner dans 5000 ans seulement !

La célèbre formule d'Albert Einstein, E=mc², permet de comprendre d'où le Soleil tire son énergie. Une masse m est équivalente à une énergie E. Ces deux quantités sont directement proportionnelles. Le facteur de proportionnalité est le carré de la vitesse de la lumière c. Comme la lumière se déplace très rapidement (c = 3 x 10⁸ m/s), cette quantité est très grande. Ainsi, une petite masse peut libérer une grande quantité d'énergie. La transformation de la masse du Soleil en énergie lui permet alors de vivre encore plusieurs milliards d'années (ouf!).

Le mécanisme capable de transformer la masse en une énergie se passe au niveau du noyau des atomes : ce sont les réactions nucléaires. Un atome est constitué d'un noyau, formé de protons (particules chargées positivement), de neutrons (particules neutres), et d'électrons (particules chargées négativement) qui entourent le noyau. Lorsque deux noyaux forment un noyau plus gros suite à une collision, il s'agit d'une réaction de fusion. Dans une réaction de fission, un noyau se casse pour en former des plus petits. Lorsque la masse totale des noyaux résultants est inférieure à celle avant la réaction, la masse manquante est convertie en énergie selon la relation d'Einstein.

Au cours de la plus grande partie de la vie des étoiles, c'est la fusion de 4 noyaux d'atomes d'hydrogène en un noyau unique d'atome d'hélium qui fournit l'énergie :
4 H -> He + E.
Au cours de cette réaction, 1 kg d'hydrogène ne fournit que 993,15 g d'hélium. La différence, 0,00685 kg, est intégralement transformée en énergie :
E = mc² = 0,00685 x (3 x 10⁸)² = 6,2 x 10¹⁴ J (joules).
20 000 tonnes de charbon doivent être brûlées pour produire autant d'énergie!

Lorsque 10% de la masse totale de l'étoile est transformée en hélium, d'autres réactions nucléaires entrent en jeu. La masse d'hydrogène que le Soleil peut fusionner est donc le dixième de sa masse totale, soit 2 x 10²⁹ kg. L'énergie totale résultant de la fusion de l'hydrogène en hélium est :
(2 x 10²⁹) x (6,2x 10¹⁴) = 1,2 x 10⁴⁴ J.
Chaque seconde, le Soleil émet une énergie de 3,8 x 10²⁶ J. La fusion de l'hydrogène lui permet alors de briller comme aujourd'hui pendant
(1,2 x 10⁴⁴)/(3,8 x 10²⁶) = 3,2 x 10¹⁷ s,
soit 10 milliards d'années. Le Soleil a vécu la moitié de sa vie.

La masse perdue chaque seconde par le Soleil est
E/c² = (3,8 x 10²⁶)/(3 x 10⁸)² = 4 x 10⁹ kg,
soit 4 millions de tonnes. Comparée à la masse du Soleil, cette quantité est toutefois très faible, et la perte de masse reste de l'ordre du millième en 10 milliards d'années.

La fusion de l'hydrogène en hélium nécessite une température d'au-moins 10 000 000^oC. C'est la réaction principale qui a lieu au coeur du Soleil. À des stades ultérieurs de leur vie, le coeur de certaines étoiles se compriment et les températures atteintes permettent la fusion en noyau de plus en plus lourds : carbone, oxygène, silicium, fer.
 
 

Température minimale	Réactions nucléaires
100 000 000oC	3 He -> C C + He -> O
500 000 000oC	C + C -> Ne + He C + C -> Mg C + C -> Na
1 000 000 000oC	O + O -> Si + He O + O -> Mg + 2 He O + O -> P + H
3 000 000 000oC	Si + Si -> Fe

Réactions nucléaires pouvant être amorçées quand la température minimale est atteinte.