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La structure interne des étoiles
Quoique leurs régions internes soit inaccessible aux observations directes, il est possible de décrire la structure interne des étoiles car elle repose sur des principes physiques simples. Ainsi, la force gravitationnelle engendrée par les différentes parties d'une étoile sur elles-mêmes tend à faire se contracter l'étoile. Dans une étoile gazeuse, la pression due à la chaleur du gaz empêche l'étoile de poursuivre sa contraction, c'est-à-dire qu'il s'établit un équilibre hydrostatique qui maintient la stabilité de l'étoile.
Une étoile, qui émet de la lumière dans l'espace, perd constamment de la chaleur. Une étoile est de plus en plus chaude plus près du centre, donc la chaleur se propage toujours de l'intérieur vers l'extérieur. Si on produit de la chaleur dans l'étoile à mi-chemin de l'extérieur, cette chaleur contribuera à réchauffer la partie extérieure de l'étoile mais pas la partie intérieure.
Comme nous le verrons à la prochaine section, l'énergie d'une étoile provient principalement des réactions nucléaires au centre de celle-ci. S'il y des réactions nucléaires dans le noyau central ou une couche de l'étoile (une coquille sphérique), ces réactions fournissent la chaleur nécessaire pour compenser la chaleur perdue par les couches extérieures à celles où se font ces réactions. Si les réactions nucléaires s'accélèrent, il y a plus de chaleur produite et les couches extérieures prennent de l'expansion. S'il n'y a pas de réactions nucléaires ou si les réactions nucléaires ralentissent, l'étoile doit compenser une partie de sa perte de chaleur en se contractant.
Plus une étoile se contracte, plus ses différentes parties sont proches les unes des autres et donc, plus la force gravitationnelle entre les parties est grande. Pour garder son équilibre contre la force de gravité l'étoile doit augmenter sa pression interne et donc devenir plus chaude. Donc, si une partie de l'étoile se contracte, cette partie devient plus chaude, tandis que si elle prend de l'expansion, elle devient plus froide.
La structure d'une étoile est décrite analytiquement par six équations mathématiques relativement complexes qu'il faut résoudre de façon numérique à l'aide d'ordinateurs. La très grande majorité de ce que l'on connaît sur la structure interne des étoiles provient de tels calculs. La résolution de ces équations est néanmoins facilitée grâce à certaines propriétés des étoiles. Ainsi:
La cohésion des atomes d'une étoile est négligeable à cause de la température élevée qui règne à l'intérieur. Les étoiles sont donc entièrement gazeuses contrairement aux planètes dont le noyau ou la croûte est solide.
Les étoiles possèdent une symétrie sphérique. Les propriétés physiques ne dépendent donc que de r, la distance à partir du centre à laquelle elles sont évaluées.
Dans la plupart des cas, la structure varie très lentement. On peut donc considérer que les équations (et la structure) sont indépendantes du temps.
Le résultat d'une étude de la structure interne d'une étoile s'exprime sous la forme des profils de différentes quantités physiques évaluées du centre jusqu'à sa surface. Ces quantités sont:
T(r): la température en fonction du rayon.
P(r): la pression en fonction du rayon.
r(r) : la densité de la matière en fonction du rayon.
e(r): la quantité d'énergie libérée sous forme de chaleur en fonction du rayon.
L(r): la quantité d'énergie émise par seconde à travers une coquille sphérique de rayon r.
M(r): la masse contenue à l'intérieur d'une coquille de rayon r.
Ces quantités sont évaluées à l'aide des équations suivantes:
-L'équation d'équilibre hydrostatique dit que l'attraction gravitationnelle vers le centre de l'étoile qui s'exerce sur une coquille sphérique est balancée par l'augmentation de la pression vers le centre.
-L'équation de conservation de la masse dit que la masse à l'intérieur d'une coquille sphérique de rayon r augmente en proportion de la densité et de la surface de la coquille.
-L'équation d'équilibre énergétique dit que la quantité d'énergie émise par une coquille de rayon r augmente en proportion de la masse de la coquille et de l'énergie libérée par unité de masse dans la coquille.
-L'équation de transport de la chaleur (c'est-à-dire de l'énergie) dit que la différence de température d'une coquille à l'autre, permettant le transfert d'énergie vers l'extérieur de l'étoile, dépend d'un des trois modes de transport de la chaleur suivants:
-le transport par radiation, c'est-à-dire par l'émission et l'absorption de lumière. Dans le Soleil le chemin parcouru par la lumière entre une absorption et une réémission est de l'ordre de 0.1 cm, et le transport d'une quantité d'énergie du centre de l'étoile jusqu'à la surface prend environ 170,000 ans. Malgré sa faible efficacité, c'est le mode dominant à l'intérieur du Soleil.
-le transport par convection, c'est-à-dire par la circulation des gaz des régions internes plus chaudes vers les régions externes plus froides. Ce mécanisme, qui est très efficace, se produit dans une couche sous la surface pour une étoile comme le Soleil.
le transport par conduction, c'est-à-dire par les collisions des atomes entre eux. Ce mécanisme joue une rôle négligeable dans la plupart des étoiles. Il devient important pour certains types d'étoiles comme les naines blanches ou au centre des géantes rouges.
-L'équation d'état relie la pression à la densité et à la température de la matière stellaire en fonction de r. Dans la plupart des étoiles, l'état de la matière est celui d'un gaz parfait et la pression est causée par les mouvements aléatoires rapides des atomes et des électrons. Dans les étoiles les plus massives, très chaudes, la pression dominante est associée à l'intensité de la lumière; on l'appelle pression de radiation. Dans les étoiles les plus denses, comme les naines blanches, la pression est associée à la très grande densité d'électrons.
-L'équation de production d'énergie détermine la quantité d'énergie libérée par unité de masse soit par la contraction gravitationelle ou par les réactions nucléaires. Dans les étoiles stables comme le Soleil il n'y a pas de contraction ou d'expansion, et l'énergie provient uniquement des réactions nucléaires.
Donc, dans les étoiles de la séquence principale, quatre noyaux d'hydrogène se transmutent en un noyau d'hélium en libérant de l'énergie. Il y a au moins deux façons connues de faire cette transmutation. Parce qu'il est très improbable que quatre particules entrent en collision en même temps, la transmutation ne se fait pas directement, mais plutôt à la suite d'une série de réactions à deux particules. On connaît deux séries de réactions, la chaîne P-P et le cycle CNO, dont le bilan total est de fusionner 4 noyaux d'hydrogène en un noyau d'hélium. La chaîne P-P (ou proton-proton) est résumée dans les lignes suivantes:
1H1 + 1H1 = 1H2 + e+ + n
1H1 + 1H2 = 2He3 + g
2He3 + 2He3 = 2He4 + 1H1 + 1H1
La notation employée ici indique le nom de l'élément impliqué dans la réaction (H pour hydrogène, He pour hélium, etc...), l'indice inférieur gauche représente le nombre de protons dans le noyau tandis que l'indice supérieur droit donne le nombre total de particules dans le noyau (proton + neutron).
Une première réaction entre deux noyaux d'hydrogène (1H1 ), c'est-à-dire deux protons, donne un noyau de deutérium ( 1H2 ), qui est un isotope de l'hydrogène (1 neutron + 1 proton), avec création de particules appelées respectivement positron ( e+ ) et neutrino (n) qui ne participent plus aux réactions subséquentes. Ces particules transportent une partie de l'énergie libérée. Le noyau de deutérium se fusionne alors à un troisième proton pour produire un isotope de l'hélium ( 2He3 ), renfermant 1 neutron et 2 protons, et en perdant de l'énergie sous la forme d'un photon qui sert à réchauffer le milieu. Après deux réactions de ce genre, les deux noyaux 2He3 ainsi créés se fusionnent pour produire le noyau final d'hélium ordinaire (2He4 ) tout en redonnant au milieu 2 noyaux d'hydrogène. Le bilan est donc:
4 x 1H1 = 2He4
Avec cette source d'énergie, on estime que si 10% de la masse du Soleil est impliqué dans ces réactions nucléaires (c'est-à-dire dans les régions centrales où la température est supérieure à la température critique), son temps de vie est de l'ordre de 10 milliards d'années, suffisamment long pour accomoder les valeurs géologiques modernes de l'âge de la Terre et du système solaire.
La chaîne P-P est responsable de la production d'énergie dans les étoiles de faible masse, comme le Soleil. Dans les étoiles dont la masse est supérieure à 1.5 Mʘ, la température centrale est plus grande que 20 millions kelvins, et la transmutation des noyaux d'hydrogène en hélium se fait grâce au cycle CNO (Carbone-Azote-Oxygène). Dans cette séquence, décrite plus bas, le carbone, l'azote et l'oxygène jouent le rôle de catalyseurs et favorisent la transmutation.
1H1 + 6C12 = 7N13 + g
7N13 = 6C13 + e+ + n
1H1 + 6C 13 = 7N14 + g
1H1 + 7N14 = 8O15 + g
8O15 = 7N15 + e+ + n
1H1 + 7N15 = 2He 4 + 6 C12
Encore une fois, le résultat final est la combinaison de 4 protons en un noyau d'hélium. Le noyau de carbone initial (6C12) est disponible pour une nouvelle séquence à la toute fin du cycle. Des isotopes d'azote (N) et d'oxygène (O) sont créés, se désintègrent et disparaissent au cours de la réaction complète. Il y a un peu moins d'énergie produite par le cycle CNO que la chaîne P-P car les neutrinos sont plus nombreux et transportent donc plus d'énergie hors de l'étoile.
Nous sommes maintenant certains que les sources d'énergie des étoiles de la séquence principale sont ces réactions qui transmutent de l'hydrogène en hélium. Dans des phases évolutives plus avancées, certaines étoiles peuvent aussi fusionner de l'hélium, du carbone, du magnésium et d'autres éléments plus lourds. Toutefois la température critique est de plus en plus élevée.
Les prochaines séquences illustrent la transformation de ces éléments lourds jusqu'à la production de noyaux de fer ( 26Fe56 ). La première est connue sous le nom de séquence triple alpha et requiert une température d'environ 140 millions kelvins:
2He4 + 2He4 = 4Be8 (DANS LES DEUX SENS)
2He4 + 4Be8 = 6C12 + g
Cette paire de réactions doit se produire très rapidement car le noyau de béryllium ( 4Be8 ) est instable et se désintègre très peu de temps après sa création. En plus de ces réactions menant à la formation du carbone, d'autres réactions de type alpha donnent naissance à des éléments plus complexes:
6C 12 + 2He4 = 8O16 + g
8O16 + 2He4 = 10Ne20 + g
10Ne20 + 2He4 = 12Mg 24 + g
A des températures de 500 à 800 millions kelvins, le carbone et l'oxygène peuvent se fusionner et poursuivre ainsi la cuisine nucléaire:
6C12 + 6 C 12 = 12Mg24 + g
= 11Na23 + p
= 10Ne20 + 2He4
= 12Mg23 + n
= 8O16 + 2 2He4
8O16 + 8O16 = 16S32 + g
= 15P31 + p
= 14Si28 + 2He4
= 16S31 + n
= 12Mg24 + 2 2He4
Finalement, le silicium (14Si28) se transmute en nickel ( 28Ni56 ) et en fer ( 26Fe56 ) à une température de 1 milliard kelvins:
14Si28 = 28Ni56 + g
28Ni56 = 26Fe56 + 2 e+ + 2 n
Lorsque la température devient plus élevée, les photons g sont très énergétiques et commencent à briser les noyaux. Cette phase de photo-dissociation marque la fin de l'évolution nucléaire dans les étoiles. Les éléments plus complexes et lourds que le nickel et le fer sont produits lors de l'explosion de l'étoile alors qu'un surplus d'énergie devient disponible. Nous reviendrons sur ce point lorsque nous discuterons de l'évolution des étoiles massives.
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[edit]Edité par DeMi-LAiT le 24-12-2001 à 01:45:30[/edit]
[edit]Edité par DeMi-LAiT le 24-12-2001 à 01:47:12[/edit]
