L'énergie dégagée par les étoiles provient de réactions nucléaires de

D'où vient l'�nergie des �toiles ?
En effet, pour briller, celles-ci doivent être chaudes, et ont donc besoin d'�nergie pour entretenir cette chaleur. Historiquement, on a commenc� par imaginer des r�actions chimiques au sein du Soleil. Malheureusement, vu la faible efficacit� de ces r�actions, le Soleil devrait être �teint depuis des milliards d'ann�es en ayant brûl� tout son combustible.

Au milieu du XIX �me si�cle, deux physiciens, Kelvin et Helmholtz, �mirent l'id�e que le Soleil devait s'effondrer sous son propre poids, et que cette contraction gravitationnelle, en provoquant l'�chauffement du gaz interne, permettrait � celui-ci de rayonner.
Si ce processus est effectivement � l'oeuvre dans les nuages protostellaires, il ne peut servir � faire fonctionner une �toile : le calcul montre que le Soleil aurait du avoir une taille sup�rieure � celle de l'orbite terrestre il y a moins de 25 millions d'ann�es.

La solution vint enfin suite aux travaux d'Einstein, qui �tablit une relation d'�quivalence entre masse et �nergie, la fameuse formule E=mc².

L'atome et les r�actions nucl�aires

Pour qu'un noyau atomique soit stable, il faut qu'il existe une force sup�rieure � la r�pulsion �lectrostatique entre les protons qui le composent.
Plus le noyau est lourd, plus l'�nergie potentielle de celui-ci est faible, � cause de cette force. Cette perte d'�nergie potentielle est appel�e �nergie de liaison. Et par �quivalence, elle correspond � une perte de masse, ce qui veut dire qu'un noyau est plus l�ger que l'ensemble de ses constituants pris s�par�ment.

Sur ce sch�ma, on a trac� l'�nergie de liaison par nucl�on, en fonction du nombre de nucl�ons du noyau.
L'�nergie est la plus forte pour le Fer (Z=56), c'est donc l'�l�ment le plus stable.

Si on part de la gauche de la courbe, donc des �l�ments l�gers, ceux-ci vont pouvoir fusionner entre eux, jusqu'au Fer, en relâchant une partie de leur �nergie de liaison.
Inversement, les �l�ments lourds vont ob�ir � un m�canisme de fission, en formant des noyaux plus l�gers.

Une �toile �tant principalement constitu�e d'hydrog�ne, c'est donc la fusion de cet �l�ment en h�lium qui va constituer la source d'�nergie, au moins tant que l'�toile est sur la s�quence principale.
Ce que l'on �crit de mani�re symbolique sous la forme

4 H--> He + �nergie.

Le Soleil �met une �nergie lumineuse d'environ 4x1026 Watt. Le calcul montre qu'il doit consommer 600 millions de tonnes d'hydrog�ne par seconde pour y parvenir.

La chaîne proton-proton

Pour arriver � ce r�sultat, le chemin le plus facile est la chaîne proton-proton.
Deux noyaux d'hydrog�ne (des protons) fusionnent pour donner un noyau de deut�rium, en �mettant un positron et un neutrino.
Ce deut�rium fusionne avec un autre proton pour donner un noyau d'h�lium3, en relâchant un photon gamma porteur de grande �nergie.
Enfin, deux noyaux d'h�lium3 fusionnent pour donner un noyau d'h�lium4 en relâchant deux protons.

Cycle proton-proton � l'int�rieur d'une �toile.

Sur le sch�ma ci-dessus, sont indiqu�s les temps caract�ristiques des r�actions. La plus lente est la fusion des deux protons initiaux, c'est donc elle qui gouverne le taux global de la r�action.
Bien que cette dur�e caract�ristique soit �norme (un milliard d'ann�es), il faut voir que c'est un chiffre statistique, et que le nombre de protons pr�sents compense largement la faible probabilit� de la r�action.

Le cycle CNO

La seconde façon d'obtenir cette conversion de l'hydrog�ne en h�lium est le cycle CNO -pour Carbone, Azote, Oxyg�ne.

Cette r�action est plus complexe que la pr�c�dente, et a lieu en six �tapes :

• Un noyau de carbone fusionne avec un proton pour former un noyau d'azote13, en relâchant un photon gamma,
• Ce noyau d'azote est instable, et se d�sint�gre spontan�ment, avec une demi-vie de 10 minutes, en un noyau de carbone13, en relâchant un positron et un neutrino,
• Ce noyau de carbone13 fusionne avec un proton pour donner un noyau d'azote14, et un photon gamma,
• En fusionnant avec un autre proton, on obtient un noyau d'oxyg�ne18 et un photon,
• De même que l'azote13, l'oxyg�ne18 subit une d�sint�gration spontan�e en relâchant un positron et un neutrino,
• Enfin l'azote15 ainsi form� fusionne avec un proton pour donner un noyau de carbone et un noyau d'h�lium.

Cycle CNO � l'int�rieur d'une �toile massive.
Le bilan global est le m�me que le cycle proton-proton : 4 protons donnent un noyau d'h�lium, plus divers particules.

Dans cette chaîne de r�action, le carbone est r�g�n�r�. Il sert simplement de catalyseur.
La condition essentielle est bien �videmment qu'il soit pr�sent au d�part : cette chaîne de r�actions se trouvera donc plutôt dans des �toiles de population I.

Comparaison des deux cycles

Dans quelle proportion ces deux chaînes vont-elles contribuer � la production d'�nergie dans une �toile ?
La r�ponse � cette question tient dans le graphique ci-dessous :

Comparaison de l'efficacit� des deux cycles de fusion de l'hydrog�ne en fonction de la temp�rature.

Plus la temp�rature est �lev�e, plus le cycle CNO est pr�dominant. La temp�rature interne d'une �toile �tant directement reli�e � sa masse, on peut dire que la chaîne p-p est largement pr�dominante jusqu'� environ 1 masse solaire ; au del� de 1,3 masse solaire, c'est la chaîne CNO qui fournira la plus grande part de l'�nergie de l'�toile.

On notera que, pour être entretenues, ces r�actions n�cessitent une temp�rature minimale d'environ 8 � 10 millions de Kelvin.

Au del� de l'h�lium

Nous avons vu qu'une fois l'hydrog�ne du coeur de l'�toile �puis�, celui-ci allait se contracter, et sa temp�rature augmenter.
L'�toile entre alors dans le stade 'g�ante rouge'.

A ce moment-l�, les noyaux d'h�lium vont commencer � fusionner entre eux pour donner du b�ryllium. Ce noyau de b�ryllium va fusionner avec un autre noyau d'h�lium pour donner du carbone. Cette r�action est appel�e "triple alpha".

Si l'�toile est suffisament massive, les r�actions vont pouvoir continuer au fur et � mesure que la temp�rature augmente, pour finir par le fer.

A la fin, aux environs de 6 milliards de degr�s, les noyaux de fer vont être cass�s par les rayons gamma. Cette r�action consomme de l'�nergie, elle va provoquer l'implosion du coeur et le d�clenchement de la supernova.

R�action	Temp�rature d'ignition (en millions de K)
Combustion de l'hydrog�ne 4 (1H) -> 4He	10
Combustion de l'h�lium 2(4He)-> 8Be 8Be +4He-> 12C 12C+4He-> 16O	100
Combustion du carbone 2(12C)-> 4He+20Ne 20Ne+4He-> n+23Mg	600
Combustion de l'oxyg�ne 2(16O)-> 4He+28Si 2(16O)-> 2(4He)+24Mg	1500
Combustion du silicium 2(28Si)-> 56Fe	4000
Photodissociation du fer 56Fe-> 13(4He)+4n	6000

Quelle réaction nucléaire se produit dans les étoiles ?

Quelle est l'origine de l'énergie dégagée par les étoiles ?

Quelles sont les réactions nucléaires ?

Quel type de réaction a lieu dans les étoiles ?