Australia Telescope National Facility

Crédit : NASA

Le Soleil

La majorité des étoiles de la galaxie, y compris notre Soleil, Sirius et Alpha Centauri A et B sont toutes des étoiles de la séquence principale. La longévité et la stabilité relatives du Soleil ont fourni les conditions nécessaires à l’évolution de la vie ici sur Terre. Notre compréhension des processus impliqués et des caractéristiques de ce groupe clé d’étoiles a progressé parallèlement à notre compréhension de la physique nucléaire.

• Propriétés des étoiles de la séquence principale
  • Equilibre hydrostatique
  • Masse stellaire
  • Vie de la séquence principale
  • Composition
  • Tableau des propriétés
• Nucléosynthèse et réactions de fusion
  • Chaîne proton-.Proton Chain
  • Cycle du CNO
  • Vie de la séquence principale du Soleil
  • Transport d’énergie dans une étoile

Propriétés des étoiles de la séquence principale

Les étoiles de la séquence principale sont caractérisées par la source de leur énergie. Elles subissent toutes la fusion de l’hydrogène en hélium au sein de leur noyau. La vitesse à laquelle elles le font et la quantité de combustible disponible dépendent de la masse de l’étoile. La masse est le facteur clé pour déterminer la durée de vie d’une étoile de la séquence principale, sa taille et sa luminosité. Les étoiles de la séquence principale semblent également être immuables pendant de longues périodes de temps. Tout modèle de telles étoiles doit pouvoir rendre compte de leur stabilité.

Equilibre hydrostatique

Le modèle simple de toute étoile de la séquence principale est celui d’un gaz/fluide dense dans un état d’équilibre hydrostatique. La force agissant vers l’intérieur, la gravité, est équilibrée par les forces agissant vers l’extérieur de la pression du gaz et de la pression de radiation. En dehors de la couronne extrêmement chaude mais ténue , la pression et la température des étoiles augmentent fondamentalement à mesure que l’on s’approche du noyau.

Les étoiles de la séquence principale ont essentiellement une taille fixe qui est fonction de leur masse. Plus l’étoile est massive, plus son attraction gravitationnelle vers l’intérieur est importante. Cela a pour effet de comprimer davantage le gaz. Lorsque vous essayez de comprimer un gaz, celui-ci exerce une pression en retour, il résiste à la compression. Dans les étoiles, cette pression gazeuse seule n’est pas suffisante pour résister à l’effondrement gravitationnel. Une fois que la température du noyau a atteint environ 10 millions de K, la fusion de l’hydrogène se produit, libérant de l’énergie. Cette énergie exerce une pression de radiation vers l’extérieur due à l’action des photons sur la matière extrêmement dense du noyau. La pression de radiation combinée à la pression des gaz équilibre l’attraction vers l’intérieur de la gravité, empêchant tout effondrement supplémentaire.

Masse stellaire

Comme cela est apparu sur les traces évolutives de Hayashi à la page précédente, la position d’une étoile sur la séquence principale est en fait fonction de sa masse. Il s’agit d’une relation incroyablement utile, appelée relation masse-luminosité. Si nous savons où se trouve une étoile sur la séquence principale, nous pouvons en déduire sa masse. En général, plus une étoile est massive, plus elle se trouve loin dans la séquence principale et plus elle est lumineuse. Mathématiquement, cette relation s’exprime par :

où n vaut environ 4 pour les étoiles semblables au Soleil, 3 pour les étoiles les plus massives et 2,5 pour les étoiles rouges peu lumineuses de la séquence principale. (*Notez que cette formule n’est pas requise pour les examens HSC). Une étoile de 0,1 masse solaire n’a qu’environ un millième de la luminosité du Soleil alors qu’une étoile de 10 masses solaires a une luminosité de 10 000 × celle de notre Soleil.

La limite inférieure de masse d’une étoile de séquence principale est d’environ 0,08 celle de notre Soleil ou 80 fois la masse de Jupiter. En dessous de cette masse, la force gravitationnelle vers l’intérieur est insuffisante pour générer la température nécessaire à la fusion du noyau de l’hydrogène et l’étoile « ratée » forme à la place une naine brune. Le premier objet de ce type découvert en 1995 était Gliese 229B à 0,05 masse solaire.

Gliese 229B, la première naine brune, découverte en 1995.

La limite de la masse supérieure des étoiles se situerait quelque part entre 150 et 200 masses solaires d’après la modélisation théorique. De telles étoiles sont extrêmement rares et de courte durée de vie.

Plus la masse d’une étoile de séquence principale est importante, plus sa température effective est élevée. Ceci, combiné au plus grand rayon des étoiles de séquence principale de masse plus élevée explique leur luminosité beaucoup plus importante. Rappelez-vous, L ∝ T4 et L ∝ R2, donc même une petite augmentation de la température effective augmentera significativement la luminosité.

Vie de la séquence principale

La séquence principale est le stade où une étoile passe la majeure partie de son existence. Par rapport aux autres étapes de la  » vie  » d’une étoile, elle est extrêmement longue ; notre Soleil a mis environ 20 millions d’années à se former, mais il passera environ 10 milliards d’années (1 × 1010 ans) en tant qu’étoile de la séquence principale avant d’évoluer vers une géante rouge. Qu’est-ce qui détermine la durée de vie de la séquence principale d’une étoile ?

Les étoiles de la séquence principale varient en masse. Vous pouvez imaginer qu’une étoile plus massive a plus de combustible disponible et peut donc passer plus de temps sur la séquence principale à fusionner de l’hydrogène en hélium. Vous auriez tort – c’est le contraire qui est vrai. Les étoiles plus massives ont une force gravitationnelle plus forte qui agit vers l’intérieur, de sorte que leur cœur devient plus chaud. Les températures plus élevées signifient que les réactions nucléaires se produisent à un rythme beaucoup plus rapide dans les étoiles massives. Elles épuisent donc leur combustible beaucoup plus rapidement que les étoiles de faible masse. Cela est analogue à la situation de nombreuses réactions chimiques, plus la température est élevée, plus le taux de réaction est rapide.

Les durées de vie des étoiles de la séquence principale présentent une vaste gamme. Alors que notre Soleil passera 10 milliards d’années sur la séquence principale, une étoile de masse élevée, de dix masses solaires (10MSun), ne durera que 20 millions d’années (2,0× 107 ans) sur la séquence principale. Une étoile ayant seulement la moitié de la masse du Soleil peut passer 80 milliards d’années sur la séquence principale. C’est beaucoup plus long que l’âge de l’Univers, ce qui signifie que toutes les étoiles de faible masse qui se sont formées sont toujours sur la séquence principale – elles n’ont pas eu le temps d’évoluer hors de celle-ci.

Composition

Bien qu’il existe 92 éléments naturels et quelques centaines d’isotopes, la composition des étoiles est remarquablement similaire et simple. Les étoiles sont composées presque entièrement d’hydrogène et d’hélium. Une étoile telle que notre Soleil est composée d’environ 73 % d’hydrogène en masse et de 25 % d’hélium. Si elle est déterminée par le nombre de noyaux, elle est composée de 92 % d’hydrogène et de 7,8 % d’hélium. Les 2% restants en masse ou 0,2% en nombre sont tous les éléments plus lourds. Historiquement, les astronomes qualifiaient de métaux ces éléments dont le numéro atomique est supérieur à deux. Ils comprennent des éléments tels que le carbone et l’oxygène. L’utilisation du terme « métaux » ne doit pas être confondue avec le sens chimique plus courant du terme.

La métallicité est une mesure de l’abondance des éléments plus lourds que l’hélium dans une étoile et s’exprime par la fraction des métaux en masse. Elle peut être déterminée ou du moins déduite d’observations spectroscopiques et photométriques. En général, les étoiles présentant des métallicités élevées sont supposées être plus jeunes que celles présentant des valeurs très faibles. Cela est dû au fait que les éléments plus lourds que l’hélium sont fabriqués à l’intérieur des étoiles par nucléosynthèse et libérés dans l’espace interstellaire par des événements de perte de masse tels que les explosions de supernova dans les derniers stades de l’évolution stellaire. Premières générations d’étoiles

Les étoiles que l’on trouve dans les bras spiraux des galaxies, y compris notre Soleil, sont généralement plus jeunes et ont des métallicités élevées. Elles sont appelées étoiles de population I. Les étoiles de la population II sont des étoiles plus âgées, rouges, avec des métallicités plus faibles et sont généralement situées dans les amas globulaires des halos galactiques, dans les galaxies elliptiques et près du centre galactique des galaxies spirales.

Nucléosynthèse et réactions de fusion

La nucléosynthèse désigne simplement la production de noyaux plus lourds que l’hydrogène. Cela se produit dans les étoiles de la séquence principale à travers deux processus principaux, la chaîne proton-proton et le cycle CNO (carbone, azote, oxygène). La nucléosynthèse primordiale s’est produite très tôt dans l’histoire de l’Univers, donnant lieu à un peu d’hélium et à de petites traces de lithium et de deutérium, l’isotope lourd de l’hydrogène. Les processus de fusion dans les étoiles de la séquence post-maîtresse sont responsables d’un grand nombre de noyaux plus lourds. D’autres mécanismes, comme la capture de neutrons, se produisent également dans les derniers stades des étoiles massives. Tous deux sont abordés dans les pages suivantes.

Les étoiles de la séquence principale fusionnent l’hydrogène en hélium au sein de leur noyau. Ce phénomène est parfois appelé « combustion de l’hydrogène », mais il faut être prudent avec ce terme. « Brûler » implique une réaction de combustion avec l’oxygène mais le processus au sein des noyaux stellaires est une réaction nucléaire et non chimique.

La fusion nucléaire dans les noyaux des étoiles de la séquence principale implique que des noyaux d’hydrogène positifs, des atomes d’hydrogène ionisés ou des protons, s’entrechoquent, libérant ainsi de l’énergie. À chaque étape de la réaction, la masse combinée des produits est inférieure à la masse totale des réactifs. Cette différence de masse est à l’origine de l’énergie libérée selon la célèbre équation d’Einstein : E = m c2 où E est l’énergie, m la masse et c la vitesse de la lumière dans le vide. Cette équation est mieux exprimée par :

Dans des conditions telles que celles de la Terre, si nous essayons de rapprocher deux protons (noyaux d’hydrogène), l’interaction électrostatique tend à les faire se repousser. Cette répulsion coulombienne doit être surmontée si l’on veut que les protons fusionnent. Le processus réel par lequel deux protons peuvent fusionner implique un effet de mécanique quantique connu sous le nom d’effet tunnel et, dans la pratique, exige que les protons aient des énergies cinétiques extrêmement élevées. Cela signifie qu’ils doivent se déplacer très rapidement, c’est-à-dire avoir des températures extrêmement élevées. La fusion nucléaire ne commence dans le cœur des étoiles que lorsque la densité dans le cœur est grande et que la température atteint environ 10 millions de K.

Il existe deux processus principaux par lesquels la fusion de l’hydrogène a lieu dans les étoiles de la séquence principale – la chaîne proton-proton et le cycle CNO (pour carbone, azote, oxygène).

Chaîne proton-proton (pp)

Le principal processus responsable de l’énergie produite dans la plupart des étoiles de la séquence principale est la chaîne proton-proton (pp). C’est le processus dominant dans notre Soleil et dans toutes les étoiles de moins de 1,5 masse solaire. L’effet net du processus est que quatre noyaux d’hydrogène, les protons, subissent une séquence de réactions de fusion pour produire un noyau d’hélium 4. La séquence illustrée ci-dessous est la forme la plus courante de cette chaîne et est également appelée chaîne ppI. Elle représente 85 % de l’énergie de fusion libérée dans le Soleil.

Si vous étudiez le schéma ci-dessus, vous remarquerez que six protons sont utilisés dans la série de réactions mais que deux sont libérés en retour. Les autres produits comprennent le noyau He-4, 2 neutrinos, 2 photons gamma de haute énergie et 2 positrons. Chacun de ces produits transporte une partie de l’énergie libérée par la légère réduction de la masse totale du système. La réaction globale peut être résumée comme suit :

Les neutrinos sont neutres et ont des masses au repos extrêmement faibles. Ils n’interagissent essentiellement pas avec la matière normale et voyagent donc directement à partir du noyau et s’échappent de l’étoile à presque la vitesse de la lumière. Environ 2% de l’énergie libérée dans la chaîne pp est transportée par ces neutrinos.

Les positrons sont l’antiparticule des électrons. Bien que la chaîne pp implique la fusion des noyaux d’hydrogène, les noyaux des étoiles contiennent encore des électrons qui ont été ionisés ou arrachés à leurs noyaux d’hydrogène ou d’hélium. Lorsqu’un positron entre en collision avec un électron, il se produit un événement d’antimatière dans lequel chacun annihile l’autre, libérant encore plus de photons gamma de haute énergie.

Deux autres formes de la chaîne pp peuvent se produire dans les étoiles et contribuent à environ 15% de la production d’énergie dans le Soleil. Dans la chaîne ppII, un noyau He-3 produit via les premières étapes de la chaîne ppI subit une fusion avec un noyau He-4, produisant du Be-7 et libérant un photon gamma. Le noyau de Be-7 entre ensuite en collision avec un positron, libérant un neutrino et formant du Li-7. Celui-ci fusionne à son tour avec un proton, se divisant pour libérer deux noyaux de He-4. Un événement plus rare est la chaîne ppIII par laquelle un noyau de Be-7 produit comme ci-dessus fusionne avec un proton pour former B-8 et libérer un photon gamma. B-8 est instable et subit une désintégration bêta positive en Be-8, libérant un positron et un neutrino. Le Be-8 est également instable et se divise en deux noyaux de He-4. Ce processus ne contribue qu’à 0,02% de l’énergie du Soleil. Ces formes se résument comme suit :

Cycle CNO

Les étoiles dont la masse est d’environ 1,5 masse solaire ou plus produisent la majeure partie de leur énergie par une forme différente de fusion de l’hydrogène, le cycle CNO. CNO est l’abréviation de carbone, azote et oxygène, car des noyaux de ces éléments sont impliqués dans le processus. Comme son nom l’indique, ce processus est cyclique. Il nécessite la fusion d’un proton avec un noyau C-12 pour démarrer le cycle. Le noyau N-13 qui en résulte est instable et subit une désintégration bêta positive en C-13. Ce dernier fusionne ensuite avec un autre proton pour donner le N-14 qui, à son tour, fusionne avec un proton pour donner le O-15. Ce dernier étant instable, il subit une désintégration bêta positive pour former du N-15. Lorsque ce dernier fusionne avec un proton, le noyau résultant se divise immédiatement pour former un noyau de He-4 et un noyau de C-12. Ce noyau de carbone est alors capable d’initier un autre cycle. Le carbone-12 agit donc comme un catalyseur nucléaire, il est indispensable au déroulement du processus mais n’est finalement pas consommé par celui-ci.

Comme pour les différentes formes de la chaîne pp, des photons gamma et des positrons sont libérés dans le cycle ainsi que les noyaux d’hélium et de carbone finaux. Tous ces éléments possèdent de l’énergie. La réaction globale peut être résumée comme suit :

Pourquoi le cycle CNO domine-t-il dans les étoiles de masse supérieure ? La réponse est liée à la température. La première étape de la chaîne pp implique la fusion de deux protons alors que dans le cycle CNO, un proton doit fusionner avec un noyau de carbone-12. Comme le carbone possède six protons, la répulsion coulombienne est plus importante pour la première étape du cycle CNO que dans la chaîne pp. Les noyaux ont donc besoin d’une plus grande énergie cinétique pour surmonter la répulsion plus forte. Cela signifie qu’ils doivent avoir une température plus élevée pour initier une fusion CNO. Les étoiles de masse plus élevée ont une attraction gravitationnelle plus forte dans leur cœur, ce qui conduit à des températures centrales plus élevées.

Le cycle CNO devient la principale source d’énergie dans les étoiles de 1,5 masse solaire ou plus. Les températures du noyau de ces étoiles sont de 18 millions de K ou plus. La température du noyau du Soleil étant d’environ 16 millions de K, le cycle CNO ne représente qu’une infime partie de l’énergie totale libérée. L’énergie relative produite par chaque processus est représentée sur le graphique ci-dessous.