Comprendre la mort d’une étoile avec la fusion nucléaire

Avant de vous parler de l’instant de la mort d’une étoile et de ce que cela engendra, essayons de comprendre ce qui se passait avant et plus précisément à l’intérieur de cette dernière.

Pour faire simple, la vie d’une étoile est gouvernée par un équilibre thermique, c’est-à-dire qu’à partir des effets entre la température et la pression, les atomes d’hydrogène se trouvant alors dans le cœur de l’étoile fusionneront afin de former de l’hélium c’est la nucléosynthèse stellaire. De ces fusionnements en résulte la production d’une énergie colossale qui est nécessaire afin que l’étoile ne s’effondre sur son propre poids.

Cette fusion nucléaire qui perdurera toute la vie de l’étoile est représentée par l’équation de quatre atomes d’hydrogène pour au final obtenir un atome d’hélium 4 ainsi que la création de cette énergie d’environ 24 MeV.




Equation de la fusion nucléaire dans le cœur d’une étoile


Pour donner quelques chiffres à titre d’exemple, 1 kg d’hydrogène, fourni lors d’une fusion 993,15 g d’hélium obtenue avec une différence d’environ 7 g qui est intégralement transformée en énergie. Soit un équivalent de 6,2 qui sera répartie en énergie de masse (positrons et neutrinos), énergie cinétique (chaleur) et en rayonnement (photons). Cela représente l’équivalent de 20000 tonnes de charbon consommé.




Création de différente énergie


Comme vous l’aurez compris, cette création d’énergie engendre une déperdition de masse de l’étoile. Sachant que plus une étoile est massive et moins sa durée de vie sera longue. De manière générale, l’équilibre thermique est rompu car la pression de radiation dûe à la fusion de l’hydrogène est terminée. En conséquence cela engendrera une augmentation de la pression et de la température en son centre, pour y amorcer la fusion de l’hélium. Celui-ci fera augmenter le rayon de l’étoile et baisser la température de surface. Ainsi de suite jusqu’au fer 56 qui est l’atome le plus stable pour les supergéantes (10* masse du soleil).

Différents cas peuvent être recensés pour la fin de vie des étoiles. Prenons dans un premier temps l’exemple des géantes rouges. La formation de celles-ci provient d’une étoile dont la masse est inférieure à dix fois celle du soleil. Les géantes rouges s’arrêtent à la fusion de l’hélium pour laisser un cœur de carbone et d’oxygène. La répulsion des électrons empêche le cœur de s’effondrer d’avantage. Le résultat à cela étant la création d’une naine blanche.



Diagramme sur les hypothèses de mort d’une étoile


Prenons le cas maintenant des supergéantes rouges, contrairement aux géantes rouges, celles-ci continuent leur fusion jusqu’au fer 56, là où la fusion s’arrête, le cœur s’effondre en quelques secondes une onde de choc cataclysmique est généré et les couche extérieur sont expulsé. C’est la supernova. Le cœur en s’effondrant engendre une fusion des protons avec les électrons pour donner des neutrons pour former une étoile à neutrons.

Dans le cas d’une masse trop forte, les neutrons vont fusionner à leur tour et plus n’arrêtera l’effondrement et nous assisterons à la création d’un trou noir.




Photo d’un trou noir



Source:


Photos : https://www.neozone.org/science/j2157-un-trou-noir-immense-capable-dengloutir-lequivalent-dun-soleil-par-jour/


Article écrit par Pierre Couranjou

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