La formation des
étoiles
L’Univers à ses
débuts était un peu morne, constitué uniquement de nuages d’hydrogène et
d’hélium. Pour dépasser ce stade et produire des éléments nouveaux, il lui
fallait trouver un nouveau creuset capable de recréer partiellement les
conditions de température et de densité du Big Bang : les étoiles.
Le point de
départ de la formation des étoiles est un nuage d’hydrogène moléculaire. Sous
l’effet de perturbations externes, un tel nuage peut parfois perdre sa
stabilité. Il se fragmente alors en ensembles plus petits qui s’effondrent sur
eux-mêmes sous l’effet de la gravité.
En s’effondrant,
chaque petit nuage va subir une forte augmentation de densité et de
température. Lorsque le centre du nuage est assez chaud, les atomes se
dissocient, ce qui va faciliter les interactions entre protons. En même temps,
ces derniers gagnent tellement d’énergie qu’ils peuvent maintenant vaincre la
force électromagnétique qui les empêche normalement de se rapprocher. La force
nucléaire forte est alors capable de fusionner les protons pour former des
noyaux d’hélium.
La transformation
d’hydrogène en hélium libère énormément d’énergie et donne naissance à une très
forte pression. Le corps est alors capable de résister à la gravité, il se
stabilise, se réchauffe et se met à briller : une étoile est née.
L’énergie du Soleil
provient de réactions de fusion de l’hydrogène en son centre. Crédit :NASA/ESA/SOHO
Les géantes
rouges
Les étoiles qui
se trouvent dans la phase de fusion de l’hydrogène, en particulier le Soleil,
appartiennent à la séquence dite principale. Les réactions nucléaires y créent
de l’hélium, donc rien d’original par rapport à la période du Big Bang. La
création d’éléments nouveaux va commencer après cette phase de la vie
stellaire.
En effet, la
concentration en hélium au centre de l’étoile augmente peu à peu avec le temps.
Or la présence d’hélium interfère avec les interactions entre protons, donc
avec la fusion de l’hydrogène. Le résultat est une baisse du nombre de
réactions nucléaires et par conséquent de la pression engendrée. La gravité
peut reprendre l’avantage et recommence à contracter l’étoile sur elle-même.
La reprise de la
contraction a deux conséquences. D’abord, la densité et la température
augmentent dans une zone en forme de coquille autour du noyau, ce qui permet à
la fusion de l’hydrogène de s’y mettre en route. Ensuite, dans le noyau
lui-même, la température augmente énormément et finit par atteindre les 100
millions de degrés. Lorsque cette valeur est atteinte, un nouveau type de
réaction nucléaire peut se mettre en place, les noyaux d’hélium commencent à
fusionner pour former des noyaux de carbone. Les étoiles réussissent là où le
Big Bang avait échoué, un élément nouveau apparaît, le carbone, qui jouera plus
tard un rôle central dans le développement de la vie.
La nébuleuse
planétaire NGC 6543 observée par le télescope spatial Hubble. Ce magnifique
spectacle est créé par une étoile ordinaire en fin de vie qui éjecte ses
couches externes. Crédit :NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA
Pour l’étoile
elle-même, la phase de fusion de l’hélium conduit à une métamorphose. Le double
apport d’énergie au centre est capable d’arrêter la contraction, mais il est
d’une telle ampleur que les couches externes de l’étoile vont être repoussées
vers l’extérieur. Le diamètre de l’étoile augmente de façon spectaculaire, sa
température de surface baisse, sa couleur vire au rouge. L’étoile quitte la
séquence principale pour devenir une géante rouge.
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