Beaucoup de gens imaginent les étoiles comme de grosses boules de gaz brûlantes. Mais seul le cœur d’une étoile brûle réellement. Il diffère des couches extérieures de l’étoile à bien des égards, tant par sa physique que par sa composition.
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Comment le cœur se forme-t-il ?
Les astronomes disent souvent que toute étoile est un petit modèle de l’Univers. Et ce n’est pas sans raison : les processus à l’intérieur et à l’extérieur des luminaires sont un véritable trésor des processus physiques les plus divers qui ont existé depuis le premier jour de notre monde et l’ont fait avancer. Et les premiers objets apparus après la naissance de l’Univers ont été des étoiles titanesques de taille galactique.
Les premières étoiles de l’Univers telles qu’imaginées par l’artiste.
Depuis lors, la matière dans l’Univers est beaucoup plus uniformément répartie. Aujourd’hui, la plupart des étoiles — y compris notre Soleil — sont formées à partir de nébuleuses cosmiques laissées par les supernovae d’anciennes étoiles. Mais le principe gravitationnel qui rassemble la matière est resté le même.
Astéroïde, planète ou étoile, tous sont soumis au principe de différenciation (séparation) de l’intérieur. C’est l’une des principales conséquences des lois gravitationnelles dans l’espace. Du fait de la différenciation, les éléments les plus légers sont poussés vers l’extérieur, tandis que les éléments les plus lourds se déplacent vers le centre du corps. La formation des substances les plus lourdes à l’intérieur du corps cosmique est ce que l’on appelle le noyau.
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Pour entamer un tel processus, il faut d’abord gagner une masse importante, sans quoi les forces de gravité ne peuvent tout simplement pas commencer à séparer les substances. La différenciation de l’intérieur a ses propres conséquences.
- Tout d’abord, le corps s’échauffe (et plus le noyau nouvellement formé est massif, plus l’échauffement est important).
- Deuxièmement, l’objet prend une forme sphérique — y compris le noyau sphérique.
La densité du noyau est plusieurs fois supérieure à la consistance des couches environnantes, ce qui est dû non seulement aux propriétés physiques des éléments qui composent le noyau, mais aussi à la compression gravitationnelle. Ce phénomène est inévitable pour tous les corps de l’Univers dont la masse est disproportionnée par rapport à leur volume.
La formation d’une étoile et de son noyau se déroule à peu près de la même manière, avec une correction pour la composition stellaire. Comme nous le savons, toutes les étoiles sont composées en moyenne de 75 % d’hydrogène, de 23 % d’hélium et de 2 % de matière lourde. Toutes les étoiles connues aujourd’hui ont le même contenu, à quelques exceptions près. L’hélium est le plus massif du mélange, quatre fois plus lourd que l’hydrogène. C’est l’hélium qui forme le cœur d’une étoile. Il contient également des éléments lourds capturés dans la nébuleuse «mère» ou formés lors de réactions thermonucléaires.
La structure des différentes étoiles
Qu’est-ce qui fait la particularité du cœur d’une étoile ?
«Attendez un peu», dites-vous. — Si tous les noyaux se forment de la même manière, pourquoi seules les étoiles brillent-elles et émettent-elles une chaleur intense ? En effet, le cœur d’une étoile est un peu particulier. Le fait est que lors de la formation d’une étoile, l’hélium s’accumule en très grande quantité. La masse du noyau d’hélium du cœur devient si importante que les forces gravitationnelles commencent non seulement à comprimer et à chauffer le cœur, mais aussi à le porter à des températures extrêmement élevées.
Cette chaleur est beaucoup plus forte que celle nécessaire à la différenciation normale de l’hélium et de l’hydrogène. Lorsque la température atteint environ un million de degrés Celsius, l’hydrogène du noyau s’enflamme, déclenchant une réaction thermonucléaire qui le transforme en hélium. Le moment de l’allumage d’une étoile est considéré comme le point de départ de son existence.
Caractéristiques du noyau
La masse gigantesque et la réaction nucléaire libre font du noyau stellaire un objet vraiment unique dans l’Univers. Pour illustrer cet exemple, prenons notre Soleil : c’est une étoile ordinaire de la séquence principale. Si nous vous parlons de lui, nous vous parlerons de 90 % des étoiles observables. Et les faits concernant le cœur du Soleil parlent d’eux-mêmes :
Le Soleil en coupe
- La densité du noyau du Soleil en son centre est d’environ 150g/cm 3 . C’est 150 fois la densité de l’eau et sept fois celle de l’or ! La consistance du noyau d’une autre étoile peut être des dizaines de fois plus dense ou beaucoup moins. Les étoiles à neutrons, presque entièrement composées d’un noyau, ont la densité la plus élevée : leur densité moyenne est de 2,8-10 14 g/cm³.
- Le noyau du Soleil tourne, indépendamment de ses couches supérieures — lorsque l’enveloppe du Soleil tourne autour de son axe en 24 jours, le noyau tourne plusieurs fois plus vite. Plus le noyau est lourd, plus la gravité le fait tourner rapidement. Les noyaux de fer des géantes rouges tournent des dizaines de fois plus vite que leurs enveloppes gonflées.
- En raison de sa forte densité, le noyau du luminaire est très massif. Par exemple, le noyau du Soleil ne fait «que» 350 000 kilomètres de circonférence, soit 1/5e du diamètre de l’étoile. En même temps, il contient plus d’un tiers de la masse du Soleil !
- Plus le cœur d’une étoile est jeune, plus sa circonférence est large et plus sa densité est faible. Il grandit au rythme des réactions nucléaires dans le cœur et de l’accumulation d’hélium et d’autres produits lourds de la fusion thermonucléaire.
C’est le déroulement de la fusion nucléaire dans une étoile qui la distingue des autres objets différenciés de l’Univers. De plus, la réaction atomique dans le cœur est le principal critère stellaire. Les naines brunes, considérées comme des étoiles, n’en sont techniquement pas, tout d’abord à cause du noyau : la conversion de l’hydrogène en hélium y est quasiment absente. C’est pourquoi les naines brunes brillent faiblement et s’éteignent rapidement.
Qu’émet le noyau ?
La fusion nucléaire est une source d’énergie très puissante. La température au centre du noyau du Soleil atteint environ 15 millions de degrés Celsius, mais ce n’est pas le noyau stellaire le plus chaud. La chaleur au centre des géantes bleues, les étoiles les plus chaudes de l’Univers, atteint 100 millions de degrés Celsius — c’est la température du cœur de l’étoile Jeta dans la constellation de Korma.
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En outre, c’est la fusion atomique dans le cœur qui est la principale source de lumière et de chaleur de l’étoile — les couches extérieures ne font que transférer de l’énergie, mais n’en créent pas. Le rayonnement empêche également l’étoile de s’effondrer sous l’effet de la gravitation : la force des particules de lumière dirigées vers l’espace l’emporte sur la force de compression de la gravité.
Le lecteur attentif dira : «Attendez ! C’est à cause de la compression gravitationnelle que le cœur de l’étoile a une température aussi élevée !». Et il aura raison : c’est en effet à cause de la compression que le cœur de l’étoile est si chaud. Des millions de degrés de chaleur créent les conditions d’une réaction thermonucléaire. Et c’est seulement cette énergie qui peut s’échapper du cœur de l’étoile.
Mais pour franchir les forces de gravité et l’épaisseur de la matière stellaire, la lumière met des dizaines de milliers, voire des millions d’années ! Pour notre Soleil, cette durée varie autour de 200 000 ans. Et l’énergie gravitationnelle, malgré toute sa force, n’est contenue qu’à l’intérieur de l’étoile — et ne peut la quitter que sous la forme d’une supernova.
Modèle de l’opposition entre la pression des particules et la gravité.
- Remarque : il existe également des ondes gravitationnelles, avec lesquelles l’énergie gravitationnelle quitte le cœur de l’étoile. Mais leur force est incommensurablement faible.
Comment les scientifiques ont-ils appris à connaître les processus thermonucléaires à l’intérieur des étoiles aujourd’hui, alors que même le rayonnement du cœur du Soleil met des milliers d’années à pénétrer ? Les réactions à l’intérieur des étoiles nous ont été révélées par les neutrinos, des microparticules émises à chaque fusion de noyaux atomiques. La masse des neutrinos est si faible qu’ils ne sont pas affectés par la gravité et n’arrêtent pas les collisions avec les atomes de la matière solaire. Ils volent donc sans entrave jusqu’à la Terre, où ils sont «capturés» à l’aide d’instruments spéciaux.
Il est intéressant de noter que des rayons gamma, invisibles pour l’œil humain, émanent directement du cœur de l’étoile. Les rayons X, les ultraviolets et la lumière visible ordinaire sont obtenus après le passage des rayons du noyau à travers les couches superficielles de l’étoile. Les atomes de diverses substances se comportent comme du verre coloré. Lorsqu’un rayon d’ordre «supérieur» — par exemple, les rayons X — frappe un atome, il libère plusieurs rayons «inférieurs» déjà présents dans le spectre ultraviolet. De plus, dans le spectre de la lumière subsistent des raies qui contiennent des informations sur les atomes de l’étoile, à travers lesquels la lumière est passée.
C’est l’analyse spectrale qui a permis aux astronomes de connaître la composition de notre Soleil et d’autres étoiles. De même, de nombreux objets lointains comme les planètes et les astéroïdes, dont la matière est difficile à ramener sur Terre, ont été étudiés.
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Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023