CHAPITRE 11 • La formation du système solaire
au transfert d’impulsion des photons, donc de la lumière, sur un corps. La pression
qui correspond pour les rayons du Soleil sur un miroir posé sur Terre est très faible
( 10-6 Pa), mais à l’intérieur d’une étoile c’est tout autre chose.
Figure 11.3
Équilibre des forces
maintenant la taille
d’une étoile.
Ainsi l’équilibre est maintenu, jusqu’à ce que le carburant nécessaire aux réactions
nucléaires devienne insuffisant (quand 10 % environ de l’hydrogène a été consommé),
et ainsi les forces radiatives chutent. L’étoile se contracte alors à nouveau. Si l’étoile
a une masse inférieure à 0,4 fois la masse du Soleil, l’étoile devient une naine rouge
qui restera à jamais inactive. Sinon, la contraction densifie le gaz, qui s’échauffe à
nouveau. La température peut atteindre alors 108 K, et la fusion de l'hélium peut
démarrer, pour former le carbone et l’oxygène. Les radiations produisent un nouvel
état d’équilibre de l’étoile, qui alors se dilate pour atteindre jusqu’à 2(X) fois son
rayon initial dans certains cas. L’étoile devient une géante rouge.
Lorsque la fusion de l’hélium se termine, l’étoile se contracte à nouveau puisque les
forces radiatives disparaissent. Si l’étoile a une masse inférieure à 8 fois la masse
du Soleil, l’effondrement conduit à la formation d’une naine blanche. Une partie
du gaz rebondit à grande vitesse sur la surface de la planète et est ainsi expulsée
pour former une nébuleuse. Si la masse dépasse 8 fois la masse du Soleil, alors la
densité est si forte quand l’étoile se contracte, que la température excède 1 milliard
de kelvins. La fusion du carbone peut alors démarrer. Les radiations produisent à
nouveau une dilatation de l’étoile. Son rayon peut alors être multiplié encore par
200. L’étoile est alors appelée « supergéante ». Les fusions du carbone, du néon,
de l’oxygène génère tous les éléments chimiques jusqu’au fer. Les étoiles dont la
masse excède 25 fois celle du Soleil sont tellement chaudes que les réactions nucléaires s’enchaînent rapidement et passent directement au stade « supergéante »
en sautant le stade de géante.
La fusion nucléaire de fer ne produit pas d’énergie mais en consomme, elle ne se
produit donc pas dans les étoiles. À ce stade, l’étoile supergéante a une structure
en couches (figure 11.4). Plus la couche est proche du centre, plus elle est concentrée en éléments lourds (le fer, le silicium par exemple). Plus la couche est proche
de la surface, plus elle est concentrée en éléments légers (hélium, hydrogène).
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au transfert d’impulsion des photons, donc de la lumière, sur un corps. La pression
qui correspond pour les rayons du Soleil sur un miroir posé sur Terre est très faible
( 10-6 Pa), mais à l’intérieur d’une étoile c’est tout autre chose.
Figure 11.3
Équilibre des forces
maintenant la taille
d’une étoile.
Ainsi l’équilibre est maintenu, jusqu’à ce que le carburant nécessaire aux réactions
nucléaires devienne insuffisant (quand 10 % environ de l’hydrogène a été consommé),
et ainsi les forces radiatives chutent. L’étoile se contracte alors à nouveau. Si l’étoile
a une masse inférieure à 0,4 fois la masse du Soleil, l’étoile devient une naine rouge
qui restera à jamais inactive. Sinon, la contraction densifie le gaz, qui s’échauffe à
nouveau. La température peut atteindre alors 108 K, et la fusion de l'hélium peut
démarrer, pour former le carbone et l’oxygène. Les radiations produisent un nouvel
état d’équilibre de l’étoile, qui alors se dilate pour atteindre jusqu’à 2(X) fois son
rayon initial dans certains cas. L’étoile devient une géante rouge.
Lorsque la fusion de l’hélium se termine, l’étoile se contracte à nouveau puisque les
forces radiatives disparaissent. Si l’étoile a une masse inférieure à 8 fois la masse
du Soleil, l’effondrement conduit à la formation d’une naine blanche. Une partie
du gaz rebondit à grande vitesse sur la surface de la planète et est ainsi expulsée
pour former une nébuleuse. Si la masse dépasse 8 fois la masse du Soleil, alors la
densité est si forte quand l’étoile se contracte, que la température excède 1 milliard
de kelvins. La fusion du carbone peut alors démarrer. Les radiations produisent à
nouveau une dilatation de l’étoile. Son rayon peut alors être multiplié encore par
200. L’étoile est alors appelée « supergéante ». Les fusions du carbone, du néon,
de l’oxygène génère tous les éléments chimiques jusqu’au fer. Les étoiles dont la
masse excède 25 fois celle du Soleil sont tellement chaudes que les réactions nucléaires s’enchaînent rapidement et passent directement au stade « supergéante »
en sautant le stade de géante.
La fusion nucléaire de fer ne produit pas d’énergie mais en consomme, elle ne se
produit donc pas dans les étoiles. À ce stade, l’étoile supergéante a une structure
en couches (figure 11.4). Plus la couche est proche du centre, plus elle est concentrée en éléments lourds (le fer, le silicium par exemple). Plus la couche est proche
de la surface, plus elle est concentrée en éléments légers (hélium, hydrogène).
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