Les étoiles naissent, vivent et meurent. Leur histoire est déterminée par leur masse initiale, laquelle décide des réactions thermonucléaires qui s'y produiront et des types de noyaux qu'elles synthétiseront avant de finir leur vie sous forme de naines blanches, d'étoiles à neutrons ou de trous noirs.

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    Stefano Panebianco, ingénieur de recherche au CEA, nous parle de l'astrophysique nucléaire des étoiles. Ce sont de gigantesques réacteurs naturels où se produisent des réactions de fusion thermonucléaire qui conduisent à la nucléosynthèse de noyaux, en partant de ceux d'hydrogène, d'héliumhélium et de leurs isotopesisotopes pour aller jusqu'aux noyaux de ferfer qui sont les plus stables.

    Ces réactions se produisent à des températures bien spécifiques, lesquelles ne peuvent pas être atteintes par toutes les étoiles. Le paramètre clé est ici la massemasse et seules les étoiles les plus massives peuvent fabriquer des noyaux de fer. Ce n'est pas le cas du SoleilSoleil qui, tout au plus, à la fin de sa vie, avant de devenir une naine blanche, sera devenu assez chaud pour produire de noyaux de carbonecarbone et d'oxygèneoxygène.

    Une nucléosynthèse qui peut finir en supernova

    Au-delà de 8 masses solaires, des noyaux comme ceux du néonnéon, du magnésiummagnésium, du siliciumsilicium et du nickelnickel peuvent être synthétisés en une série d'étapes. Ces étoiles finiront donc par avoir une sorte de structure en oignonoignon avec, au centre, un cœur contenant beaucoup de fer et de nickel et, à l'extérieur, une couche avec de l'hydrogène et de l'hélium. Quand le carburant nucléaire est épuisé, ces étoiles explosent en donnant une supernovasupernova SNSN II (ce que ne deviendra jamais le Soleil ni les étoiles de moins de 8 masses solaires).

    L'arrêt des réactions de fusion ne libérant plus d'énergieénergie lumineuse dont la pressionpression peut s'opposer à la gravitationgravitation de ces étoiles, elles s'effondrent gravitationnellement sur elle-même. Les couches les moins denses se heurtent au cœur de fer très dense dans lequel les protonsprotons des noyaux capturent les électronsélectrons pour donner des neutronsneutrons. Les couches supérieures rebondissent, en créant une onde de choc, ce qui souffle l'étoile, avec l'aide des neutrinosneutrinos produits par la naissance de nouveaux neutrons. L'énergie lumineuse libérée peut avoir une puissance temporaire qui égale celle de toutes les étoiles d'une galaxiegalaxie. Après l'explosion, il reste une étoile à neutrons et, pour les étoiles les plus massives, parfois un trou noirtrou noir.

    © CEA, Futura