Il a fallu attendre le début du XXe siècle pour que les chercheurs parviennent à expliquer pourquoi les étoiles brillent dans notre ciel. Le résultat de réactions de fusion nucléaire qui ont lieu en leur cœur.
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Jour après jour, notre Soleil brille et nous offre sa lumière. Un flux de pas moins de 4.1026 watts. Le résultat d'une photosphère -- la partie du Soleil qui nous voyons à l'œilœil nu -- chauffée à près de 6.000 kelvins (K). Un peu comme le filament d'une ampoule qui brille lorsque sa température s'élève. Très bien. Mais quelle est la source d'énergieénergie qui fait ainsi monter la température des étoilesétoiles et leur permet de briller dans notre ciel ?
Un tour d'horizon des possibilités permet d'éliminer rapidement quelques hypothèses. Sachant que des réactions chimiques de combustioncombustion, par exemple, dégagent au maximum 400 millions de watts par kilogrammekilogramme de matièrematière, elles limiteraient la duréedurée de vie de notre Soleil à seulement 70.000 ans. La contraction gravitationnelle de la matière qui forme notre étoile ne lui permettrait, de son côté, pas de dépasser les 25 millions d'années.
C'est durant la première moitié du XXe siècle que les scientifiques ont compris. Jean Perrin, un physicienphysicien français (1870-1842) et Arthur Eddington, un astrophysicienastrophysicien britannique (1882-1944) sont les premiers, dans les années 1920, à suggérer qu'il faut chercher du côté des réactions de fusion nucléaire qui se déclenchent au cœur des étoiles. Là, les conditions nécessaires à l'assemblage de noyaux sont réunies. Les températures, notamment, sont suffisamment élevées. De l'ordre de 15 millions de K pour notre Soleil.
La fusion nucléaire au cœur des étoiles
Et le fait de transformer un élément léger en un élément plus lourd libère une énergie proportionnelle à la différence de massemasse entre les éléments. D'après la fameuse équivalence de la masse et de l'énergie établie par Albert Einstein en 1905 : E=mc2. Bien sûr, la différence de masse entre un noyau d'hydrogènehydrogène et un noyau d'héliumhélium est infime. Mais la masse du Soleil -- et des autres étoiles -- est colossale : 2.1030 kg. Résultat, pour briller comme il le fait aujourd'hui et depuis 4,6 milliards d'années, le Soleil n'a perdu que 10 % de sa masse.
Notez que plus une étoile est massive, plus les conditions de température et de pressionpression en son cœur permettent de réactions de fusion nucléairefusion nucléaire. Ainsi les étoiles plus massives que notre Soleil brillent plus. Mais elles brûlent aussi leur carburant plus rapidement. Les étoiles moins massives, en revanche, apparaissent moins brillantes. Mais vivent plus longtemps.
