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La naissance et la vie des étoiles

Certains fragments deviennent si petits, si denses et si opaques que le rayonnement peine à s'en échapper, ce provoque leur échauffement. Tandis qu'ils continuent de se contracter, la chaleur s'élève de plus en plus. La pression exercée par la chaleur interne a tendance à s'opposer à la contraction gravitationnelle. A ce stade, il n'y a plus que deux issues possibles : Si la masse du fragment est relativement faible (20 masses solaires pour la première génération d'étoiles et 0,1 masses solaires dans l'Univers actuel), l'équilibre s'installe entre ces forces et conduit à une étoile avortée appelée naine brune. Si la masse est plus importante, la contraction va se poursuivre jusqu'à un point critique où la pression et la température centrales sont suffisantes pour déclencher la fusion nucléaire.

Le gaz primordial est constitué à 90 % d'hydrogène. La pression va tellement rapprocher des atomes déjà fortement agités par la température que leurs noyaux amenés à fusionner. Le phénomène, un peu complexe qui se déroule est le suivant :

Dans un premier temps deux protons (noyaux d'hydrogène) s'assemblent pour former un noyau d'hélium 2 instable, qui par transmutation d'un proton en neutron donne un noyau d'hydrogène 2 ou deutérium (la réaction produit également un positon et un neutrino). L'hydrogène 2 se combine à un nouveau noyau d'hydrogène 1 en éjectant un photon pour former un noyau d'hélium 3. Puis deux noyaux d'hélium 3 se combinent pour former un noyau de béryllium 6 instable, qui se désintègre en deux noyaux d'hydrogène 1 et un noyau d'hélium 4.

Le déroulement de ce processus exige une température de 10 millions de degrés Kelvin, c'est la principale réaction qui se déroule au cœur des étoiles.

Lorsque certaines étoiles, vers la fin de leur vie, ont transformé une partie importante de leur hydrogène en hélium, le rendement de la réaction baisse et la pression radiative conséquente celle-ci diminue. Sous l'effet de la gravitation, elle voient leur cœur se comprimer de nouveau et leur température atteindre 100 millions de degrés Kelvin. A cette température, une nouvelle réaction nucléaire s'enclenche et l'hélium fusionne avec lui-même. Trois noyaux d'hélium donnent un noyau de carbone. A des températures un peu plus élevées encore, un noyau de carbone fusionne avec un noyau d'hydrogène pour donner un noyau d'oxygène.

Si la contraction continue, la température atteignant 600 millions de degrés Kelvin permet la fusion de noyaux de carbone entre eux pour former de l'oxygène, du néon et du magnésium. A 1,5 milliard de degrés Kelvin, l'oxygène fusionne avec lui-même pour donner entre autres du silicium, du phosphore et du soufre. Enfin à 3 milliards de degrés Kelvin, le silicium réagit par additions successives d'un noyau d'hélium pour former tous les autres éléments jusqu'au fer 56.

Arrivée à la synthèse du fer, l'étoile ne pourra plus amorcer d'autre réaction nucléaire énergétique pour contrebalancer la pression exercée sur son cœur par la gravitation. En effet, le fer est l'élément chimique le plus stable et sa fusion produit moins d'énergie qu'elle n'en requiert. Rien ne peut plus dès lors s'opposer à la compression de son cœur vers des niveaux extrêmes.

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