Partie 14
- Revenons aux processus qui se produisent à la naissance de l'étoile : elle continue de rétrécir, la compression s'accompagne d'une augmentation de la température. La température monte en rampant vers le haut, et ici une énorme boule de gaz commence à briller, elle peut déjà être vue sur le ciel sombre de la nuit comme un disque rougeâtre. Une partie importante de son énergie de rayonnement se situe encore dans la région infrarouge du spectre. Mais ce n'est pas encore une star. Au fur et à mesure que la substance de la protostar s'épaissit, elle tombe de plus en plus rapidement au centre, réchauffant le noyau de l'étoile à des températures toujours plus élevées. Enfin, la température atteint 10 millions de K, puis les réactions thermonucléaires - la source d'énergie de toutes les étoiles de l'univers - commencent à circuler. Dès que les processus thermonucléaires sont activés, le corps cosmique devient une étoile à part entière.
- Lorsqu'elles sont comprimées, la poussière et le gaz forment une protoétoile ; sa substance est un échantillon typique de la substance de l'espace environnant. En parlant de l'échantillon de la substance de l'Univers, nous voulons dire que ce morceau d'environnement interstellaire se compose de 89% d'hydrogène, 10% d'hélium ; des éléments tels que l'oxygène, l'azote, le carbone, le néon, etc. représentent moins de 1%, et tous métaux pris ensemble - pas plus de 0,25%. Ainsi, une étoile se compose principalement des éléments que l'on trouve le plus souvent dans l'univers. Et comme l'hydrogène est le plus abondant dans l'Univers, bien sûr, toute réaction thermonucléaire doit avoir lieu avec sa participation.
- Dans certains endroits, il y a des coins de l'espace extra-atmosphérique avec une forte teneur en éléments lourds, mais ce ne sont que des anomalies locales - les restes de vieilles explosions d'étoiles, dispersées et dispersées à proximité d'éléments lourds. Nous ne nous attarderons pas sur de telles zones anomales avec une concentration accrue d'éléments lourds, mais nous nous concentrerons sur les étoiles, constituées principalement d'hydrogène.
- Lorsque la température au centre du proton atteint 10 millions de K, des réactions thermonucléaires complexes (mais étudiées en détail) commencent, au cours desquelles des noyaux d'hélium (protons) sont formés à partir des noyaux d'hydrogène ; chaque quatre protons, combinés, créent un atome d'hélium. Premièrement, lorsque deux protons s'unissent, un atome d'hydrogène lourd, ou deutérium, apparaît. Ce dernier rencontre alors un troisième proton, et la réaction produit un isotope d'hélium léger contenant deux protons et un neutron.
- Dans la confusion qui règne dans le noyau de l'étoile, des atomes d'hélium léger qui se déplacent rapidement entrent parfois en collision les uns avec les autres, ce qui donne un atome d'hélium classique composé de deux protons et deux neutrons. Deux protons superflus retournent au mélange chaud afin de réagir à nouveau un jour pour produire de l'hélium. Dans ce processus, environ 0,7 % de la masse est convertie en énergie. La chaîne de réactions décrite est l'un des cycles thermonucléaires importants qui se déroule dans le noyau des étoiles à une température d'environ 10 millions de K. Certains astronomes croient que d'autres réactions impliquant le lithium, le béryllium et le bore peuvent se produire à des températures plus basses. Mais ils émettent immédiatement une réserve : si de telles réactions se produisent, leur contribution relative à la production d'énergie est insignifiante.
- Lorsque la température dans les intestins d'une étoile augmente à nouveau, une autre réaction importante se produit, dans laquelle le carbone joue le rôle de catalyseur. A partir de l'hydrogène et du carbone 12, une telle réaction conduit à la formation de l'azote 13, qui est spontanément décomposé en carbone 13, un isotope du carbone plus lourd que celui par lequel la réaction a commencé. Le carbone 13 capture un autre proton, se transformant en azote 14. Ce dernier se transforme en oxygène-15 de la même manière. Cet élément est également instable et, à la suite d'une décomposition spontanée, se transforme en azote 15. Enfin, l'azote 15, après avoir ajouté un quatrième proton, se décompose en carbone 12 et en hélium.
Ainsi, un sous-produit de ces réactions thermonucléaires est le carbone 12, qui peut donner lieu à des réactions de ce type. La combinaison des quatre protons entraîne la formation d'un atome d'hélium, et la différence de masse entre les quatre protons et un atome d'hélium, qui est d'environ 0,7% de la masse initiale, se manifeste sous forme d'énergie émise par l'étoile. Sur le Soleil, chaque seconde, 564 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées en 560 millions de tonnes d'hélium, et la différence - 4 millions de tonnes de substance - est transformée en énergie et rayonnée en espace. Il est important que le mécanisme de production d'énergie dans l'étoile dépende de la température.