Partie 15
- C'est la température du noyau en étoile qui détermine la vitesse des processus. Les astronomes croient que le cycle du carbone est relativement insignifiant à une température d'environ 13 millions de K. Par conséquent, le cycle proton-proton prévaut à cette température. Si la température atteint 16 millions de K, les deux cycles contribuent probablement de manière égale au processus de production d'énergie. Lorsque la température du noyau dépasse 20 millions de K, le cycle du carbone devient prédominant.
- Dès que l'énergie de l'étoile commence à être fournie par des réactions nucléaires, la compression gravitationnelle qui a déclenché tout le processus s'arrête. Maintenant, la réaction auto-entretenue peut durer un certain temps, dont la durée dépend de la masse initiale de l'étoile et varie d'environ 1 million d'années à 100 milliards d'années ou plus. C'est pendant cette période que l'étoile atteint sa séquence principale et commence sa longue vie, fonctionnant presque sans changement. Une étoile passe une éternité à ce stade. Rien de spécial ne lui arrive, il n'attire pas l'attention. Aujourd'hui, il n'est plus qu'un membre à part entière de la colonie stellaire, perdu parmi de nombreux frères.
- Cependant, les processus qui se déroulent au cœur de l'étoile portent les embryons de sa destruction imminente. Lorsqu'un arbre ou du charbon est brûlé dans un foyer, de la chaleur est émise et de la fumée et des cendres se forment comme déchets. Dans la "cheminée" du noyau de l'étoile, l'hydrogène est le charbon et l'hélium est la cendre. Si vous n'enlevez pas les cendres du foyer de temps à autre, elles peuvent l'obstruer et le feu s'éteindra.
- Si la substance ne se mélange pas dans le noyau de l'étoile, les réactions thermonucléaires commencent à impliquer les couches directement adjacentes au noyau d'hélium, qui fournit l'énergie à l'étoile. Avec le temps, cependant, ces couches manquent d'hydrogène et le noyau se développe de plus en plus. Enfin, un état est atteint lorsqu'il n'y a plus du tout d'hydrogène dans le noyau. Les réactions habituelles de l'hydrogène à l'hélium sont arrêtées ; l'étoile quitte la séquence principale et entre dans une période relativement courte (mais intéressante) de son parcours de vie, marquée par des réactions exceptionnellement violentes.
- Lorsque l'hydrogène devient rare et ne peut plus participer aux réactions, la source d'énergie s'épuise. Mais, comme nous le savons déjà, une étoile est un mécanisme finement équilibré dans lequel la pression qui souffle l'étoile de l'intérieur est complètement équilibrée par l'attraction gravitationnelle. Par conséquent, lorsque la production d'énergie faiblit, la pression de rayonnement chute brusquement et les forces gravitationnelles commencent à comprimer l'étoile. Une fois de plus, la substance tombe au centre de l'étoile, tout comme celle d'où est née la protoétoile. L'énergie générée par la compression gravitationnelle est beaucoup plus grande que l'énergie libérée actuellement dans les réactions nucléaires, et si c'est le cas, l'étoile commence à se contracter rapidement. Par conséquent, les couches supérieures de l'étoile se réchauffent, se dilatent de nouveau et prennent de la taille jusqu'à ce que les couches extérieures deviennent suffisamment minces pour mieux transmettre le rayonnement de l'étoile. On croit qu'une étoile comme le Soleil peut augmenter au point de remplir l'orbite de Mercure. Une fois que l'étoile commence à s'étendre, elle quitte la séquence principale et, comme nous l'avons vu, ses jours sont maintenant comptés. À partir de ce moment, la vie de l'étoile commence à basculer vers le coucher du soleil.
- Lorsque l'étoile est comprimée, les forces gravitationnelles de l'étoile libèrent une énorme quantité d'énergie qui fait exploser l'étoile. Il semblerait que cela devrait entraîner une baisse de la température dans le noyau. Mais ce n'est pas le cas. La température au cœur de l'étoile augmente fortement contre toute attente. Dans la couche relativement mince qui entoure le noyau, l'hydrogène brûle encore, ce qui entraîne une augmentation de la teneur en hélium du noyau. Quand environ la moitié de la masse de l'étoile est concentrée dans le noyau, celui-ci se dilate jusqu'à sa taille maximale et sa couleur blanche devient jaune, puis rouge lorsque la température de la surface de l'étoile diminue.
L'étoile entre maintenant dans une nouvelle phase. La température à cœur augmente jusqu'à dépasser 200 millions de K. À cette température, l'hélium commence à se consumer, ce qui produit du carbone. Les trois noyaux d'hélium fusionnent en un noyau de carbone, qui est plus léger que les trois noyaux sources d'hélium, donc cette réaction produit aussi de l'énergie. Encore une fois, la pression de rayonnement, qui jouait un rôle si important lorsque l'étoile était sur la séquence principale, commence à contrer la gravité, et le noyau de l'étoile est de nouveau retenu de toute compression supplémentaire. L'étoile revient à sa taille normale ; sa température de surface augmente et elle devient blanche à partir du rouge.