Nos propres atomes ont été crées au centre d'étoiles disparues il y a des milliards d'années.
Nous sommes tous des poussières d’étoiles !
Les structures de l’Univers
Les fluctuations primordiales de densité mises en évidence par le fond diffus cosmologique expliquent l’origine des structures de l’Univers.
Dans un Univers totalement homogène l’entropie* serait maximale et aucune structure ne pourrait apparaître car la gravité n’aurait pas de prise. Toute la matière serait en équilibre inertiel.
Au tout début, dans certains coins de l’Univers, la concentration de matière est un tout petit peu supérieure à la moyenne. La gravitation peut agir.
Les zones à plus forte densité vont commencer à attirer de plus en plus de matière alors que les zones à plus faible densité vont en perdre. Avec le temps, l'écart de densité entre régions riches et pauvres en matière va s’accentuer.
On aboutit finalement à un Univers dont la masse est concentrée dans des galaxies, des amas et des superamas, le reste étant presque vide.
* Entropie
En thermodynamique, un système isolé ne peut qu’évoluer spontanément vers le maximum de son entropie pour tendre vers un état d’équilibre définitif alors que son énergie interne reste conservée.
Les premières étoiles
L’Univers à ses débuts est constitué uniquement de nuages d’hydrogène et d’hélium, la nucléosynthèse primordiale n’ayant pas eu la possibilité de créer d’éléments plus lourds.
Pour dépasser ce stade et produire des éléments nouveaux, il lui faut trouver un nouveau creuset capable de recréer les mêmes conditions de température et de densité que le BigBang. Ce seront les étoiles.
Le point de départ de la formation des étoiles est un nuage d’hydrogène. Sous l’effet de perturbations externes, un tel nuage peut parfois perdre sa stabilité. Il se fragmente alors en ensembles plus petits qui s’effondrent sur eux-mêmes sous l’effet de la gravité.
En s’effondrant, chaque petit nuage voit sa température s'élever. Lorsque le centre du nuage est assez chaud, les atomes se dissocient de leurs électrons, ce qui va faciliter les interactions entre protons.
Ces derniers gagnent tant d’énergie qu’ils arrivent à dominer la force électromagnétique qui habituellement les empêche de se rapprocher. La force nucléaire forte va alors permettre aux protons de fusionner et former des noyaux d’hélium.
La fusion libère énormément d’énergie, ce qui engendre une très forte pression. Le corps est alors capable de résister à la gravité, il se stabilise, se réchauffe et se met à briller : une étoile est née.
Une galaxie
Les étoiles brillent
En fait, une étoile fonctionne comme une gigantesque bombe H.
Mais contrairement à l’explosion d’une bombe nucléaire, dans le cœur d’une étoile la fusion se fait à taux stable.
La fusion exerce une extraordinaire pression vers l’extérieur. De son coté, la force de la gravité contient l’étoile et équilibre exactement la pression, ce qui maintient l’étoile.
Si les réactions de fusion augmentent, alors la pression interne augmente. L'étoile entre alors en expansion. En retour, la pression interne se relâche permettant ainsi à la force de gravité de reprendre le dessus. L'étoile entre alors en contraction.
Ce jeu subtil d’équilibre entre pression et gravité peut durer très longtemps, aussi longtemps que durent les réactions de fusion de l’hydrogène.
Les étoiles qui se trouvent dans cette phase, comme le soleil en ce moment, appartiennent à la séquence dite "séquence principale".
Grâce à ces conditions, les étoiles peuvent employer le même modèle que celui de la nucléosynthèse primordiale lors des tout premiers instants de l’Univers. Les étoiles transforment tranquillement les noyaux d’hydrogène en noyaux d’hélium.
La création de nouveaux éléments n’interviendra qu’à la fin de cette séquence qui est de loin la plus longue, puisqu'elle couvre les neuf dixièmes de la vie de l'étoile.
Par définition, une étoile massive contient beaucoup de carburant. Elle aura une pression et donc une température centrale plus élevées que celles d'une étoile plus petite. Les réactions de combustion nucléaire seront beaucoup plus rapides.
La masse détermine donc l'éclat, la température externe, et surtout la durée de vie de l'étoile. Ainsi, une étoile comme le soleil brûlera son hydrogène central en 9 milliards d'années, une étoile de 10 masses solaires dévorera ses réserves en seulement 30 millions d'années, et une petite étoile de 0.5 masse solaire pourra briller 50 milliards d'années.
Pourquoi les étoiles brillent ?
Dans le cœur de l’étoile, les noyaux d'hydrogène entrent en collision et fusionnent pour former des noyaux d'hélium. Ils perdent de la masse et libèrent de l'énergie sous forme de neutrinos et de photons à haute énergie (rayons Υ). C'est ce que l'on appelle la fusion nucléaire.
Les neutrinos interagissent très peu avec la matière et sont de suite éjectés.
Les photons, au contraire, peuvent mettre plusieurs centaines de milliers d’années pour quitter l'étoile car les photons issus des réactions de fusion sont immédiatement réabsorbés par d’autres atomes qui réémettent à leur tour d’autres photons et ainsi de suite jusqu'à atteindre la surface de l'étoile. Au fil du temps, les photons traversent la zone radiative de l’étoile, perdent de l’énergie et remontent lentement vers la surface. Au final, le rayonnement dont la gamme de longueurs d’ondes ne dépend que de la température externe de l’étoile, se diffuse dans le milieu interstellaire. L’étoile brille.
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