Dimanche 28 août 2016 à 9:06

Sciences et techniques

     Une lectrice me demande par mail, comment « fonctionne » une étoile.
    J’avais fait un article sur le soleil et ses réactions thermonucléaires, le 1er juillet 2011, mais c’était un peu compliqué. Je vais essayer de faire plus simple.

    Newton avait généralement trouvé que deux masses célestes m1 et m2 s’attirent, la force d’attraction étant proportionnelle à m1 X m2  / d2, d étant la distance qui les sépare.
Cette force gravitationnelle s’applique aussi aux masses élémentaires à l’intérieur d’un astre.
    Les étoiles sont constituées de beaucoup de matière, sous forme gazeuse. La matière périphérique est attirée par celle située au centre, de telle sorte que l’étoile se comprime peu à peu. La pression devient énorme, et la température également.
    La température atteint plusieurs millions de degrés et des réactions thermonucléaire de fusion ont alors lieu.
    Mais la pression tend à repousser le gaz en contrant l’attraction de gravitation, repoussant les gaz vers la surface.
    En fait dans une étoile, la boule de gaz est en équilibre, les forces gravitationnelles attractives, et celles de pression répulsives, s’équilibrant.
    Les masses mises en jeu sont énormes; notre soleil, qui n’est qu’une étoile très moyenne, représente environ 2 milliards de milliards de milliards de tonnes de matière (2. 1027) soit 330 000 fois celle de la terre.

    Initialement la matière de l’univers était essentiellement de l’hydrogène et de l’hélium. Mais les réactions thermonucléaires créent de nouveaux éléments, plus l’énergie étant élevée, plus on peut fusionner pour donner des élément lourds : carbone, oxygène, magnésium, silicium, phosphore, soufre calcium, titane, chrome, fer et nickel, qui sont les deux éléments les plus lourds, correspondant aux énergies les plus fortes.
    Des éléments plus lourds tel que or, platine, uranium, sont créés dans l’explosion d’étoiles massives, les énergies instantanées libérées étant alors énormes.
    L’énergie libérée en une seconde dans le soleil, correspond aux besoins énergétiques de notre planète pendant plusieurs centaines de millions d’années.
    Dans notre soleil, il y a 74% d’hydrogène, 24% d’hélium,et 2% d’éléments lords, sous forme de plasma d’atomes dépourvus de leurs électrons.
    Chaque seconde le soleil convertir 700 millions de tonnes d’hydrogène en hélium, grâce à des réactions de fusion nucléaire, libérant ainsi sous forme d’énergie l’équivalent de 4,5 millions de tonnes de matière par seconde, , soit (E = mC2) un peu moins de 4 1026 joules.Chaque seconde le soleil convertir 700 millions de tonnes d’hydrogène en hélium, grâce à des réactions de fusion nucléaire, libérant ainsi sous forme d’énergie l’équivalent de 4,5 millions de tonnes de matière par seconde, , soit (E = mC2) un peu moins de 4 1026 joules.

    Voyons comment est constitué le soleil :

http://lancien.cowblog.fr/images/Sciences/structuresoleil1.jpg

    Les réactions thermonucléaires ont lieu au centre du soleil, dans ce que l’on appelle le “noyau”. Elles sont auto régulées car toute augmentation de la fusion nucléaire entraîne un réchauffement et une dilatation du cœur qui réduit en retour le taux de fusion, et à l’inverse, toute diminution légère de la fusion refroidit et densifie le cœur, ce qui fait revenir le niveau de fusion à son taux initial.
    Le rayon de la sphère “noyau” correspond à environ un quart du rayon du soleil. La température y est de l’ordre de 15 millions de degrés et la pression de  250 milliards de bars (soit 2,5 1016 pascals; la pression atmosphérique sur la terre est voisine de 1 bar).

    Il y a ensuite une zone dite “radiative”, entre 0,25 et 0,75 rayon du soleil dans laquelle la matière est très chaude et dense, où les divers noyaux perdent leur énergie cinétique et les électrons positifs s’annihilent avec des électrons négatifs en donnant des photons et toute l’énergie est finalement transformée en photons au départ très énergiques, mais qui peu à peu par action sur les noyaux, donnent par absorption et réémission, des photons d’énergie moindre.   
    En raison de ces nombreuses réactions, on estime que le temps de transit d’un photon du cœur à la surface est compris entre 10 000 et 170 000 ans. ! En surface de cette zone la température n’est plus que de 2 millions de degrés.

    Puis une zone de 0,25 rayon solaire où la chaleur est transmise par “convection” c’est à dire que la matière monte à la surface de cette zone et se refroidit de 2 millions à 5800 d°, puis replonge vers le centre et il y a ainsi de nombreux courants de convection turbulent que l’on observe à la surface du soleil sous forme de granulations.
    D’énormes champs magnétiques règnent dans cette zone

    La dernière zone appelée photosphère, n’a qu’une épaisseur de 400 km et sa température est de l’ordre de 5800 d°. C’est elle qui laisse échapper la lumière solaire (ultraviolet, visible et infra-rouge).

    Enfin il existe une zone autour du soleil que l’on appelle “atmosphère solaire” avec deux zones : la chromosphère, très peu épaisse et la couronne solaire qui s’étend à des millions de km. (mais rien de comparable avec l’atmosphère terrestre.). Elle est surtout composée d’hydrogène et d’hélium, mais, dans une première partie, on y trouve des éléments plus lourd : azote, oxygène, oxyde de carbone, eau.
    La température remonte progressivement jusqu’à un million de degrés sans qu’on en connaisse l’explication (probablement d’origine magnétique).

    J’espère que maintenant vous savez mieux comment « fonctionne » une étoile.
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