Maintenant, le cœur du nuage est en équilibre hydrostatique ; l’énergie est évacuée par convection. Cette énergie est importante, et produit un vent stellaire très violent. Il se produit une collision entre le gaz du nuage qui continue de tomber vers la protoétoile, et le vent stellaire qui s’en échappe. Petit à petit, mais beaucoup plus lentement qu’à l’étape précédente, la matière qui entoure l’étoile va disparaître, en partie absorbée, et en partie chassée par le violent vent stellaire : l’étoile creuse une cavité dans son nuage.
La matière restante dans le nuage peut difficilement tomber vers l’étoile. Il est probable qu’elle s’agglutine pour former des planètes.
Les réactions nucléaires ne sont toujours pas en vue, et l’évolution ne peut se poursuivre que par la contraction. Le cœur de l’étoile va se contracter doucement. L’enveloppe de l’étoile suit le même chemin que le cœur : elle se contracte aussi. Le rayon diminuant, la surface de l’étoile diminue ; donc la luminosité va baisser également.
Au cours de cette descente, la température centrale augmente progressivement. Lorsqu’elle atteint les 4 millions de degrés, les réactions nucléaires peuvent commencer. Si la masse de l’étoile est inférieure à 0,08 masses solaires, elle ne pourra pas aller plus loin, et ne réalisera jamais la première des réactions de fusion de l’hydrogène. Ce sera une naine brune.

1- Naine brune

Une naine brune.

Dans une naine brune, la pression centrale augmente suffisamment pour produire la dégénérescence du gaz d’électrons. De ce fait, la température n’augmente plus avec la pression, et ne pourra donc pas atteindre la limite de fusion. Finalement, la pression quantique stoppe la contraction. L’étoile, si l’on peut dire, n’a plus aucune source d’énergie disponible. Elle va se refroidir jusqu’à la température du milieu ambiant, quelques kelvins (atteinte au bout d’un temps très long).

2- Les étoiles générales

Dessin d'une jeune étoile.

Depuis les années 1920 on sait qu'il est possible de produire de l'énergie à partir de réactions nucléaires. Les travaux d'Einstein ont montré l'équivalence entre masse et énergie selon la relation bien connue E=mC² où "c" est la vitesse de la lumière exprimée en m/s ; "m", la masse de matière exprimée en kg et "E", l'énergie en Joules. 1 kg de matière annihilée fournit :

E = 1 × (3 × 108)² = 9 × 1016 J

Au coeur d'une étoile ont lieu des réactions de fusion thermonucléaire, seules capables de produire une énergie considérable pendant des milliards d'années. Plusieurs cycles de réactions sont possibles au coeur d'une étoile. Depuis 1938 on connaît le cycle CNO et depuis 1950 "les chaînes proton-proton" et "réaction triple alpha". En fonction de la masse de l'étoile et de son âge un de ces cycles sera prépondérant. Les cycles CNO et proton-proton (chaîne pp) sont observés au début de la vie de l'étoile. Le résultat net de ces réactions peut se traduire par :

4 p ------> 4He + 2e+ + 2neutrinos + E
[ La fusion de 4 protons (4p) c'est à dire 4 noyaux d'hydrogène permet de former 1 noyau d'hélium (4He), 2 positrons, 2 neutrinos qui s'échappent de l'étoile et de l'énergie (E) sous forme de photons ]

Au cours de la transformation de l'hydrogène en hélium une faible partie de la masse d'hydrogène est convertie en énergie. On sait que cette perte de masse représente 0,7% de la masse d'hydrogène. La fusion d'1 kg d'hydrogène s'accompagne donc d'une perte de masse m = 1*0.7/100 = 0,007 kg transformée en énergie. Le soleil, lui, transforme 4,2 millions de tonnes d'hydrogène en énergie, chaque seconde !

Quand la température, la pression et la densité au coeur de la protoétoile atteignent des valeurs suffisantes, les réactions thermonucléaires démarrent et la contraction s'arrête. Sur Terre nous utilisons les réactions de fission nucléaire dans les centrales nucléaires pour produire de l'énergie. En fait c'est un autre type de réactions nucléaires qui est en jeu au sein des étoiles. Il s'agit des réactions de fusion utilisées par les hommes dans les bombes thermonucléaires (comme la bombe H). Ces réactions produisent beaucoup d'énergie et permettent à l'étoile de briller très longtemps en maintenant une température au coeur de plusieurs millions de degrés. Cette production de chaleur exerce une pression de radiation qui vient s'opposer aux forces de gravitation. S'installe alors un équilibre entre les deux forces ce qui permet à l'étoile de garder un diamètre à peu près constant.

FORCES THERMONUCLEAIRES

EQUILIBRE DES FORCES

Remarque : Plus l'étoile est massive, plus la gravitation écrase le coeur de celle-ci. Le gaz interne comprimé va ainsi monter en pression en résistance à l'effondrement, donc en température. Cette augmentation de température va favoriser les réactions nucléaires (ce qui au passage fait aussi croître la pression de radiation). En augmentant son taux de réaction nucléaire, l'étoile va brûler plus de carburant, et plus vite. Ce qui va augmenter d'autant sa luminosité, et réduire sa durée de vie.

3 - Système planétaire

En image, la dernière étape de la naissance d'une étoile qui est la formation de son environnement : les planètes.

Voici, un schéma de la formation de la Terre qui explique comment se forme une planète :

Manuel de Sciences de la Vie et de la Terre, 1èreS, programme 2001, BORDAS. [page 250]

En conclusion, la formation des planètes du système solaire peut sembler similaire à celle de la formation des étoiles.

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