Sommaire Le BigBang Comp. actuelle de l'Univers - Les galaxies - Les nébuleuses - Les étoiles „ Nucléosynthèse „ Phase nucléaire - Les novæ et supernovæ - Les étoiles à neutrons et les pulsars - Les trous noirs - Les quasars L'avenir Le Système Solaire Ondes et Lumière Glossaire Bibliographie Crédits Recherche Contact

· Phase nucléaire ou l'Age adulte Les petites étoiles (1 à 5 fois la masse solaire) Quand il n'y aura plus d'Hydrogène à transformer en Hélium dans le coeur stellaire, la phase nucléaire se terminera (dans 5 milliards d'années pour le soleil). La durée de cette phase dépend de la masse de l'étoile, en effet, plus une étoile est massive, plus elle brille et donc plus elle épuise rapidement ses réserves en hydrogène. L'énergie produite par la nucléosynthèse s'épuisant, la température va baisser dans l'étoile. La force gravitationnelle prédomine alors et l'étoile va se contracter, ce qui fait de nouveau augmenter la température. Cela va permettre de pouvoir utiliser les molécules d'hélium se situant en dehors du coeur stellaire. La température montera à 100.109 °C à l'intérieur de l'étoile. La rencontre de 3 noyaux d'hélium va donner un carbone et un oxygène. Grâce à l'énergie dégagée par cette réaction (la somme des masses des atomes d'hélium est supérieure à celle des atomes synthétisés), la contraction va se ralentir. La température interne diminue quand même. L'atmosphère de l'étoile gonfle et vire au rouge (géante rouge) car les couches externes de l'étoile, faites d'hydrogène et hélium, se dilatent. La dilation de ces enveloppes externes abouti à la dispersion des atomes dans l'espace. Une nébuleuse planètaire se forme. Le cúur de l'étoile, constitué d'atomes de carbone et d'oxygène principalement, n'est plus le siège de réactions thermonucléaires. L'étoile est alors une naine blanche qui se refroidira lentement en émettant le reste de sa chaleur interne sous forme de lumière.   Les grosses étoiles (25 fois la masse solaire) Le mécanisme de leur naissance est voisin de celui des petites étoiles mais il est beaucoup plus rapide. Les protons hydrogènes produisent de l'hélium par la même voie que celle d'une petite étoile mais également par une suite de réactions qui nécessitent la présence de catalyseurs qui proviennent d'étapes antérieures. Azote, carbone, oxygène et hélium sont produits au cours de ces étapes. L'hélium se concentre au cúur de l'étoile, et après une contraction de l'étoile qui augmente la température jusqu'à 200 millions de degrés, il participe à la synthèse de carbone et d'oxygène. Après l'épuisement de l'hélium, la gravité intervient de nouveau et contracte l'étoile. Cette fois-ci la température atteint 800 millions de degrés ! Cela permet la synthèse de nouveaux atomes, Magnésium, Néon et sodium (qui se concentrent au cúur de l'étoile) à partir du carbone. Après une nouvelle contraction, la température atteint 3,5 milliards de degrés ! Des noyaux de plus en plus lourds se forment jusqu'au Fer à partir du silicium, du nickel et du cobalt. Ces étapes sont de plus en plus courtes. Pendant cette évolution, la taille de l'étoile s'agrandie pour devenir une géante bleue puis une supergéante rouge. Evolution de deux types d'étoiles. La première semblable au soleil passe par le stade géante rouge avant de donner une naine blanche qui se refroidira lentement. La seconde, étoile massive de plus de 25 fois la masse solaire, passe par le stade des supergéantes et donne une supernova.  Ainsi en quelques milliers d'années une étoile engendre tour à tour des noyaux de masse de plus en plus grande, du silicium au groupe des métaux. La combinaison des neutrons aux métaux permet l'apparition de noyaux lourds (Uranium 238). Tous les atomes qui composent notre corps et notre planète sont issus de la nucléosynthèse stellaire.