Réaction triple alpha : au cœur des géantes rouges

Nucléosynthèse stellaire – Wikipédia :
Au début de la vie d’une étoile se trouve une nuage de gaz, principalement de l’hydrogène, qui va commencer à se contracter. La température va ainsi progressivement augmenter. Quand elle dépasse 10 millions de kelvins la température est suffisante pour que les noyaux d’hydrogène aient assez d’énergie pour fusionner. L’énergie libérée va contrebalancer l’effet de la gravité, et l’étoile atteint un premier équilibre.

Fusion de l’hydrogène : il y a deux manières de transformer l’hydrogène en hélium : le cycle proton-proton et le cycle CNO. Pour cela commençons au centre de l’œuvre avec le cycle proton-proton. Ce cycle permet la transformation d’un proton et d’un neutron en deutérium. Sur l’oeuvre les protons sont représentés en petites boules jaunes et les neutrons en petites boules bleues. Le deutérium est représenté par deux boules : une jaune et une bleue, l’hélium 3 est représenté par trois boules : deux jaunes et une bleue, l’hélium 4 est représenté par quatre boules : deux jaunes et deux bleues.

Ensuite par l’intermédiaire du tritium ou de l’hélium 3 avec lesquels les atomes de deutérium vont fusionner, l’étoile va fabriquer de l’hélium 4.

Fusion nucléaire – Astrophysique :

CYCLE PROTON-PROTON :
1ère étape au centre de l’ œuvre : à partir de deux protons, on fabrique de l’hélium 2 (2 protons). Par radioactivité B+, un des protons est immédiatement transformé en un neutron et un positron e+ qui « emporte » la charge positive. On a alors du deutérium en deux boules bleue et jaunes. Cette réaction forme également un neutrino v qui assure la conservation de l’énergie. La réaction 1H + 1 H donne donc 2H + e+ et v. Les neutrinos sont ensuite symbolisés en une petite bille rose clair au bout d’un trait de même couleur, ces particules très énergétiques « s’enfuient » ensuite vers le bord de la toile.
2ème étape : avec le deutérium et un autre proton, on fabrique de l’hélium 3 , cette réaction est accompagnée par l’amission d’énergie sous la forme d’un photon en petite bille jaune au bout de la flèche partant de l’hélium 3. On a donc la réaction 2H + 1H qui donne 3He.
3ème étape : avec deux hélium 3, on fabrique du béryllium 6 (6Be) non représenté car il se désintègre quasi instantanément en hélium 4 et deux protons. On a donc la réaction deux 3He qui donne 4He + 1H + 1H. Cette réaction est représentée autour du centre de l’œuvre avec l’hélium 4 duquel partent deux flèches jaunes au bout desquelles on aperçoit les deux protons en jaune.
L’étape 3 est moins probable et ralentit considérablement le cycle de production. E n résumé en faisant deux fois les étapes 1 et 2 et une fois l’étape 3, on obtient : 4He donne 4He + 2e+ et 2v.

La fusion directe de quatre protons étant très difficile à réaliser, on passe donc par ce mécanisme. Le positron (e+) s’échappe et, lorsqu’il rencontre son antiparticule (l’électron e-) il se forme un photon. Cette réaction est représentée sur l’œuvre entre l’hélium 4 : l’électron en petite bille bleue et le positron en petite bille rose se rejoignent par deux lignes jaunes et donnent un photon qui s’échappe en une petite onde et bille jaune.

La fusion libère de l’énergie. Tout le monde connaît la formule E=mc2 d’Einstein. Nous avons l’occasion de l’utiliser : 4 protons pèsent plus lourd qu’un noyau d’hélium donc lors de la réaction, il y a diminution de la masse. Cette différence est convertie en énergie qui est alors dégagée. E est l’énergie, m est la masse et c est la vitesse de la lumière.

CYCLE CNO :

Si la température de l’étoile est suffisamment importante, d’autres réactions nucléaires ont lieu. Au delà de 15 millions de Kelvin, l’hydrogène peut se transformer en hélium en utilisant les atomes de carbone déjà présents dans l’étoile et formés suivant le processus triple alpha par les étoiles de la génération précédente.

TRIPLE ALPHA :

Pour des températures supérieures à 10 puiss. 8 K, les réactions nucléaires produisent du carbone, 3 noyaux d’hélium 4 sont nécessaires pour ce processus. Or les noyaux 4He sont aussi appelés particules alpha, ce qui explique le nom de la réaction. On commence par former du Béryllium 8 avec deux 4He ou hélium 4. Ce produit est très instable et se désintègre très rapidement (10 puiss. -16) mais il arrive qu’il agisse avec un hélium 4 avant de se désintégrer : on a alors la réaction suivante : 8Be + 4He donne 12C ou carbone 12.

Sur l’oeuvre en partant du centre et allant vers l’extérieur on aperçoit cette réaction à l’intérieur du quatrième et du cinquième cercle : les atomes de Béryllium sont notés B et ceux d’Hélium sont notés H, ils se rejoignent avec deux petites flèches jaunes pour former le carbone 12 noté C.

Evolution stellaire – Wikipédia :

La géante rouge s’anime d’un nouvel équilibre hydrostatique. Les couches externes de l’étoile se dilatent ce qui a pour conséquence de diminuer la température de la chromosphère de 5500 K à 3700 K. L’étoile gonfle et prend une teinte rouge. Le diamètre de l’étoile étant supérieur à celui de l’étoile d’origine et pour une masse inférieure, la gravité superficielle de la géante rouge est plus faible ce qui entraîne des pertes considérables de matière.

Pour le cas des étoiles massives de plus de 6 masses solaires, et à plus hautes températures, de nouvelles réactions de fusion se mettent en place. Chaque réaction demande des conditions de température et de pression plus importantes que la réaction précédente, l’étoile alterne donc les phases de fusion, d’arrêt des réactions et de contraction de son cœur.

En approchant du bord de l’œuvre à l’intérieur du sixième cercle, on voit les réactions de fusion du carbone en oxygène et en magnésium. Un carbone 12 noté C et un hélium 4 noté H s’additionnent par deux flèches jaunes qui conduisent à l’oxygène 16 noté Ox ; on découvre aussi la réaction avec laquelle deux carbone 12 s’additionnent pour donner du magnésium 24, on a alors du magnésium 23 + un neutron (complètement en bas de l’œuvre et en haut à droite). La fusion du carbone peut aussi produire du sodium, on a alors carbone 12 + carbone 12 donne du sodium 23 noté Na + un proton noté p en haut de l’œuvre. Toujours en haut à gauche deux carbone s’additionnent pour donner du néon 20 noté Ne et un hélium 4 .

Combustion su silicium sur l’encyclopédie Recherche.fr :

Ainsi à la fin de la réaction conduisant au carbone, les étoiles de plus de huit masses solaires se contractent graduellement pour réaliser la fusion du carbone successivement en oxygène, néon, magnésium et silicium. Sur cette œuvre nous nous arrêterons au magnésium.

Toutefois la fusion du magnésium avec une particule alpha ou hélium 4 donne du silicium, et par fusions successives avec une particule alpha peut ensuite donner le soufre, l’argon, le calcium, le titane, le chrome et le fer.

Mais ce sera le sujet d’une prochaine œuvre.