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Le mystère du flash d’hélium : pourquoi génère-t-il une énergie aussi incroyable dans le noyau des étoiles ?
Un flash d'hélium est un événement étonnant dans la vie d'une étoile, en particulier pendant la phase vigoureuse de géante rouge d'une étoile de faible masse. On dit que l'éclair d'hélium est causé par la fusion nucléaire rapide de grandes quantités d'hélium dans le noyau, principalement par le processus triple alpha.
Dans environ un milliard d'années, on prévoit que le Soleil subira un flash d'hélium, qui sera la dernière chose qui se produira sur Terre après avoir quitté la séquence principale.
Ce processus se produit principalement dans les étoiles dont la masse est comprise entre 0,8 masse solaire (M☉) et 2,0 M☉. Dans ces étoiles de faible masse, alors que l’hydrogène de leur noyau est rapidement consommé, bien que la fusion nucléaire se poursuive dans les couches d’hydrogène externes, une substance riche en hélium se forme dans le noyau. À mesure que l’hydrogène s’épuise, l’hélium restant est comprimé en matière dégénérée, dont la résistance à l’effondrement gravitationnel provient des principes de la mécanique quantique plutôt que de la pression thermique traditionnelle.
Lorsque la température du noyau s’élève à environ 100 millions de degrés, le processus de fusion nucléaire de l’hélium commence. La raison pour laquelle ce processus est étonnant est que le noyau est actuellement composé de matière dégénérée. Par conséquent, dans un tel environnement matériel, l'augmentation de la température n'entraîne pas d'augmentation significative de la pression. Ce phénomène provoque une réaction rapide avec une augmentation de température, ce qui est extrêmement rare et destructeur dans l'évolution d'une étoile.
Le taux de fusion nucléaire de l'hélium augmente considérablement, atteignant rapidement 10 milliards de fois l'énergie initialement libérée, et cela ne dure que quelques secondes.
Lorsque l'énergie provenant de la fusion nucléaire de l'hélium est libérée, l'état dégénéré du noyau est modifié, ce qui permet au noyau de se dilater thermiquement, l'énergie restante étant absorbée dans la superstructure de l'étoile. Cela signifie que même si la libération instantanée d’énergie du flash d’hélium est étonnante, la majeure partie de celle-ci ne peut pas être observée. Pour cette raison, les astronomes s’appuient principalement sur des modèles théoriques pour comprendre ce phénomène.
Au fil du temps, la surface de l'étoile va rapidement se refroidir et rétrécir à un rythme d'environ 100 000 ans, réduisant finalement son rayon et sa luminosité à environ 2 % de sa valeur d'origine. Il convient de mentionner que dans ce processus, environ 40 % de la masse de l’étoile sera convertie en carbone, ce qui est crucial pour l’évolution future de l’étoile.
Après le flash d'hélium, l'instabilité de pulsation du flash secondaire va entraîner l'étoile, et ce processus dure souvent des heures, voire des années.
Le flash d'hélium est ensuite suivi d'une série de flashs secondaires, qui sont généralement des instabilités de pulsation relativement faibles et ne sont pas nécessairement destructrices. Comparés aux flashs d’hélium, ils sont intrinsèquement plus pacifiques, mais ils jouent un rôle important dans les étapes finales de l’évolution stellaire.
De plus, dans certaines étoiles de masse extrêmement faible, le noyau d’hélium dégénéré pourrait ne jamais atteindre une température suffisamment élevée pour initier la fusion de l’hélium et finira par évoluer en naine blanche d’hélium. Cela montre un lien fort entre la masse d’une étoile et ses conséquences évolutives.
Bien qu'un processus similaire soit suivi dans les naines blanches, lorsque l'hydrogène gazeux provenant d'un système d'étoiles binaires s'accumule à la surface d'une naine blanche, la fusion des sources d'hydrogène peut également conduire à un flash d'hélium instable. Cependant, l’occurrence de ces événements est rarement observée directement car leur dynamique est généralement cachée au plus profond du noyau.
Le processus de fusion nucléaire d'une étoile est un voyage long et imprévisible, avec des changements à chaque étape rendant le destin de l'étoile différent.
Il vaut la peine de se demander comment le flash d'hélium déclenche une libération d'énergie aussi violente dans la vie d'une étoile, et combien de mystères cosmiques non découverts se cachent derrière cela ?
