Flash de l'hélium

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Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et 2,25 masses solaires parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés (108 K) permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en carbone 12 par réaction triple alpha. En quelques secondes à peine, une masse d'hélium dégénéré de l'ordre de 0,5 M est convertie en 12C avec libération d'une quantité d'énergie 1011 fois supérieure à la puissance nominale de l'étoile, c'est-à-dire autant qu'une galaxie tout entière. Cette énergie demeure invisible en surface car entièrement absorbée par le plasma de l'étoile, dont la surface s'échauffe cependant tout en conservant une luminosité globale à peu près constante, ce qui la fait se déplacer horizontalement vers la gauche sur le diagramme HR, le long de ce qu'on appelle pour cette raison la branche horizontale.

Origine du phénomène[modifier | modifier le code]

L'origine de ce flash est à rechercher dans la nature dégénérée de l'hélium accumulé au cœur de l'étoile au cours de la phase de fusion de l'hydrogène par réaction proton-proton tandis que ces étoiles parcourent la séquence principale pour atteindre le stade de géante rouge. La pression exercée sur cette masse d'hélium est en effet compensée par la pression de dégénérescence électronique, indépendante de la température car résultant du principe d'exclusion de Pauli, de sorte que son énergie thermique est inférieure à l'énergie de Fermi : la température de cette matière dégénérée, qui est par ailleurs un excellent conducteur de la chaleur, peut augmenter sans dilatation et n'est donc pas régulée par l'expansion thermique. Or la cinétique de la réaction triple-alpha est corrélée au carré de pression et à la quarantième puissance de la température : ce terme en T40 induit une sensibilité extrême à toute élévation de la température, d'où un emballement immédiat et massif de la réaction de fusion de l'hélium à travers tout le cœur dégénéré de l'étoile, qui s'échauffe en quelques secondes à volume constant jusqu'à ce que son énergie thermique devienne supérieure à l'énergie de Fermi et que la matière qui le constitue cesse d'être dégénérée, provoquant la dilatation du cœur de l'étoile[1].

Les étoiles qui ont une masse supérieure à 2,25 M ne connaissent pas de flash de l'hélium car elles sont suffisamment massives pour déclencher la fusion de l'hélium dans leurs couches en équilibre hydrostatique, sans passer par une phase de matière dégénérée à ce niveau.

Flash des naines blanches[modifier | modifier le code]

Les naines blanches qui ont un compagnon stellaire (système binaire) et accrètent de la matière à partir de ce compagnon sont également susceptibles de connaître un flash de l'hélium. En effet, l'hydrogène qui s'accumule à la surface de la naine blanche est converti en hélium par fusion nucléaire, comme dans une étoile, et cet hélium peut être le siège d'un flash si sa température est suffisante, donnant alors naissance à une nova.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Robert G. Deupree et Richard K Wallace, « The core helium flash and surface abundance anomalies », The Astrophysical Journal, Part 1, vol. 317,‎ 15 juin 1987, p. 724-732 (lire en ligne) DOI:10.1086/165319

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • (en) D. Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press,‎ 2000 (ISBN 0-521-65937-X)