Flash à l'hélium - Helium flash

Fusion d'hélium dans le cœur d'étoiles de faible masse.

Un flash d'hélium est une fusion nucléaire thermique très brève de grandes quantités d' hélium en carbone par le processus triple-alpha dans le cœur d' étoiles de faible masse (entre 0,8 masse solaire ( M ☉ ) et 2,0 M ☉ ) pendant leur phase de géante rouge (le Soleil devrait connaître un éclair 1,2 milliard d'années après avoir quitté la séquence principale ). Un processus de fusion d'hélium beaucoup plus rare peut également se produire à la surface d' étoiles naines blanches en cours d' accrétion .

Les étoiles de faible masse ne produisent pas suffisamment de pression gravitationnelle pour initier la fusion normale de l'hélium. Au fur et à mesure que l'hydrogène dans le noyau est épuisé, une partie de l'hélium laissé est à la place compactée en matière dégénérée , soutenue contre l'effondrement gravitationnel par la pression mécanique quantique plutôt que la pression thermique . Cela augmente la densité et la température du cœur jusqu'à ce qu'il atteigne environ 100 millions de kelvins , ce qui est suffisamment chaud pour provoquer la fusion de l'hélium (ou « brûlage de l'hélium ») dans le cœur.

Cependant, une qualité fondamentale de la matière dégénérée est que les augmentations de température ne produisent pas d'augmentation de volume de la matière jusqu'à ce que la pression thermique devienne si élevée qu'elle dépasse la pression de dégénérescence. Dans les étoiles de la séquence principale, la dilatation thermique régule la température du cœur, mais dans les cœurs dégénérés, cela ne se produit pas. La fusion de l'hélium augmente la température, ce qui augmente la vitesse de fusion, ce qui augmente encore la température dans une réaction d'emballement. Cela produit un éclair de fusion d'hélium très intense qui ne dure que quelques minutes, mais émet brièvement de l'énergie à un taux comparable à celui de l'ensemble de la Voie lactée .

Dans le cas des étoiles normales de faible masse, la vaste libération d'énergie fait sortir une grande partie du noyau de la dégénérescence, ce qui lui permet de se dilater thermiquement, consommant cependant autant d'énergie que l'énergie totale libérée par le flash d'hélium, et tout ce qui reste - la surénergie est absorbée dans les couches supérieures de l'étoile. Ainsi, le flash d'hélium est pour la plupart indétectable à l'observation et est décrit uniquement par des modèles astrophysiques. Après l'expansion et le refroidissement du noyau, la surface de l'étoile se refroidit rapidement et se contracte en aussi peu que 10 000 ans jusqu'à ce qu'elle atteigne environ 2 % de son ancien rayon et de sa luminosité. On estime que le noyau d'hélium dégénéré en électrons pèse environ 40 % de la masse de l'étoile et que 6 % du noyau est converti en carbone.

Géantes rouges

L'objet de Sakurai est une naine blanche subissant un flash d'hélium.

Au cours de la phase de géante rouge de l' évolution stellaire dans les étoiles de moins de 2,0 M ☉, la fusion nucléaire de l'hydrogène cesse dans le noyau à mesure qu'il s'épuise, laissant un noyau riche en hélium. Alors que la fusion de l'hydrogène se poursuit dans la coquille de l'étoile provoquant une poursuite de l'accumulation d'hélium dans le noyau, rendant le noyau plus dense, la température ne parvient toujours pas à atteindre le niveau requis pour la fusion de l'hélium, comme cela se produit dans les étoiles plus massives. Ainsi, la pression thermique de la fusion n'est plus suffisante pour contrer l'effondrement gravitationnel et créer l' équilibre hydrostatique trouvé dans la plupart des étoiles. Cela fait que l'étoile commence à se contracter et à augmenter sa température jusqu'à ce qu'elle devienne suffisamment comprimée pour que le noyau d'hélium devienne de la matière dégénérée . Cette pression de dégénérescence est finalement suffisante pour arrêter un nouvel effondrement du matériau le plus central mais le reste du noyau continue de se contracter et la température continue de s'élever jusqu'à atteindre un point (≈1 × 10 8  K ) auquel l'hélium peut s'enflammer et commencer à fusionner.

Le caractère explosif du flash d'hélium provient du fait qu'il se déroule dans la matière dégénérée. Une fois que la température atteint 100 à 200 millions de kelvins et que la fusion de l'hélium commence à l'aide du processus triple alpha , la température augmente rapidement, augmentant encore le taux de fusion de l'hélium et, comme la matière dégénérée est un bon conducteur de chaleur , élargissant la région de réaction.

Cependant, comme la pression de dégénérescence (qui est purement fonction de la densité) domine la pression thermique (proportionnelle au produit de la densité et de la température), la pression totale ne dépend que faiblement de la température. Ainsi, l'augmentation spectaculaire de la température ne provoque qu'une légère augmentation de la pression, de sorte qu'il n'y a pas d'expansion de refroidissement stabilisante du noyau.

Cette réaction d'emballement grimpe rapidement à environ 100 milliards de fois la production d'énergie normale de l'étoile (pendant quelques secondes) jusqu'à ce que la température augmente au point que la pression thermique redevienne dominante, éliminant la dégénérescence. Le noyau peut alors se dilater et se refroidir et une combustion stable de l'hélium se poursuivra.

Une étoile dont la masse est supérieure à environ 2,25 M ☉ commence à brûler de l'hélium sans que son noyau ne dégénère, et ne présente donc pas ce type de flash d'hélium. Dans une étoile de très faible masse (moins d'environ 0,5 M ☉ ), le noyau n'est jamais assez chaud pour enflammer l'hélium. Le noyau d'hélium dégénéré continuera à se contracter et deviendra finalement une naine blanche d'hélium .

Le flash d'hélium n'est pas directement observable en surface par rayonnement électromagnétique. Le flash se produit dans le noyau profondément à l'intérieur de l'étoile, et l'effet net sera que toute l'énergie libérée est absorbée par l'ensemble du noyau, ce qui rend l'état dégénéré non dégénéré. Des calculs antérieurs indiquaient qu'une perte de masse non perturbatrice serait possible dans certains cas, mais une modélisation ultérieure des étoiles prenant en compte la perte d'énergie des neutrinos n'indique pas une telle perte de masse.

Dans une étoile d'une masse solaire, on estime que le flash d'hélium libère environ 5 × 10 41  J , soit environ 0,3 % de la libération d'énergie d'un1,5 × 10 44  J de type Ia supernova , qui est déclenchée par un allumage analogue de la fusion du carbone dans une naine blanche carbone-oxygène .

naines blanches binaires

Lorsque l'hydrogène gazeux est accrété sur une naine blanche à partir d'une étoile compagne binaire, l'hydrogène peut fusionner pour former de l'hélium pour une gamme étroite de taux d'accrétion, mais la plupart des systèmes développent une couche d'hydrogène à l'intérieur de la naine blanche dégénérée. Cet hydrogène peut s'accumuler pour former une coquille près de la surface de l'étoile. Lorsque la masse d'hydrogène devient suffisamment grande, la fusion galopante provoque une nova . Dans quelques systèmes binaires où l'hydrogène fusionne à la surface, la masse d'hélium accumulée peut brûler dans un flash d'hélium instable. Dans certains systèmes binaires, l'étoile compagne peut avoir perdu la plus grande partie de son hydrogène et donner de la matière riche en hélium à l'étoile compacte. Notez que des éclairs similaires se produisent sur les étoiles à neutrons.

Flash à l'hélium

Les éclairs d'hélium de la coquille sont un événement d'allumage d'hélium non emballement quelque peu analogue mais beaucoup moins violent, se produisant en l'absence de matière dégénérée. Ils se produisent périodiquement dans des étoiles à branches géantes asymptotiques dans une coquille à l'extérieur du noyau. C'est la fin de la vie d'une étoile dans sa phase géante. L'étoile a brûlé la majeure partie de l'hélium disponible dans le noyau, qui est désormais composé de carbone et d'oxygène. La fusion de l'hélium se poursuit dans une enveloppe mince autour de ce noyau, mais s'arrête ensuite lorsque l'hélium s'épuise. Cela permet à la fusion de l'hydrogène de démarrer dans une couche au-dessus de la couche d'hélium. Une fois qu'une quantité suffisante d'hélium supplémentaire s'est accumulée, la fusion de l'hélium est rallumée, entraînant une impulsion thermique qui finit par provoquer l'expansion et l'éclaircissement temporaires de l'étoile (l'impulsion de luminosité est retardée car il faut un certain nombre d'années pour que l'énergie de la fusion de l'hélium redémarrée atteigne le surface). De telles impulsions peuvent durer quelques centaines d'années et on pense qu'elles se produisent périodiquement tous les 10 000 à 100 000 ans. Après le flash, la fusion de l'hélium se poursuit à un taux de décroissance exponentielle pendant environ 40 % du cycle à mesure que l'enveloppe d'hélium est consommée. Les impulsions thermiques peuvent amener une étoile à répandre des coquilles circumstellaires de gaz et de poussière.

Dans la fiction

Dans le roman de science-fiction The Wandering Earth (chinois : 流浪地球) écrit en 2000 par Liu Cixin , la prédiction d'un flash d'hélium est ce qui motive le complot pour échapper au système solaire. Cet élément de l'intrigue n'était pas dans le film 2019 basé sur la nouvelle .

Voir également

Les références

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