Les étoiles

Leur formation

Il y a 13 milliards d'années, le nuage chaud (environ 100 °C) contenu dans l'univers est composé d'environ 90 % de noyaux d’hydrogène (1H et 2H), 9 % d’hélium (3He, 4He, 6He); les 1 % restants comprend des noyaux de lithium
( 6L, 7Li) et des traces de béryllium et de bore. En plus il compte en abondance, des électrons, des neutrinos.

L’importance des noyaux d’hydrogène résulte de fait que ceux-ci furent  directement issus de la désintégration des neutrons. Alors que pour les autre il fallut l’opportunité de plusieurs rencontres avant que des neutrons pénètrent de nouveau noyaux.

Progressivement ce nuage se brise en multiples nébuleuses s’étendant sur des distances énormes. Chacune de ces nébuleuses se divise en fragments protogalactiques, tournant sur eux-mêmes et les uns autour des autres. Sans cette agitation, l’univers se serait effondré sur lui-même et ne serait pas ce qu’il est aujourd’hui.

Au cours de leur évolution, ces masses gazeuses protogalactiques se peuplent de myriades de nuages protostellaires, tournant sur eux-mêmes. Sous l’effet de la force centrifuge ces nuages protostellaires, s’allongent prenant la forme d’un disque bulbeux enflé au centre.

Progressivement ce centre par accrétion de son environnement devint une boule énorme supportant, en son cœur, une pression de plus en plus grande qui provoque  le réchauffement du gaz.

Toute au long de sa vie, une étoile est soumise à deux forces antagonistes :

  • d’une part, la gravitation qui tend à la contracter sur elle-même ;
  • d’autre part, l’extrême agitation thermique (chaleur) du cœur qui tend à dilater l’astre.

Les étoiles possèdent ainsi un système d’autorégulation simple :

  • si la réaction nucléaire produit trop d’énergie, la pression thermique l’emporte sur la gravitation, le cœur augmente de volume, la pression baisse et le taux de réaction nucléaire se réduit.
  • si, au contraire, la pression centrale est trop faible, la gravité contracte

Formation des noyaux atomiques, au cœur des étoiles

Dans les étoiles les noyaux atomiques fusionnent entre eux par nucléosynthèse, selon le processus ci-dessous:

Deux NOYAUX atomiques (A) et (B) qui ont une vitesse suffisante pour vaincre les forces de répulsions électrique se rapprochent l'un de l'autre.

Lorsque deux NOYAUX (A et B) se font face leurs unités (q+) se repoussent. Par la fenêtre neutre qui s'est ouverte ils mêlent leur gaz Feynman interne. Les unités (q+) n'ayant plus qu'un seul support se juxtaposent. Il en résulte un nouveau NOYAUX (C).

Voila comment s'assemble la charge (q+) du proton aux charges déjà présentes sur l'enveloppe.

Fusion des protons

Etant les plus nombreux les protons furent les premiers à fusionner entre eux :

1H + 1H = 2He        où    z = 2

Il en résulta un volume instable de grains Feynman fortement comprimé par les (z = 2) unités (q+) d'électricité qui entouraient ledit volume.

Dans ce volume les grains Feynman en ébullition se mêlaient en amas parfois en un neutron qui se désagrégeait selon la formule (β+)

Désintégration β+ : dans un NOYAU dont la quantité de gaz Feynman est trop faible par rapport à ses (z) unités (q+), il se forme un NEUTRON (N°) qui s'y désintègre selon la relation

N° → P- + β+ + v + Ec

Le positron (β+) léger, par répulsion s'ouvre facilement une fenêtre dans l'enveloppe électrique positive par laquelle il s'envole, alors que l'anti-proton (P-), lourd et négatif, attiré par cette enveloppe, s'y mêle en annihilant l'une des charges (q+)

En même temps que le positron (β+), une partie (md = 0,0031191 10-27) des grains Feynman s'échappa du volume.

A cet instant nous sommes en présence d'un deutérium (2H) isotope stable de l'hydrogène dont le poids est

ma = (1,6726 + 1,6749 - 0 ,003119) 10-27 = 3,34438.10-27 Kg

Un DEUTERIUM (2H), se liait aves un PROTON (1H)

Le noyau (3H) qui en résultait n'était pas stable et comme précédemment il s'y forma un neutron qui se désintégra selon la formule (β-)

Désintégration β- : dans un NOYAU dont la quantité de gaz Feynman est trop importante par rapport à ses (z) unités (q+), il se forme un NEUTRON (°N) qui s'y désintègre selon la relation

°N → P+ + β- + v + Ec

La quantité de grains Feynman 5,0078 10-27 Kg de l'hélium (3He) était identique à celle du tritium. Elle s'équilibra avec les deux unités (q+) d'électricité.

Par la suite, deux noyaux d'HELIUM (3He) fusionnèrent. Il en résulta un volume instable de grains Feynman. Celui-ci se désagrège selon la relation

3He + 3He = 4He + 1H + 1H + Ec

Les noyaux (1H) étaient expulsés avec une énergie cinétique importante (Ec = 13,8 MeV) capable de maintenir si ce n'est augmenter la température au cœur des protoétoiles à quelque 106 degrés et permettre ainsi la multiplication des fusions et fissions

32He + 4He = 7Be + Ec où Ec = 1,584 MeV
7Be → 7Li + (β+ + Ec)   où Ec = 0,856 MeV

et la création de multiples autres noyaux comme le carbone (12C), l'oxygène (16O), le néon (20Ne), le magnésium (24Mg).

Au cœur des étoiles, des surchauffes locales créèrent des réactions productrices de neutrons :

(9Be + 4He → 12C + 0N)          (27Al + 4He → 30P + 0N)

Les quels neutrons, en pénétrant sans effort des noyaux, créèrent des noyaux de plus en plus lourds. Ainsi se poursuivit la création des atomes complexes comme le carbone, l'oxygène, le magnésium, le phosphore et d'autres.

Au cœur des étoiles, par interaction, les atomes se brisaient :

De Fusions en ruptures, à l'intérieur des étoiles, se formèrent les noyaux les plus complexes.