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La fusion de l’hydrogène
L’énergie dégagée par les réactions de fusion de l’hydrogène ( )
vient contrebalancer l’énergie gravitationnelle ( ) et l’étoile va
ainsi parvenir à un premier équilibre hydrostatique:
Si la masse de l’étoile > 0,26 M des hétérogénéités thermiques
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vont apparaître au sein de l’étoile, et il va progressivement se
former un cœur ( ) qui va concentrer de plus en plus les
réactions de fusion, ce qui va faire monter la température au
centre.
Si la masse de l’étoile < 0,26 M les échanges d’énergie seront essentiellement
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convectifs : il y aura un bon mélange dans l’intégralité de l’étoile, et pas de formation de
cœur.
La température nominale du cœur sera fonction de la masse de l’étoile : elle variera de
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7.10 K pour les étoiles de 0,08 M , à 40.10 K pour des étoiles de 30 M
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Le niveau de température fixe le processus de fusion de l’hydrogène impliqué :
• chaîne proton - proton également appelée chaîne pp
• Cycle CNO : cycle Carbone – Azote - Oxygène
• un peu des deux selon les cas.
Octobre 2021 5 Matière dégénérée
