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La Voie lactée abrite plus de 400 milliards d’étoiles, dont la grande majorité sont des étoiles de la séquence principale. Au cours de cette phase, le noyau d’une étoile fusionne l’hydrogène en hélium, produisant ainsi l’énergie qui alimente sa lueur. Le Soleil, notre propre étoile de la séquence principale, illustre cette chimie :sa masse est constituée d'hydrogène et d'hélium, avec seulement des traces d'éléments plus lourds.
L’hydrogène est l’élément le plus abondant de l’univers, représentant environ les trois quarts de toute la matière baryonique. Lorsque d’énormes nuages de gaz et de poussière s’effondrent sous l’effet de la gravité, l’hydrogène qu’ils contiennent alimente la naissance des étoiles. Lors de la fusion, les protons se combinent pour former des noyaux d'hélium, tandis que des électrons, des positons, des rayons gamma et des neutrinos sont également libérés. Les neutrinos, qui interagissent à peine avec la matière, s'échappent du Soleil, tandis que les autres sous-produits contribuent au chauffage interne de l'étoile.
L'hélium est le deuxième élément le plus courant et le principal produit de la fusion de l'hydrogène. Dans les étoiles de la séquence principale comme le Soleil, l'hélium s'accumule dans le noyau, représentant environ 27 % de la masse du Soleil.
Une fois l’hydrogène du cœur épuisé, la chaîne de fusion cale et le cœur se contracte. La hausse des températures (≈200 millions de K) déclenche la fusion de l'hélium, où trois noyaux d'hélium se combinent pour former un seul atome de carbone. Cela marque le début du processus triple alpha.
Une fusion ultérieure de l'hélium peut créer de l'oxygène en combinant quatre noyaux d'hélium. Dans les étoiles plus massives, les étapes de fusion successives produisent des noyaux plus lourds – silicium, magnésium, sodium – bien que ces éléments plus lourds représentent moins de 1 % de la masse d’une étoile. La fusion ne peut produire des éléments que jusqu'au fer; au-delà de cela, les étoiles doivent subir des événements catastrophiques tels que des supernovae pour synthétiser les éléments les plus lourds.
Ainsi, l'empreinte chimique de la plupart des étoiles est dominée par l'hydrogène et l'hélium, avec des éléments lourds de plus en plus rares formés au cours des étapes avancées de fusion.