Arrow Table de matières
8061259

Chapitre 1 Le rayonnement solaire

1.1    Origine et potentiel du rayonnement solaire

1.1.1  Durée de vie nucléaire

Parmi les 10[1]1 (100 milliards) étoiles qui forment la voie lactée, notre galaxie, le Soleil est celle dont la Terre, notre planète, est la plus proche, à seulement 1,5 108 km (150 millions). C’est autour du Soleil que la Terre (Figure 1.1) tourne en 365 jours, alternant les saisons (sèche et de pluie pour l’Afrique centrale), tout en tournant aussi autour d’elle-même en environ 24 heures, alternant jour, lorsqu’une région est exposée au Soleil, et nuit, lorsque la région se trouve dans l’ombre de la Terre 1.

Figure 1.1 – La terre est, à 150 000 000 km, la troisième planète du système solaire. Sans le rayonnement solaire, aucune vie biologique n’apparaitrait sur terre.

Résultat d’un effondrement [2] de nuages de gaz riches en hydrogène (plus de 99%), le Soleil est entrée sur sa séquence principale il y a environ 5 109 ans (5 milliards d’années).

L’âge des étoiles est principalement un problème de calcul du carburant nucléaire (Cf. [9]). La résolution de ce problème a été apportée par la relativité, et en particulier par l’équivalence masse-énergie.

4

La fusion de l’hydrogène (proton, p) en hélium (2 protons, 2 neutrons) se fait via une succession d’étapes (l’énergie indiquée est l’énergie cinétique des différents éléments) :

42 [MeV] (1.1)

Le positron s’annihile immédiatement avec l’un des électrons d’un atome d’hydrogène environnant et leur masse-énergie est évacuée sous forme de deux photons gamma :

e+ + e→ 2γ + 1.02     [MeV] (1.2)

Après ceci, le deutérium produit lors de la première étape peut fusionner avec un nouveau noyau d’hydrogène pour produire un isotope de l’hélium :

49 [MeV] (1.3)

Finalement, deux isotopes de l’hélium 3He peuvent fusionner et produire l’isotope normal de l’hélium ainsi que deux noyaux d’hydrogène qui peuvent commencer à nouveau la réaction de trois façons différentes appelées PP1, PP2 et PP3 (Figure 1.2) :

86       [MeV] (1.4)

Figure 1.2 – La chaine proton-proton (pp) est La chaine de réactions les plus probables qui permettent de former un atome d’Hélium-4 à partir de quatre atomes d’hydrogène, renvoyant ainsi dans l’espace un ensemble de rayonnements [9].

Et encore ces réactions ne se produisent pas toutes selon les mêmes probabilités et les mêmes températures ...La mesure de la masse du proton donne mp = 1.673 10−27 kg, alors que l’hélium a une masse de mHe = 6.645 10−27 kg, soit une perte en masse ∆m atomique de ( nous négligeons la masse des positrons qui est 10000 fois plus petite ainsi que celle du neutrino) :

∆m = 4mp mHe = 0.047 × 10−27 [kg]           (1.5)

Donc une perte relative de masse par fusion (c’est la part de la réaction qui s’échappe du Soleil sous forme d’énergie cinétique) :

%  (1.6)

La puissance émise par le Soleil étant : P = 3.861 1026 [W], sa consommation en masse par seconde est donc de :

            (1.7)

C’est-à-dire que sa masse diminue de 4.4 millions de tonnes par seconde. Or nous savons que ce nombre correspond seulement à 0.72% de la masse mise en réaction dans la fusion. La masse totale mise en réaction est alors (règle de trois) :

4.

(1.8)

Ainsi, à chaque seconde 627 millions de tonnes d’hydrogène 1 (ionisé) fusionnent en hélium 4 avec une perte de masse de 4.4 millions de tonnes qui est transformée en énergie. En estimant que seulement le centre du Soleil a les conditions thermiques pour la fusion. Ceci nous amène à déterminer son temps de vie nucléaire [Eq. (1.9)].

[années]           (1.9)

Comme on peut le constater, le Soleil a encore environ 5 milliards d’années devant lui pour rayonner comme il le fait maintenant. Cette échelle est presqu’infinie pour l’être humain, dont les traces d’apparition sur terre ne dépassent pas, au niveau actuel des connaissances, quelques 7 millions d’années.

Avant de parler de l’irradiation et du potentiel solaire, donnons une petite carte de visite du Soleil (paramètres solaires) [9] :

  • Age = 5 109yr
  • Massekg (’ 330 000 fois la masse de la Terre), soit 99.866% de la masse de tout le système solaire!
  • Rayonm (’ 110 fois le rayon de la Terre)
  • Densité
  • Vitesse de libération : 617.5 km/s
  • Luminosité
  • Composition : 71% d’hydrogène, 27% d’hélium, 70 autres éléments plus lourds composent les 2% restants,
  • Période26 days
  • Température effective Teff = 5785 K
  • Température centrale Tc = 5 107 K

1.1.2  Potentiel solaire

Le rayonnement solaire est la source principale d’énergie pour un grand nombre de processus biologiques et de phénomènes atmosphériques.

Nous venons de le voir, le soleil est une source quasiment inépuisable d’énergie qui, à la surface de la terre, est de l’ordre de 120000 TW. Ce rayonnement solaire incident sur la surface présente chaque année environ 15000 fois la consommation énergétique de l’humanité. Cela correspond à une puissance instantanée reçue de 1 kWc/m2 (kilowatt crête par mètre carré) repartie sur tout le spectre, de l’ultraviolet à l’infrarouge. Les déserts de notre planète reçoivent en 6 heures plus d’énergie du soleil que ne consomme l’humanité en une année [10]. En considérant que seule une fraction de la surface de terre permet l’installation de panneaux solaires et que les cellules photovoltaïques ont actuellement un rendement de 10%. L’énergie solaire apportée est de 600 TW, alors que la demande mondiale actuelle est de l’ordre de 13.5 TW [7].

Depuis très longtemps, l’être humain a cherché à utiliser l’énergie émise par le Soleil, l’étoile la plus proche de la Terre. La plupart des utilisations sont directes comme en agriculture, à travers la photosynthèse ou dans divers applications de séchage et chauffage, autant artisanale qu’industrielle. L’application en vogue actuellement est la conversion de cette énergie en électricité grâce aux cellules photovoltaïques. Cette énergie est disponible en abondance sur toute la surface terrestre et malgré une atténuation importante lors de la traversée de l’atmosphère, une quantité encore importante arrive à la surface du sol. On peut ainsi compter sur 1000 W/m2 dans les zones tempérées et jusqu’à 1400 W/m2 lorsque l’atmosphère est faiblement polluée en poussière ou en eau [36]. Le flux solaire reçu au niveau du sol terrestre dépend ainsi de plusieurs paramètres comme :

  • L’orientation, la nature et l’inclinaison de la surface terrestre;
  • La latitude du lieu de collecte, de son degré de pollution ainsi que de son altitude;
  • La période de l’année;
  • L’instant considéré dans la journée;
  • La nature des couches nuageuses.

Les zones les plus favorables sont répertoriées sous forme d’atlas et mettent en évidence des « gisement solaire » à la surface de la terre [11].

Comme pour toutes les applications de l’énergie solaire, une bonne connaissance du gisement solaire est nécessaire à l’étude des mesures d’ensoleillements. Par gisement solaire, on entend ici les différentes caractéristiques du rayonnement solaire, susceptibles d’influencer les performances d’un système en un lieu donné.

1.2    Bilan radiatif solaire

Le soleil et les autres étoiles représentent les sources d’énergie radiative les plus puissantes, leur puissance étant estimée à environ 3.9. 1020 MW. Même si la Terre ne reçoit qu’un faible pourcentage de ce gigantesque flux (1/20.1019 partie), soit 1395 W/m2, la quantité d’énergie moyenne reçue pendant une année est largement supérieure même aux besoins actuels de consommation de notre planète.

1.2.1  Spectre solaire

Le spectre du rayonnement électromagnétique solaire comporte une très grande étendue, depuis les rayonnements radio jusqu’aux rayons X (Figure 1.3).

Figure 1.3 – Spectre du rayonnement

On distingue en générale le spectre continu, qui est sensiblement celui d’un corps noir à environ 6000 K et le spectre réel d’émission du solaire [11].

Le soleil émet un spectre dans des longueurs d’onde de 290 à 770 nm qui comprend les rayons ultraviolets, les couleurs de l’arc-en-ciel et les rayons infrarouges. L’atmosphère terrestre joue le rôle de filtre et ne laisse passer qu’une partie de ce spectre (Figure 1.4).

De ce spectre, notre œil ne perçoit qu’une partie (de 380 à 700 nm) : celle comprenant les couleurs de l’arc en ciel (du rouge au violet, en passant par l’orange, le jaune, le vert, le bleu et l’indigo). L’atmosphère terrestre est fort heureusement peu opaque dans la bande perçue par l’œil humain (Figure 1.4).

La figure 1.5 représente la courbe d’énergie du corps noir à 6000 K, le rayonnement solaire hors de l’atmosphère et le rayonnement au niveau de la mer avec les raies d’absorption de

Figure 1.4 – Courbe représentant l’opacité de l’atmosphère terrestre au rayonnement

électromagnétique[12]

certains constituants de l’atmosphère comme la vapeur d’eau, l’oxygène et l’ozone en fonction de la longueur d’onde. Ces courbes montrent que 9,2% de l’énergie de ce spectre se trouve dans l’ultraviolet, 42,4% dans le visible et 48,4% dans l’infrarouge.

Figure 1.5 – (a) Eclairement solaire. (b) Rayonnement solaire hors atmosphère et au niveau de la mer.

D’après la figure 1.5, nous constatons que le rayonnement solaire peut être réfléchi, diffusé ou absorbé. Par ailleurs, les spectres des rayonnements réfléchi, diffusé et absorbé sont différents.

A la surface de la terre, le spectre solaire n’est pas le même que dans l’espace, car il est pondéré par l’absorption des molécules présentes dans l’atmosphère (O3, CO3, H2O,...). Les conditions climatiques ainsi que la présence des particules influencent également la valeur réelle du spectre. Lors de sa traversée de l’atmosphère, le rayonnement solaire direct est affaibli par absorption et diffusion sur les molécules gazeuses et les particules atmosphériques. Cet affaiblissement du rayonnement (extinction) est fonction du nombre de ces particules et molécules et également de la longueur du trajet parcouru par les photons (trajet plus long au coucher du soleil qu’à midi solaire notamment).

Le rayonnement solaire reçu sur une surface varie donc au cours du temps en fonction de la position du Soleil et de la couverture nuageuse. La puissance solaire maximale à la surface de la Terre étant d’environ 1 000 W/m2 [34, 27] pour une surface perpendiculaire aux rayons.

1.2.2  Différents types de rayonnement solaire

Le rayonnement émis par le soleil est, on le sait, constitué d’ondes électromagnétiques dont une partie parvient constamment à la limite supérieure terrestre. En fonction de la température superficielle du soleil (environ 6000 K), ce rayonnement électromagnétique se situe dans la gamme de longueur d’onde de la lumière visible (entre 0,4 et 0,75 µm; fréquence : 4.1014 à 8.1014 Hz; énergie des photons : 1,6 à 3,2 eV) et dans le proche infrarouge (au-delà de 0,75 et jusqu’à 4 µm; fréquence : 3.1011 à 4.1014 Hz; énergie photon : 10−3 à environ 1,6 eV). L’énergie véhiculée par ce rayonnement, moyennée sur une année et sur l’ensemble de la limite supérieur de l’atmosphère, correspond à un éclairement de 340 W/m2. Un bilan énergétique montre que (Figure 1.6), sur cette quantité d’éclairement qu’apporte le soleil au système terre-atmosphère, environ 100 W/m2 sont réfléchis vers l’espace; seul le reste absorbé, pour un tiers par la surface de la terre [13].

Figure 1.6 – Barème du rayonnement solaire

Au sol le rayonnement solaire a au moins deux composantes (Figure 1.7) : une composante directe et une composante diffuse (rayonnement incident diffusé ou réfléchi par un obstacle : nuage, sol).

Figure 1.7 – Composantes du rayonnement solaire

  • Le rayonnement direct est le rayonnement solaire reçu directement du soleil, provenant d’un petit angle solide centré sur le disque solaire. C’est ce type de rayonnement qui est utilisé dans les systèmes à concentration (four solaire, centrales solaires thermodynamique et photovoltaïque).
  • Le rayonnement diffus résulte de la diffraction de la lumière par les molécules atmosphériques et de sa réfraction par le sol. Le rayonnement diffus est le rayonnement émis par des obstacles (nuages, sol, bâtiments) et provient de toutes les directions au cours de la traversée de l’atmosphère, en rencontrant des molécules d’air, des aérosols et des particules de poussière (c’est ce rayonnement diffus, appartenant notamment à la frange bleue du spectre visible qui est responsable de la couleur bleue du ciel clair).
  • Le rayonnement réfléchi vers l’espace représente au moins 35% du rayonnement solaire intercepté par la Terre et son atmosphère.

D’autre part, la vapeur d’eau, le gaz carbonique et l’ozone de l’atmosphère absorbent 10 à 15% du rayonnement solaire [34, 36]. Outre la composition de l’atmosphère, le facteur le plus important pour évaluer la quantité du rayonnement solaire qui atteint la surface de la Terre est l’épaisseur d’atmosphère que le rayonnement doit traverser. Au milieu du jour, le Soleil est au-dessus de nos têtes, et ses rayons ont à traverser une épaisseur d’air moindre avant d’arriver sur Terre. Mais au début et à la fin de la journée, le Soleil est bas sur l’horizon; la traversée de l’atmosphère se fait alors plus longue. L’atmosphère absorbe et diffuse d’autant plus de particules de lumière qu’elle est plus épaisse et plus dense. Ainsi, au coucher du Soleil, les rayons sont suffisamment affaiblis pour permettre à l’œil humain de fixer le Soleil sans trop d’éblouissement. Par contre, lorsque l’altitude augmente, la couche d’atmosphère à traverser est plus réduite : dans les sites de montagnes, l’intensité du rayonnement augmente sensiblement.

L’effet de la dispersion atmosphérique (Diagrammes 1.8) sur le rayonnement solaire consiste en une réaction des bandes ultraviolette et bleue du spectre; CO2, H2O-vapeur et la poussière absorbant le rayonnement dans les zones rouge et infrarouge du spectre. Leur présence dans l’atmosphère déplace le spectre du rayonnement solaire vers le rouge, dans le domaine des énergies plus faibles. Les nuages et l’atmosphère prélèvent une partie du flux solaire et la transmettent vers le sol par le phénomène de rayonnement diffus. Même dans la situation où le ciel est complètement couvert de nuages, la surface terrestre reçoit par rayonnement diffus environ 420 W/m2.

Figure 1.8 – (a) Rayonnement par ciel clair : le rayonnement solaire direct est prépondérant, atteignant parfois 95 à 100% du total; le rayonnement diffus peut être inférieur à 5%. (b) Rayonnement par ciel nuageux : le rayonnement solaire direct est dispersé par le nuage; seul parviennent au sol le rayonnement diffus (quelque centaines de W/m2) et le rayonnement infrarouge.

La figure 1.9 montre la pondération de l’énergie émise par le soleil[14].

Figure 1.9 – Pondération de l’énergie émise par le soleil[14]

L’albédo ou Réfléchi (a) c’est la fraction d’un rayonnement incident diffusé ou réfléchi par un obstacle. Ce terme étant généralement réservé au sol et aux nuages, c’est une valeur moyenne de leur réflecteur pour le rayonnement considéré, et pour tous angles d’incidences possibles. Par définition, le corps noir a un albédo nul.

énergie réfléchie

a =       (1.10)

énergie reçue

Le rayonnement global est le rayonnement émis par le soleil incident sur une surface donnée. Il est la somme du rayonnement direct et diffus. C’est celui-ci qui est utilisé pour faire fonctionner les panneaux solaires thermiques et photovoltaïques (Générateurs solaires).

La valeur du flux solaire atteignant effectivement la terre dépend, comme nous venons de le voir, des coefficients de réflexions, de transmission et d’absorption, c’est-à-dire l’épaisseur et de la composition chimique des gaz que le rayonnement solaire doit traverser. Pour un flux solaire de 1000 Wm−2, le rayonnement solaire incident sur terre est de 460 Wm−2. Il est diversement absorbé ou réfléchi par le sol terrestre. Le tableau 1.1 donne quelques valeurs de l’albédo.

Nature du sol

Albédo

Neige

0 ,8-0, 9

Cultures

0 ,15-0, 25

Mer

0,05 (été)-0,15 ( hiver )

Sable

0 , 35

Rochers

0 ,2-0, 8

Nuage

0 ,4-0, 8

Table 1.1 – Quelques valeurs de l’albédo

1.2.3  Comportement des corps face au rayonnement

Le rayonnement est un mode d’échange d’énergie par émission et absorption de radiations électromagnétiques. L’échange thermique par rayonnement se fait suivant le processus :

  • Emission : il y a conversion de l’énergie fournie à la source en énergie électromagnétique.
  • Transmission : la transmission de cette énergie électromagnétique se fait par propagation des ondes avec éventuellement absorption par le milieu traversé.
  • Réception : à la réception, il y a conversion du rayonnement électromagnétique incident en énergie thermique ( absorption ).

Tout corps, à une température donnée, émet de la chaleur rayonnante qui peut être reçue par les corps environnants. De la même manière, le soleil nous transmet de la chaleur à travers un espace d’environ 1 400 000 millions de km par rayonnement. Un corps soumis à ce rayonnement peut, soit l’absorber, le réfléchir ou le laisser traverser. On peut caractériser le comportement de chaque corps, vis-à-vis du rayonnement, par trois coefficients : un coefficient de réflexion R, qui est égal à la quantité d’énergie réfléchie divisée par la quantité d’énergie incidente, un coefficient d’absorption A, qui est le rapport entre la quantité de rayonnement absorbée et la quantité reçue et un coefficient de transmission T, qui est égal à la quantité transmise divisée par la quantité incidente. En additionnant les rayonnements réfléchis, absorbés et transmis, on trouve le rayonnement incident; c’est- à -dire que : A + R + T = 1.

Si R = 1, tout le rayonnement est réfléchi; c’est le miroir parfait. Si A = 1, tout le rayonnement est absorbé; il s’agit d’un corps noir. Si T = 1, tout le rayonnement est transmis; on parle d’un corps parfaitement transparent.

Signalons qu’aucun de ces corps n’existe dans la nature, car tous les corps sont soit plus ou moins réfléchissants, plus ou moins transparents ou alors plus ou moins absorbants. Les coefficients A, R et T, dépendent de la nature et de la couleur du matériau ainsi que de l’état de sa surface de rayonnement. Un corps à surface polie, réfléchira beaucoup plus que le même corps avec une surface mate, rugueuse (ou sale aussi). Les corps sombres absorbent le rayonnement plus que les corps clairs.

1.3    Potentiel énergétique solaire

1.3.1  Applications du rayonnement solaire

Les différentes utilisations de l’énergie solaire sont les suivantes :

1â—¦ Utilisation passive de l’énergie solaire :

Il s’agit principalement d’utiliser directement l’énergie lumineuse à travers des ouvertures vitrées dans les bâtiments pour les besoins en éclairage de jour et de chauffage. Associé à une bonne isolation extérieure et à l’inertie thermique des murs, une conception architecturale adéquate permet une réduction importante du besoin en énergie du bâti.

2â—¦ Utilisation active de l’énergie solaire :

Dans un système actif, des capteurs solaires thermiques utilisent l’énergie solaire pour produire l’eau chaude sanitaire de l’habitat ainsi que dans certains cas le chauffage. Ces systèmes sont associés à un accumulateur d’eau chaude et à un stockage pour le chauffage (hydraulique ou plancher solaire direct dit PSD), ces deux systèmes sont parfois combinés. Ces systèmes peuvent couvrir de 30 à 70% des besoins thermiques : un appoint est donc nécessaire.

3â—¦ Conversion thermodynamique de l’énergie solaire en électricité :

En concentrant les rayons du soleil par un disque parabolique, un capteur cylindroparabolique ou un système de miroirs, il est possible d’atteindre une température suffisamment élevée pour générer de l’électricité via une turbine et un alternateur. Le prix de revient du kWh électrique devient intéressant (environ deux fois moindre que celui du photovoltaïque) pour de grandes installations, ce système est difficilement applicable pour de petites installations et son intégration dans le bâti n’est pas évidente.

4â—¦ Conversion photovoltaïque de l’énergie solaire :

L’effet photovoltaïque, comme nous allons l’expliquer dans la sous-section suivante, permet de convertir directement l’énergie lumineuse du soleil en électricité grâce à des semiconducteurs. Bien que cette filière énergétique soit largement minoritaire dans le bilan énergétique mondial, son taux de croissance (30 à 60% par an) et la chute des coûts de production qui accompagne son développement depuis quelques années présage un potentiel de développement très élevé pour l’avenir [15].

Le rayonnement solaire disponible au sol est un élément clé dans de nombreux domaines qu’on peut tenter de regrouper de la manière suivante :

  • production d’électricité par la voie photovoltaïque ou solaire thermique (décision d’investissement, management du réseau d’électricité, ...) ;
  • Agriculture et énergie de la biomasse (prévision et surveillance de la croissance de la culture et de la biomasse);
  • prévisions météorologiques et climatiques;
  • environnement (photochimie de l’air dans les villes);
  • santé humaine (prévention des cancers de la peau, ...) ;
  • vieillissement et résistance des matériaux (polymères, peintures, caoutchouc, ...) ; – architecture et habitat (économies d’énergie, confort lumineux, ...).

Ces applications variées nécessitent des informations et connaissances précises sur le rayonnement solaire atteignant la surface terrestre [16]. La méthode la plus directe d’évaluation du rayonnement solaire au sol, consiste à utiliser les instruments de mesures pyranométriques installés généralement dans des stations météorologique automatiques. Ces instruments fournissent une description du rayonnement solaire incident au sol plus ou moins détaillée : durée

Figure 1.10 – L’énergie solaire sous toutes ses formes[14].

d’insolation, éclairement global, décomposition des composantes directe et diffuse, distribution spectrale du rayonnement, luminance de la voute du ciel, etc. Néanmoins, à cause des coûts élevés d’investissement et de maintenance, les stations de mesure ne sont pas toujours équipées de tous les instruments pour mesurer les différentes composantes et la distribution spectrale du rayonnement solaire.

1.3.2  Effet photoélectrique

Les générateurs photovoltaïques fonctionnent selon le principe de l’effet photoélectrique. L’effet photoélectrique est l’émission d’électrons par un métal quand il est exposé à des radiations lumineuses, on doit son explication à Einstein, lui-même inspiré par Maxwell. Les électrons libères sont ensuite susceptibles de produire un courant électrique.

Figure 1.11 – L’éjection d’électrons hors de la surface d’un matériau, lorsqu’elle est provoquée par de la lumière incidente sur cette surface, s’appelle l’effet photoélectrique.

Tout solide est en effet constitué d’atomes qui comprennent chacun un noyau et un ensemble d’électrons gravitant autour. Ce sont les électrons des couches électroniques périphériques qui vont absorber l’énergie des photons, ce qui les libère de l’attraction électrostatique du noyau de l’atome. L’énergie d’un photon d’un certain rayonnement est donnée par une relation simple puisqu’elle est proportionnelle à la fréquence du rayonnement utilisée.

La théorie d’Einstein s’avère une théorie compatible avec toutes les observations de l’effet photoélectrique :

  • Pas de délai : les photons peuvent être absorbés dès que le matériau est illuminé et leur énergie est directement transmise à des électrons.
  • L’énergie cinétique d’un électron extrait du matériau est donnée par

K = hνW     (1.11)

W est l’énergie de liaison de l’électron dans le métal, h la constante de Planck (h = 6.6261 10−34 J.s) et ν la fréquence du rayonnement incident.

  • Il existe une énergie de liaison minimale, le travail d’extraction, noté Wext, qui dépend du matériau (les électrons n’ont pas la même énergie de liaison dans tous les matériaux). ⇒ Il existe une énergie cinétique maximale des photoélectrons

Kmax = Wextr           (1.12)

bien indépendante de l’intensité lumineuse.

  • Pour hν < Wextr, les photons n’ont pas l’énergie suffisante pour extraire les électrons. ⇒ L’effet photoélectrique ne peut avoir lieu et il existe bien une fréquence seuil donnée par :

s = Wextr               (1.13

[1] . Les durées des jours et des nuits varient également selon que l’on s’éloigne de l’équateur à cause de l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre de 23â—¦ par rapport à l’écliptique.

[2] . Deux forces opposées sont présentes dans un nuage de masse M et de rayon R; une force d’autogravitation, qui tend à contracter le nuage, et une force de pression thermique, qui tend à le faire exploser. L’étoile restera en équilibre aussi longtemps que les deux forces se compensent. En fin de vie, c’est-à-dire lorsqu’il n’y a plus assez d’hydrogène pour alimenter les réactions thermonucléaires, l’une des deux forces, selon la masse de l’étoile, va l’emporter sur l’autre. On dira que l’étoile est morte [9].

Partager ce travail sur :