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Nucléosynthèse stellaire

Dans le domaine de l'astrophysique, la nucléosynthèse stellaire est le terme qui désigne l'ensemble des réactions de fusion nucléaire qui ont lieu à l'intérieur des étoiles et dont le résultat est la production de la plupart des noyaux atomiques.

Origine des éléments : un peu d'histoire

L'origine des éléments a posé un problème difficile aux astronomes pendant longtemps. Il a fallu attendre le début du XXe siècle, et l'avènement de la mécanique quantique (Fille de l'ancienne théorie des quanta, la mécanique quantique constitue le pilier d'un ensemble de théories physiques qu'on regroupe sous l'appellation générale de physique quantique. Cette dénomination...) et de la physique nucléaire (La physique nucléaire est la description et l'étude du principal constituant de l'atome : le noyau atomique. On peut distinguer :) pour qu'une explication satisfaisante soit apportée. Avant cela, aucune explication n'était fournie quant à la genèse des éléments.

Dès l'invention du spectromètre (Un spectromètre est un appareil de mesure permettant d'étudier de décomposer une quantité observée — un faisceau lumineux en spectroscopie, ou bien un mélange de...), les astrophysiciens ont commencé à déterminer le composition chimique du Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile centrale du système solaire. Dans la classification astronomique, c'est une étoile de type naine jaune, et composée...) pour la comparer à ce qu'on connaissait à l'époque : la Terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance croissante au Soleil, et la quatrième par taille et par masse croissantes. C'est la plus grande...) et les météorites.

Une constatation simple s'est imposée : plus la masse atomique (La masse atomique (ou masse molaire atomique) d'un isotope d'un élément chimique est la masse relative d'un atome de cet isotope ; la comparaison est faite avec le carbone 12 dont la masse...) d'un atome (Un atome (du grec ατομος, atomos, « que l'on ne peut diviser ») est la plus petite partie d'un corps simple pouvant se combiner chimiquement avec une...) est grande, moins il est présent dans la nature. Avec trois exceptions notables : le lithium (Le lithium est un élément chimique, de symbole Li et de numéro atomique 3.), le béryllium et le bore ne suivent pas cette règle et se trouvent être extrêmement rares dans le Soleil et les météorites.

La compréhension des équations d'Einstein menant à l'idée que l'Univers (L'Univers est l'ensemble de tout ce qui existe et les lois qui le régissent.) avait eu un passé (Le passé est d'abord un concept lié au temps : il est constitué de l'ensemble des configurations successives du monde et s'oppose au futur sur une...) extrêmement chaud, George Gamow eu le premier l'idée (en 1942) que tous les éléments pouvaient avoir été formés au tout (Le tout compris comme ensemble de ce qui existe est souvent interprété comme le monde ou l'univers.) début de la vie (La vie est le nom donné :) de l'univers, lors du Big Bang (Le Big Bang est l’époque dense et chaude qu’a connu l’univers il y a environ 13,7 milliards d’années, ainsi que l’ensemble des modèles...). Selon lui, les éléments se formaient par additions successives de neutrons sur les éléments déjà existants suivies de désintégrations béta. Malheureusement pour cette idée élégante il est vite apparu que l'univers se refroidissait alors beaucoup trop vite pour pouvoir fabriquer des éléments plus lourds que le lithium-7 (7Li).

Il fallait donc trouver un autre moyen de les produire.

Les avancées théoriques

En 1920, Arthur Eddington, sur la base de mesures précises effectuées par F. W. Aston, fut le premier à suggérer que les étoiles produisaient/obtenaient leur énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la chaleur, de la lumière, de produire un mouvement.) par la fusion nucléaire (La fusion nucléaire (dite parfois thermonucléaire) est, avec la fission, l’un des deux principaux types de réactions nucléaires appliquées. Il ne faut pas confondre la fusion nucléaire avec la fusion du...) de noyaux d'hydrogène (L'hydrogène est un élément chimique de symbole H et de numéro atomique 1.) en hélium (L'hélium est un gaz noble ou gaz rare, pratiquement inerte. De numéro atomique 2, il ouvre la série des gaz nobles dans le tableau périodique des éléments. Son point...).

En 1928, George Gamow dériva ce qui est maintenant appelé le facteur de Gamow ; une formule de mécanique (Dans le langage courant, la mécanique est le domaine des machines, moteurs, véhicules, organes (engrenages, poulies, courroies, vilebrequins, arbres de transmission, pistons, ...), bref, de tout ce qui produit ou transmet un mouvement, une force,...) quantique qui donne la probabilité (La probabilité (du latin probabilitas) est une évaluation du caractère probable d'un évènement. En mathématiques, l'étude des probabilités est un sujet de grande...) que deux noyaux s'approchent suffisamment l'un de l'autre pour que la force (Le mot force peut désigner un pouvoir mécanique sur les choses, et aussi, métaphoriquement, un pouvoir de la volonté ou encore une vertu morale « cardinale » équivalent au courage...) nucléaire (Le terme d'énergie nucléaire recouvre deux sens selon le contexte :) forte puisse surpasser la barrière coulombienne (En physique nucléaire, les réactions de radioactivité α, aussi bien que les réactions de fusion menant à la nucléosynthèse, font intervenir des noyaux qui sont chargés...). Le facteur de Gamow fut ensuite utilisé par Robert Atkinson et Fritz Houtermans puis par Edward Teller et Gamow lui-même pour dériver la vitesse (On distingue :) des réactions nucléaires aux températures élevées que l'ont supposait exister à l'intérieur des étoiles.

En 1939, dans un article intitulé Energy production in stars (Production d'énergie dans les étoiles), Hans Bethe analysa les différentes réactions possibles par lesquelles de l'hydrogène peut se fusionner en hélium. Il y sélectionna deux mécanismes dont il pensait qu'ils étaient la source d'énergie des étoiles.

  • Le premier, la chaîne proton-proton (La chaîne proton-proton, aussi connue sous le nom de chaîne PP est l'une des deux réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium; l'autre réaction étant le cycle...), est la principale source d'énergie dans les étoiles de faible masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un corps : l'une quantifie l'inertie du corps (la masse inerte) et l'autre la contribution du corps...) comme le Soleil ou plus petites ;
  • Le second, le cycle carbone-azote-oxygène (Le cycle carbone-azote-oxygène (cycle CNO en anglais) est l'une des deux réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent de l'hydrogène en hélium; l'autre réaction...) ou " cycle CNO ", qui fut aussi considéré par Carl von Weizsäcker en 1938, est plus important dans les étoiles plus massives.

Dès 1946, Fred Hoyle avait suggéré que les étoiles pourraient être le lieu de formation des éléments. En 1952, on découvre dans le spectre d'une étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une énorme boule de plasma comme le Soleil, qui est l'étoile la plus...) d'un élément, le technétium, dont tous les isotopes sont radioactifs. De plus, la plus grande demi-vie (La demi-vie est le temps mis par une substance (médicament, noyau radioactif, ou autres) pour perdre la moitié de son activité pharmacologique, physiologique ou radioactive. En...) de ses isotopes est de l'ordre de quelques millions d'années, prouvant que ce technétium a été formé dans l'étoile.

Toutes les pièces du puzzle étaient là, il ne restait plus qu'a les assembler de manière cohérente.

1957 : la percée théorique

Quasiment de manière simultanée, deux articles paraissent cette année-là, qui vont révolutionner l'astrophysique (L’astrophysique est une branche interdisciplinaire de l'astronomie qui concerne principalement la physique et l'étude des propriétés des objets de l'univers (étoiles, planètes, galaxies, milieu interstellaire par exemple),...). Le premier, signé par Alistair Cameron[1] est publié peu avant celui de Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, Fred Hoyle et William Fowler[2]. C'est dans ce second article qu'est présentée une théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer, examiner ». Dans le langage courant, une théorie est une idée ou une connaissance spéculative, souvent basée sur l’observation ou...) complète de la nucléosynthèse stellaire (Dans le domaine de l'astrophysique, la nucléosynthèse stellaire est le terme qui désigne l'ensemble des réactions de fusion nucléaire qui ont lieu à l'intérieur des...). Cet article est devenu tellement célèbre qu'il est le plus souvent cité (La cité (latin civitas) est un mot désignant, dans l’Antiquité avant la création des États, un groupe d’hommes sédentarisés libres (pouvant avoir des esclaves),...) dans la littérature par les initiales de ses auteurs : B2FH.

Dans ces deux articles, les auteurs recherchent quelles sont les conditions qui permettent de fabriquer les éléments en les synthétisant, et montrent que ces conditions sont réunies au cœur des étoiles. L'article B2FH brosse (Une brosse est un outil fait d'un assemblage de filaments plus ou moins souples fixés sur une monture. Elles peuvent avoir différents usages :) un panorama complet de l'origine des éléments, depuis la fusion (En physique et en métallurgie, la fusion est le passage d'un corps de l'état solide vers l'état liquide. Pour un corps pur, c’est-à-dire pour une substance constituée de molécules toutes identiques, la fusion...) de l'hydrogène jusqu'à la production des éléments les plus lourds lors des supernovae.

Nucléosynthèse (La nucléosynthèse est un ensemble de processus physiques conduisant à la synthèse de noyaux atomiques, par fission ou fusion nucléaire.) calme

Dans les étoiles se succèdent des phases de fusion (qui peuvent avoir lieu dans le cœur même de l'étoile, ou dans les couches adjacentes à celui-ci) et de contraction. Ces fusions successives vont produire tous les éléments que l'on connaît, jusqu'au fer (Le fer est un élément chimique, de symbole Fe et de numéro atomique 26. C'est le métal de transition et le matériau ferromagnétique le plus courant dans la vie quotidienne, sous forme pure ou d'alliages. Le fer pur est...).

Au début de la vie d'une étoile se trouve un nuage (Un nuage est une grande quantité de gouttelettes d’eau (ou de cristaux de glace) en suspension dans l’atmosphère. L’aspect d'un nuage dépend de la lumière qu’il reçoit, de la...) de gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et quasi-indépendants. Dans l’état gazeux, la matière n'a pas de forme propre ni de volume propre : un gaz tend à occuper tout le...) (principalement de l'hydrogène), qui, pour une raison ou une autre[3], va commencer à se contracter. Avec la contraction, la température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et étudiée en thermométrie. Dans la vie courante,...) augmente progressivement. Quand elle dépasse 10 millions de kelvins la température est suffisante pour que les noyaux d'hydrogène aient assez d'énergie pour vaincre la barrière coulombienne et ainsi fusionner. L'énergie libérée va contrebalancer l'effet de la gravité (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.), et l'étoile atteint un premier équilibre.

L'hydrogène disponible à ce moment la, a été synthétisé lors du Big Bang.

Fusion de l'hydrogène

L'hydrogène est le carburant (Un carburant est un combustible qui alimente un moteur thermique. Celui-ci transforme l'énergie chimique du carburant en énergie mécanique.) majeur des étoiles et sa fusion est le premier maillon (Le maillon en language maritime est une longueur de chaîne (ligne de mouillage), qui mesure 15 brasses soit 27,50 m. L'élément de base de la chaîne est appelé maille. Les maillons sont reliés entre eux par une maille démontable. Un grand navire...) de la chaîne (Le mot chaîne peut avoir plusieurs significations :) de nucléosynthèse. Il y a deux manières de transformer l'hydrogène en hélium :

  1. le cycle proton-proton permet de transformer de l'hydrogène en 4He. Ce cycle est divisé en plusieurs réactions. La première réaction de ce cycle permet la transformation d'un proton (Le proton est une particule subatomique portant une charge électrique élémentaire positive.) et d'un neutron (Le neutron est une particule subatomique. Comme son nom l'indique, le neutron est neutre et n'a donc pas de charge électrique (ni positive, ni négative). Les neutrons, avec les protons, sont les...) en deutérium (Le deutérium (symbole 2H ou D) est un isotope naturel de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 1 neutron. Son nombre de masse est 2.). Ensuite, selon ce qui est disponible au cœur de l'étoile (donc selon le moment de son évolution auquel se produit cette réaction), par l'intermédiaire du tritium (Le tritium (T ou 3H) est - comme le deutérium - l'un des isotopes de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 2 neutrons. Il a été mis en évidence en 1934, par...) ou de l'hélium-3 avec lesquels les atomes de deutérium vont fusionner, l'étoile va fabriquer de l'hélium-4 ;
  2. le cycle CNO lui se produit à plus haute température, car les atomes qui vont fusionner lors de ce cycles ont des masses atomiques beaucoup plus élevées que l'hydrogène. Une autre condition pour que ce cycle puisse participer à la synthèse d'éléments, c'est que les éléments carbone (Le carbone est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole C, de numéro atomique 6 et de masse atomique 12,0107.), oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de symbole O et de numéro atomique 8.) et azote (Table complète - Table étendue) soient présents dans le cœur de l'étoile. La figure détails du cycle CNO précise le cycle CNO. Comme on peut le voir ce cycle est décomposé en trois sous cycles (I, II et III), qui vont chacun produire différents isotopes qui serviront de base au sous-cycle suivant.
Détails du cycle CNO se produisant à l'intérieur d'une étoile.
Détails du cycle CNO se produisant à l'intérieur d'une étoile.

Globalement, la réaction de fusion de l'hydrogène peut s'écrire de la manière suivante[4] :

4 p ↔ 4He + e+ + ν + énergie

Cette réaction de fusion de l'hydrogène est la plus exothermique de toutes les réactions qui vont se produire au cœur des étoiles. Comme les étoiles sont composées majoritairement d'hydrogène, elles disposent à ce moment de leur vie d'un combustible (Un combustible est une matière qui, en présence d'oxygène et d'énergie, peut se combiner à l'oxygène (qui sert de comburant) dans une réaction chimique générant de la chaleur : la combustion.) en grande quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire, vecteur, nombre d’objets ou d’une autre manière de dénommer la valeur d’une collection ou un groupe de choses.), qui leur fournit une grande quantité d'énergie. Cela explique pourquoi les étoiles passent la plus grande partie de leur existence dans cette phase (Le mot phase peut avoir plusieurs significations, il employé dans plusieurs domaines et principalement en physique :) de combustion (La combustion est une réaction chimique exothermique (c’est-à-dire accompagnée d’une production d'énergie sous forme de chaleur ).) de l'hydrogène.

Au bout d'un temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le changement dans le monde.) dépendant de la masse de l'étoile, la quantité d'hydrogène dans le cœur de l'étoile finit par ne plus être suffisante pour entretenir un taux de réaction suffisamment élevé qui puisse contrebalancer l'effet de la gravitation (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.). Le cœur de l'étoile va alors se contracter. Lors de cette contraction, sa température va augmenter (comme n'importe quel gaz que l'on comprime) de même que sa densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la masse volumique d'un corps pris comme référence. Le corps de...). Quand la température atteint quelques 108 Kelvins, la fusion de l'hélium peut s'amorcer.

Fusion de l'hélium

C'est lorsque cette réaction démarre que la structure en couches d'une étoile se forme. En effet, la température au centre de l'étoile est telle que les couches externes au noyau sont suffisamment chaudes pour que puisse s'amorcer des réactions de fusion.

Deux réactions permettent la transformation d'hélium en éléments plus lourds :

{}^{4}_{2}{He} + {}^{4}_{2}{He} \lrarr {}^{8}_{4}{Be} + \gamma   (1)

{}^{8}_{4}{Be} + {}^{4}_{2}{He} \lrarr {}^{12}_{6}{C} + \gamma   (2)

La réaction (2) a posé un problème à première vue (La vue est le sens qui permet d'observer et d'analyser l'environnement par la réception et l'interprétation des rayonnements lumineux.) insoluble. En effet on trouve une grande quantité de carbone 12C dans l'univers. Mais des calculs théoriques ont montré que le bérylium 8Be avait une demi-vie de l'ordre de 10-16 secondes. Cela signifie qu'il est hautement improbable que l'on puisse fabriquer du 12C en quantités importantes à partir du 8Be. Pour tenter de résoudre ce problème, Fred Hoyle avait suggéré que la réaction entre le 4He et le 8Be devait être en résonance (Lorsqu'on abandonne un système stable préalablement écarté de sa position d'équilibre, il y retourne, généralement à travers des oscillations propres. Celles-ci se produisent à la fréquence propre du système. Si le système n'est pas trop...) avec un niveau d'énergie inconnu du 12C. Si ce niveau résonnant existe, alors, la section efficace (Une section efficace est une grandeur physique correspondant à la probabilité d'interaction d'une particule pour une réaction donnée de la physique nucléaire ou de la physique des particules. L'unité...) de la réaction numéro 2 sera considérablement augmentée, la rendant par la même possible. Quelques années après cette prédiction, des mesures en laboratoire ont montré qu'effectivement, cet état excité existait. Ce carbone disponible va pouvoir réagir lui aussi avec les atomes d'hélium présents selon la réaction suivante:

{}^{12}_{6}{C} + {}^{4}_{2}{He} \lrarr {}^{16}_{8}{O} + \gamma

À la fin de la phase de fusion de l'hélium, le cœur de l'étoile est donc composé majoritairement de carbone 12C et d'oxygène 16O. Comme pour la fin de la fusion de l'hydrogène, ce qui se passe ensuite ne dépend que de la masse de l'étoile. Si celle-ci est suffisante, alors le cœur de l'étoile peut se contracter de nouveau. La température et la densité peuvent elles aussi augmenter, et atteindre des valeurs qui permettent successivement les fusions du carbone et du néon.

Fusions du carbone et du néon

La fusion du carbone s'amorce quand la température au cœur de l'étoile dépasse le milliard (Un milliard (1 000 000 000) est l'entier naturel qui suit neuf cent quatre-vingt-dix-neuf millions neuf cent quatre-vingt-dix-neuf mille neuf cent quatre-vingt-dix-neuf (999 999 999) et...) de kelvins. Trois réactions principales se produisent, pouvant former du sodium, du néon ou du magnésium-23[5] :

  1. {}^{12}_{6}{C} + {}^{12}_{6}{C} \lrarr {}^{23}_{11}{Na} + p

  2. {}^{12}_{6}{C} + {}^{12}_{6}{C} \lrarr {}^{20}_{10}{Ne} + \alpha

  3. {}^{12}_{6}{C} + {}^{12}_{6}{C} \lrarr {}^{23}_{12}{Mg} + n

Si la température du cœur de l'étoile reste proche du milliard de degré (Le mot degré a plusieurs significations, il est notamment employé dans les domaines suivants :), les deux premières réactions sont favorisées. Si au contraire, elle s'élève au dessus de 1,1×109 Kelvins, alors, c'est la 3e réaction qui est prédominante. Et de même, quand le carbone vient à manquer, le cœur se contracte, la température s'élève. Lorsque celle ci dépasse 1,2×109, les atomes de néon ont suffisamment d'énergie pour que leur fusion ait lieu. Deux réactions principales ont lieu qui peuvent produire de l'oxygène ou du magnésium-24[6] :

  1. {}^{20}_{10}{Ne} + \gamma \lrarr {}^{16}_{8}{O} + \alpha

  2. {}^{20}_{10}{Ne} + \alpha \lrarr {}^{24}_{12}{Mg} + \gamma

La phase suivante fait intervenir cette fois les atomes d'oxygène.

Fusion de l'oxygène

La dernière contraction du cœur de l'étoile a conduit celui-ci à atteindre une température de plus de 2 milliards de kelvins. À cette température, les atomes d'oxygène fusionnent, et trois principales réactions ont lieu, produisant le phosphore (31P), et deux isotopes du silicium (28Si et 31Si) :

  1. 16O + 16O ↔ 31P + p
  2. 16O + 16O ↔ 28Si + α
  3. 16O + 16O ↔ 31Si + n

Les particules alpha, les neutrons et les protons libérés lors de ces trois réactions ont suffisamment d'énergie pour participer à la synthèse d'autres éléments. On va donc voir apparaître lors de cette phase un grand nombre (La notion de nombre en linguistique est traitée à l’article « Nombre grammatical ».) d'éléments, tels que le chlore (Le chlore est un élément chimique de la famille des halogènes, de symbole Cl, et de numéro atomique 17.), l'argon, le potassium, le calcium, le titane, etc.

Une fois l'oxygène épuisé, se termine la dernière phase de fusion d'éléments au cœur de l'étoile : la fusion du silicium.

Fusion du silicium

Nous sommes là dans les tous derniers instants de la vie d'une étoile. Comme on peut le voir au tableau (Tableau peut avoir plusieurs sens suivant le contexte employé :) Temps de fusion , l'étoile n'a plus que quelques heures (L'heure est une unité de mesure  :) à vivre. Le cœur s'est à nouveau contracté, et cette fois ci, la température atteint près de 3 milliards de kelvins. Les atomes de silicium sont brisés par les photons (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction électromagnétique. Autrement dit, lorsque deux particules chargées électriquement interagissent, cette interaction se traduit d'un...) gamma présents, et libèrent des neutrons, des protons et des particules α qui vont interagir avec les atomes de 28Si présents pour former tous les éléments jusqu'au fer.

Lorsque la quantité de fer est trop importante dans le cœur, et la quantité de silicium trop faible pour soutenir la pression de radiation (La pression de radiation est la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement électromagnétique. Cet effet fut déduit théoriquement par James Maxwell en 1871 et fut détecté expérimentalement par Pyotr Lebedev en 1900...) produite par la fusion, l'étoile est à la toute fin de sa vie.

Nucléosynthèse explosive

En effet, la fusion du fer est endothermique, ce qui signifie que la fusion du fer va prendre de l'énergie au milieu, et non pas en fournir. Très vite (quelques secondes selon la masse de l'étoile), la gravitation va l'emporter, et le cœur va s'effondrer sur lui même. La production d'énergie chute brutalement, et l'étoile n'est plus soutenue par la pression (La pression est une notion physique fondamentale. On peut la voir comme une force rapportée à la surface sur laquelle elle s'applique.) de radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se produire par rayonnement électromagnétique (par exemple : infrarouge) ou par...). Toute l'étoile s'effondre alors sur elle-même en implosant. La densité du cœur augmente, jusqu'à atteindre la densité des noyaux atomiques. Dès lors, elle ne peut plus augmenter. La matière (La matière est la substance qui compose tout corps ayant une réalité tangible. Ses trois états les plus communs sont l'état solide,...) qui arrive sur ce cœur lui rebondit dessus. Une onde de choc (Une onde de choc est un type d'onde, mécanique ou d'une autre nature, associé à l'idée d'une transition brutale. Elle peut prendre la forme d'une vague de haute pression, et elle...) balaie alors l'étoile, du centre vers les couches externes et rallume la fusion dans ces mêmes couches.

C'est lors de cette explosion (Une explosion est la transformation rapide d'une matière en une autre matière ayant un volume plus grand, généralement sous forme de gaz. Plus cette transformation s'effectue rapidement, plus la...) que tous les éléments plus lourds que le fer sont synthétisés selon deux processus, le processus R (Le processus R (avec R pour rapide) est un processus de nucléosynthèse qui consiste en la capture de neutrons par des noyaux atomiques à haute température et à grande densité...) et le processus S (Le processus S (avec S pour slow, lent en anglais) est un processus de nucléosynthèse de capture de neutrons par des noyaux atomiques qui permet ainsi de produire des éléments lourds à partir d'éléments plus légers. Il se...). L'énergie cinétique (L'énergie cinétique (aussi appelée dans les anciens écrits vis viva, ou force vive) est l’énergie que possède un corps du fait de son mouvement. L’énergie cinétique d’un...) de la périphérie (Le mot périphérie vient du grec peripheria qui signifie circonférence. Plus généralement la périphérie désigne une limite éloignée...) du noyau effondré s'accroît brutalement, de façon désordonnée autour (Autour est le nom que la nomenclature aviaire en langue française (mise à jour) donne à 31 espèces d'oiseaux qui, soit appartiennent au genre Accipiter, soit constituent les 5 genres...) du noyau central ce qui conduit à de très nombreuses collisions produisant une quantité colossale d'énergie, l'étoile devient supernova qui va éjecter violemment dans l'univers, sous l'effet de l'onde (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation réversible des propriétés physiques locales. Elle...) de choc (Dès que deux entitées interagissent de manière violente, on dit qu'il y a choc, que ce soit de civilisation ou de particules de hautes énergies.), les éléments lourds que l'étoile a synthétisée ; durant cet effondrement, de nombreuses autres réactions de fusion et de fission partielle vont se produire et former les isotopes les plus lourds (comme le plomb (Le plomb est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole Pb et de numéro atomique 82. Le mot et le symbole viennent du latin plumbum.), l'or, le platine, l'uranium (L'uranium est un élément chimique de symbole U et de numéro atomique 92. C'est un élément naturel assez fréquent : plus abondant que l'argent, autant que le...), etc.) immédiatement avant d'être propulsés hors de l'étoile sous l'effet de l'onde de choc centrifuge. La masse totale de l'étoile joue (La joue est la partie du visage qui recouvre la cavité buccale, fermée par les mâchoires. On appelle aussi joue le muscle qui sert principalement à ouvrir et fermer la bouche et à...) un rôle critique dans la nature des éléments formés, à cause de la quantité de neutrons nécessaire à ces fusions et produits par les désintégrations secondaires.

Tableau récapitulatif des durées de fusion

Étoile de 0,3 masse solaire (En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les étoiles ou les autres objets massifs. Elle est égale à la masse de notre Soleil. Son symbole et sa valeur sont :) Étoile de 1 masse solaire Étoile de 25 masses solaires
fusion de l'hydrogène 800 milliards d'années 10 milliards d'années 7 millions d'années
fusion de l'hélium S'arrête avant d'atteindre ce stade (Un stade (du grec ancien στ?διον stadion, du verbe ?στημι istêmi, « se tenir droit et ferme ») est un équipement sportif.) 500 000 ans
fusion du carbone S'arrête avant d'atteindre ce stade 200 ans
fusion du néon 1 an
fusion de l'oxygène 5 mois (Le mois (Du lat. mensis «mois», et anciennement au plur. «menstrues») est une période de temps arbitraire.)
fusion du silicium 1 jour (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la période entre deux nuits, pendant laquelle les rayons du Soleil éclairent le...)
Source: Wikipédia publiée sous licence CC-BY-SA 3.0.

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