Nucléosynthèse stellaire - Définition et Explications

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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 (La mécanique quantique est la branche de la physique qui a pour but d'étudier et de...) et de la physique nucléaire (La physique nucléaire est la science qui étudie non seulement le noyau atomique en tant...) 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...), les astrophysiciens ont commencé à déterminer le composition chimique du Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile...) 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...) 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...) d'un atome (Un atome (du grec ατομος, atomos, « que l'on ne peut...) 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 (Le béryllium est un élément chimique de symbole Be et de numéro atomique 4....) et le bore (Le bore est un élément chimique de symbole B et de numéro atomique 5.) 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...) 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...) 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...). 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...) par la fusion nucléaire (La fusion nucléaire (dite parfois thermonucléaire) est, avec la fission, l’un des...) 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...).

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...) quantique qui donne la probabilité (La probabilité (du latin probabilitas) est une évaluation du caractère probable d'un...) que deux noyaux s'approchent suffisamment l'un de l'autre pour que la force nucléaire (La force nucléaire est une force qui s'exerce entre nucléons. Elle est responsable de la...) forte puisse surpasser la barrière coulombienne (En physique nucléaire, les réactions de radioactivité α, aussi bien que les réactions de...). Le facteur de Gamow fut ensuite utilisé par Robert Atkinson et Fritz Houtermans puis par Edward Teller (Edward (Ede) Teller (né le 15 janvier 1908 à Budapest et décédé...) 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 (Hans Albrecht Bethe (2 juillet 1906 à Strasbourg, Allemagne - 6 mars 2005...) 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...), est la principale source d'énergie dans les étoiles de faible masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un...) 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...) 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 d'un élément, le technétium (Le technétium est l'élément chimique de symbole Tc et de numéro atomique 43. Il...), 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...) 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 (du grec astro = astre et physiqui = physique) est une branche...). Le premier, signé par Alistair Cameron[1] est publié peu avant celui de Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, Fred Hoyle et William Fowler (William Alfred "Willy" Fowler (9 août 1911 à Pittsburgh, Pennsylvanie, États-Unis...)[2]. C'est dans ce second article qu'est présentée une théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer,...) complète de la nucléosynthèse stellaire (Dans le domaine de l'astrophysique, la nucléosynthèse stellaire est le terme qui désigne...). 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...) 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...) 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...) 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...) 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...).

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...) de gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et...) (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...) 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...) 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...) 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...) et d'un neutron (Le neutron est une particule subatomique de charge électrique totale nulle.) en deutérium (Le deutérium (symbole 2H ou D) est un isotope naturel de l'hydrogène. Il possède 1 proton et 1...). 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...) 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,...), oxygène (L’oxygène est un élément chimique de la famille des chalcogènes, de...) et azote (L'azote est un élément chimique de la famille des pnictogènes, de symbole N et de...) 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...) en grande quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire,...), 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...) de combustion (La combustion est une réaction chimique exothermique d'oxydoréduction. Lorsque la...) de l'hydrogène.

Au bout d'un temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le...) 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 le phénomène d'interaction physique qui cause l'attraction...). 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...). 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...) 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 (La résonance est un phénomène selon lequel certains systèmes physiques...) 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...) 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 (Le néon est un élément chimique, de symbole Ne et de numéro atomique 10.).

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...) de kelvins. Trois réactions principales se produisent, pouvant former du sodium (Le sodium est un élément chimique, de symbole Na et de numéro atomique 11. C'est un...), 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...), 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 (Le phosphore est un élément chimique de la famille des pnictogènes, de symbole P et...) (31P), et deux isotopes du silicium (Le silicium est un élément chimique de la famille des cristallogènes, de symbole Si...) (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...) d'éléments, tels que le chlore (Le chlore est un élément chimique de la famille des halogènes, de symbole Cl, et de...), l'argon (L’argon est un élément chimique, de symbole Ar et de numéro atomique 18.), le potassium (Le potassium est un élément chimique, de symbole K (latin : kalium, de...), le calcium (Le calcium est un élément chimique, de symbole Ca et de numéro atomique 20.), le titane (Le titane est un élément chimique métallique de symbole Ti et de numéro...), 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...) 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...) 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...) de radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se...). 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...) 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...) 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...) 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...) et le processus S (Le processus S (avec S pour slow, lent en anglais) est un processus de nucléosynthèse de capture...). L'énergie cinétique (L'énergie cinétique (aussi appelée dans les anciens écrits vis viva, ou force vive) est...) de la périphérie (Le mot périphérie vient du grec peripheria qui signifie circonférence. Plus...) 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...) du noyau central ce qui conduit à de très nombreuses collisions produisant une quantité colossale d'énergie, l'étoile devient supernova (Une supernova est l'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une...) 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...) de choc (Dès que deux entitées interagissent de manière violente, on dit qu'il y a choc, que ce soit de...), 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...), l'or, le platine (Le platine est un élément chimique de symbole Pt et de numéro atomique 78.), l'uranium (L'uranium est un élément chimique de symbole U et de numéro atomique 92. C'est un...), 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...) 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 (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une...) de 0,3 masse solaire (En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les...) 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...) 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...)
fusion du silicium 1 jour (Le jour ou la journée est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la...)
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