Nucléosynthèse stellaire - Définition

Introduction

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 XX^e siècle, et l'avènement de la mécanique quantique et de la physique nucléaire, 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, les astrophysiciens ont commencé à déterminer la composition chimique du Soleil pour la comparer à ce qu'on connaissait à l'époque : la Terre et les météorites.

Une constatation simple s'est imposée : plus la masse atomique d'un atome est grande, moins il est présent dans la nature. Avec trois exceptions notables : le lithium, 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 avait eu un passé extrêmement chaud, George Gamow eut le premier l'idée (en 1942) que tous les éléments pouvaient avoir été formés au tout début de la vie de l'univers, lors du Big Bang. 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.

1957 : la percée théorique

Quasiment de manière simultanée, deux articles paraissent cette année-là, qui vont révolutionner l'astrophysique. Le premier, signé par Alistair Cameron est publié peu avant celui de Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle. C'est dans ce second article qu'est présentée une théorie complète de la nucléosynthèse stellaire. Cet article est devenu tellement célèbre qu'il est le plus souvent cité 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 un panorama complet de l'origine des éléments, depuis la fusion de l'hydrogène jusqu'à la production des éléments les plus lourds lors des supernovae.

Les avancées théoriques

En 1919, Jean Perrin puis Arthur Eddington, sur la base de mesures précises effectuées par F. W. Aston, furent les premiers à suggérer que les étoiles produisaient leur énergie par la fusion nucléaire de noyaux d'hydrogène en hélium.

En 1928, George Gamow dériva ce qui est maintenant appelé le facteur de Gamow ; une formule de mécanique quantique qui donne la probabilité que deux noyaux s'approchent suffisamment l'un de l'autre pour que la force nucléaire forte puisse surpasser la barrière coulombienne. Le facteur de Gamow fut ensuite utilisé par Robert Atkinson et Fritz Houtermans, puis par Edward Teller et Gamow lui-même, pour déduire la vitesse des réactions nucléaires aux températures élevées que l'on 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, est la principale source d'énergie dans les étoiles de faible masse comme le Soleil ou plus petites ;
• Le second, le cycle carbone-azote-oxygène 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, dont tous les isotopes sont radioactifs. De plus, la plus grande demi-vie 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.