Nucléosynthèse

A.1948-1

Les étoiles naissent au sein de régions où la densité des gaz interstellaires est plus grande. Ces gaz se contractent alors sous l’effet de la gravité. Cette contraction entraine un réchauffement qui finit par amorcer des réactions de fusion nucléaire au centre du nuage interstellaire. L’étoile est née.

Après la guerre, Georges Gamow reprend son enseignement à l’université Georges Washington. L’astrophysique nucléaire devient sa grande affaire, car il est persuadé qu’une meilleure compréhension des noyaux permettrait de mieux comprendre l’histoire et l’évolution de la matière. Avec l’un de ses étudiants, Ralph Alpher, ils s’attaquent en pionniers au problème de l’origine des éléments chimiques. Comment se sont formés les atomes d’hélium, de carbone, d’oxygène, de soufre, de fer, de potassium, d’ ? Gamow émet l’hypothèse qu’ils ont tous été produits durant les premières phases, très chaudes, de l’univers en expansion. Il y avait alors les protons, mais aussi les neutrons, les électrons et les photons, tous très agités, filant dans tous les sens et se percutant régulièrement. Mais du fait de l’expansion, et du qu’elle induisait, ces particules perdaient rapidement de l’énergie. Après quelques secondes, les photons, dont l’énergie était jusque là suffisante pour qu’ils brisent systématiquement l’union d’un proton avec un neutron, devinrent trop « mous » pour y parvenir : les noyaux de deutérium, assemblages d’un proton et d’un neutron, commencèrent donc à se former sans être aussitôt détruits par l’impact d’un photon. Dès leur apparition, ces noyaux de deutérium agglutinèrent à leur tour un neutron et un proton. Se formèrent ainsi des noyaux d’hélium. Les mariages de cette sorte allèrent bon train, permettant de former, par captures successives de neutrons, les divers noyaux qui existent aujourd’hui.

En 1948, Georges Gamow et Ralph Alpher sont prêts à publier leurs conclusions sur l’origine des éléments chimiques. Mais avant d’adresser leur article à la Physical Review, le malicieux Gamow ajoute à la liste des signataires le nom de Hans Bethe, qui fut le premier physicien à comprendre comment les étoiles produisent leur énergie, mais sans lui demander son avis. Bethe n’a nullement collaboré, mais c’est pour le simple plaisir esthétique d’évoquer les trois premières lettres de l’alphabet grec (Alpher, Bethe, Gamow pour alpha, bêta, gamma). Gamow tente aussi, mais en vain, de convaincre un autre collègue, Robert Herman, d’être cosignataire de l’article à condition bien sûr de changer son nom en… Delter (pour delta). Comme de bien entendu, cet article, qui demeurera célèbre sous le nom de « papier α β γ », sera daté du 1er avril.

L’hypothèse, révolutionnaire, de Gamow devra toutefois être corrigée ultérieurement : seuls les noyaux les plus légers, comme l’hydrogène, le deutérium ou l’hélium, ont pu se former dans l’univers primordial selon le processus envisagé par Gamow. Car après trois minutes, le contenu de l’univers était tellement « dilué » par son expansion que les noyaux et les neutrons, trop éloignés les uns des autres, n’avaient plus la possibilité de se rencontrer, de s’agglutiner et de former des noyaux plus gros comme le carbone ou l’oxygène : plus de rencontres, plus de mariages, donc arrêt des réactions nucléaires. Les noyaux plus lourds n’ont donc pu apparaître que bien plus tard, des millions d’années après, certains (jusqu’aux noyaux de fer) dans les étoiles, les autres (jusqu’aux noyaux d’uranium) au cours d’explosions d’étoiles.

Reste que Gamow et ses collaborateurs sont sur la bonne voie. Leur travail est d’ailleurs considéré comme le véritable lancement de l’actuelle théorie du « big bang ». Dans la description de l’histoire de l’univers, Gamow introduit ainsi un nouveau paramètre-clé, la température, grâce auquel il va établir un trait d’union, révolutionnaire en soi, entre la cosmologie et la physique des particules, deux disciplines qui jusque-là ignoraient tout l’une de l’autre. Depuis, leur lien n’a cessé de se renforcer. On peut même considérer qu’elles se sont mariées en bonne et due forme le jour où, retravaillant les arguments de Gamow, les physiciens ont compris que toute collision violente de particules ne fait que reproduire les conditions physiques de l’univers primordial : plus l’énergie d’une collision est élevée, plus on remonte loin dans le passé. Car l’univers conserve en tous ses points la mémoire vive de ce qu’il a été dans sa phase primordiale, c’est-à-dire la possibilité d’y rejouer, en miniature, le scénario de ses premiers instants.

https://eduscol.education.fr/odysseum/georges-gamow-ou-le-joyeux-refus-des-ideologies

Les étoiles naissent au sein de régions où la densité des gaz interstellaires est plus grande. Ces gaz se contractent alors sous l’effet de la gravité. Cette contraction entraine un réchauffement qui finit par amorcer des réactions de fusion nucléaire au centre du nuage interstellaire. L’étoile est née. Une étoile est une boule de gaz en équilibre entre la gravité qui tend à la contracter  sur elle même et la pression exercée par les réactions très exothermiques qui s’y déroulent en son cœur. Consultez la figure 1 ci-dessous pour comprendre la structure d’une étoile, le soleil.

Fig. 1. Structure du soleil

 

Légende:

1 – Cœur de l’étoile, siège de la (du centre à 0,25 rayon solaire).

2 – Zone radiative (entre 0,25 et 0,7 rayon solaire).

3 – Zone convective (de 0,7 rayon solaire jusqu’à la surface visible).

4 – La photosphère (environ 400 km d’épaisseur)

5 – La chromosphère (environ 2000 km)

6 – La couronne solaire visible lors des éclipses totales

A – Parcours d’un photon depuis le noyau vers l’, très ralenti dans la zone radiative en raison de la densité de la matière.

B – Parcours d’un neutrino qui, interagissant très peu avec la matière, peut traverser l’étoile en ligne droite.

C – Compression due à la gravité.

D – Dilatation due à l’énergie produite au cœur de l’étoile.

 

Le cœur d’une étoile moyenne comme notre soleil est une zone très dense (de l’ordre de 150 000 kg/m3) et très chaude (15×106 K). Ces conditions permettent des réactions de fusion nucléaire qui transforme de l’hydrogène en hélium. En effet, les protons ayant la même charge électrique, se repoussent mutuellement. La densité du noyau de l’étoile leur permet d’acquérir suffisamment d’énergie cinétique pour qu’ils puissent fusionner.

Quatre atomes d’hydrogène fusionnent pour donner un d’hélium (contenant deux protons et deux neutrons) libérant au passage une grande quantité d’énergie.

La masse au repos de l’hélium produit est inférieure à la somme des masses au repos des deux protons et deux neutrons qui le constituent. C’est cette différence de masse qui est à l’origine de l’énorme quantité d’énergie de l’étoile, énergie qui peut être calculée à l’aide de la fameuse équation d’Einstein: E = mc2 où E représente l’énergie, m, la masse et c la célérité de la lumière.

Le soleil consomme environ 620 millions de tonnes d’hydrogène par seconde. Lorsque ce combustible va diminuer suffisamment pour ne plus entretenir les réactions de fusion, le cœur de l’étoile va se contracter. Cette contraction va entrainer une augmentation de sa densité et de sa température, qui va entrainer à son tour la dilatation de l’enveloppe de l’étoile. L’enveloppe étant moins dense, elle se refroidit, ce qui pour une étoile revient à émettre de la lumière dans le : le résultat est ce que l’on appelle une géante rouge. Le cœur est plus chaud et dense (10 kg / cm3 et 2×108 K), ces nouvelles conditions permettent d’amorcer de nouvelles réactions de fusion de l’hélium jusqu’alors impossible à cause de la répulsion des noyaux d’hélium. La fusion de l’hélium génère du carbone et de l’oxygène.

Le même processus recommence lorsque l’hélium commence également à manquer. Le nombre de réactions de fusion diminue et le cœur de l’étoile se contracte à nouveau, offrant de nouvelles conditions plus propices à des réactions de fusion avec des noyaux plus lourds. Ces réactions continuent jusqu’à la synthèse de fer (Z = 26), son noyau étant le plus stable (la fusion du fer est endothermique, c’est à dire qu’elle consomme plus d’énergie qu’elle n’en produit).

La structure du noyau de l’étoile est alors composée de couches successives des divers éléments produits durant cette nucléosynthèse.

Lorsque l’étoile a brûlé tout son combustible, les réactions de fusion ralentissent, la gravitation l’emporte alors et l’étoile s’effondre sur elle même en implosant. La densité du cœur atteint 100 millions de tonne par cm3, soit la densité des noyaux atomiques. Ne pouvant se comprimer d’avantage, la matière qui arrive de l’enveloppe rebondit en une explosion gigantesque, c’est la supernova.

L’onde de choc et la chaleur produite permettent alors de générer par nucléosynthèse tous les autres noyaux atomiques au delà du fer et jusqu’à l’uranium, essentiellement par de la capture de neutrons. Les noyaux dont le nombre de protons sont supérieurs à l’uranium (Z = 92) se désintègrent spontanément par des réactions de fission nucléaire.

https://www.elementschimiques.fr/?fr/decouverte/origine-de-la-matiere

 

La nucléosynthèse est la synthèse de noyaux atomiques par différentes réactions nucléaires (capture de neutrons ou de protonsfusion nucléairefission nucléairespallation), éventuellement suivies de désintégrations radioactives ou de fission spontanée1.

Tableau périodique indiquant l’origine cosmogénique de chaque élément dans le Système solaire. Légende :
En bleu : élément produit lors de la nucléosynthèse primordiale.
En vert : élément produit par les étoiles de faibles masses en fin de vie.
En jaune : élément produit lors de l’explosion d’étoiles massives (supernovas à effondrement de cœur).
En gris foncé : élément produit par la technologie humaine (sur Terre).
En rose : élément produit par spallation cosmique.
En violet : élément produit lors de la fusion d’étoiles à neutrons.
En gris clair : élément produit lors de l’explosion de naines blanches (supernovas thermonucléaires).

Quatre périodes, lieux et mécanismes de nucléosynthèse sont à distinguer :

  • la nucléosynthèse primordiale s’est manifestée à l’échelle de l’Univers tout entier, durant les premières dizaines de minutes suivant le Big Bang2. Elle est responsable de la formation des noyaux légers, principalement l’hélium 4, mais également le deutérium, une petite partie du lithium et des traces de béryllium. Aucun élément plus lourd n’a été créé durant cette période ;
  • la nucléosynthèse stellaire a lieu dans les étoiles et se déroule en deux temps3 :
    • durant la majeure partie de leur existence, les étoiles synthétisent essentiellement de l’hélium, dans la séquence principale,
    • sur la fin de leur existence, les étoiles synthétisent de plus la plupart des éléments entre le lithium et le fer (par différents processus de fusion nucléaire), puis une partie des éléments plus lourds que le fer (processus s), notamment relevant du pic du fer ;
  • la nucléosynthèse explosive intervient finalement pour les seules étoiles massives : différents processus (processus rp et rp) produisent les autres éléments plus lourds que le fer, ainsi que des isotopes non produits par le processus s. Une proportion importante des isotopes lourds est en fait produite significativement par les deux derniers stades de nucléosynthèse ;
  • la spallation cosmique, ou nucléosynthèse interstellaire, produit quelques éléments légers tels que le lithium, le béryllium et le bore, par bombardement de la matière par des rayons cosmiques.

Les théories de la nucléosynthèse sont testées en calculant les abondances des éléments et de leurs isotopes, et en les comparant avec les mesures effectuées par observation spectroscopique.

https://fr.wikipedia.org/wiki/Nucl%C3%A9osynth%C3%A8se

http://archivesgamma.fr/2022/03/20/etoile