Un peu de physique...

Poussières d'étoiles (la nucléosynthèse)

On connaît les trois questions qui se posent à notre communauté de mammifères bipèdes à tendance autodestructrice : qui sommes-nous, d'où venons-nous, où allons-nous ? Personne n'a jamais trouvé de réponse totalement satisfaisante mais l'astrophysique peut, en tout cas, apporter des éléments de réponse à la seconde de ces questions.

Nous sommes faits de molécules plus ou moins complexes (plutôt plus que moins d'ailleurs) et ces molécules sont faites d'atomes. Ces atomes ne sont pas apparus spontanément lors de notre naissance. Ils n'ont pas non plus été forgés ex-nihilo lors de notre conception par nos parents. Ils préexistaient dans le corps de nos parents... Et de la même façon ils n'ont pas été forgés lors de la conception de nos parents, ni de nos grands-parents, ni même de nos ancêtres... Ils préexistaient à toute notre lignée, et même à l'espèce humaine, et même à l'apparition de la vie sur Terre. Tout ce qui s'est passé depuis (à l'exception des réactions de fission radioactives qui n'ont jamais cessé au coeur de notre planète mais qui ne concernent qu'une infime fraction de la matière qu'elle contient) n'est que le fruit d'un incessant jeu de meccano chimique puis biologique qui ne cesse d'assembler puis de réassembler l'extraordinaire variété d'atomes qui composent notre planète.

D'où viennent ces atomes ? De l'espace. Du disque proto-stellaire à partir duquel s'est formé notre Terre, des innombrables astéroïdes et météorites qui l'ont percutée et ensemencée d'atomes et de molécules forgées dans l'espace. C'est Carl Sagan qui disait (une formule popularisée par le titre d'un livre d'Hubert Reeves) : nous sommes tous des poussières d'étoile.

Mais alors... faut-il remonter au Big-bang pour trouver la trace de la matière primordiale ?

Nucléosynthèse primordiale

En un sens, oui... tous les électrons, les protons et les neutrons dont sont composés ces atomes ont été créés peu près le Big-bang. Mais comment se sont-ils assemblés pour former les atomes qui nous constituent ? Le modèle standard de la cosmologie donne un premier élément de réponse. Une réponse connue depuis 1948 quand George Gamow et Ralph Alpher ont démontré que 3 minutes après le Big-bang la température de l'Univers est descendue en-dessous d'un seuil qui a permis la formation de noyaux d'hydrogène, de deutérium, d'hélium et d'une infime quantité de Lithium. Sauf que cette phase à laquelle on a donné le nom de nucléosynthèse primordiale s'est arrêtée au bout de 20 minutes en laissant l'Univers rempli d'un gaz composé à 75% d'hydrogène et à 25% d'hélium.

Nucléosynthèse stellaire

75% d'hydrogène, 25% d'hélium, un pouïème de Lithium, des traces de deutérium... On est loin du compte. D'où viennent les autres atomes ?

La réponse à émergé progressivement. C'est le physicien Jean Perrin qui a, le premier, émis l'hypothèse que l'énergie qui alimente les étoiles provenait du noyau des atomes. Arthur Eddington puis Hans Bethe ont approfondi cette idée. Hans Bethe a montré à la fin des années 1930 que la réaction nucléaire la mieux appropriée à cet effet était la réaction de fusion de quatre noyaux d'hydrogène pour former de l'hélium. On ne l'a pas été cru sur parole... Comment expliquer que cette réaction puisse intervenir compte tenu de la force de répulsion coulombienne des noyaux d'hydrogène entre eux ? C'est George Gamow, encore lui, qui a trouvé la clef de l'énigme grâce à ses travaux sur l'effet tunnel. Hans Bethe a ensuite détaillé les deux modes de fusion de l'hydrogène : le mode pp et le mode CNO. Dans le mode pp, il y a d'abord production de deutérium puis d'hélium 3, un isotope de l'hélium. Le mode CNO requiert la présence de carbone, d'oxygène et d'azote à titre de catalyseur ainsi qu'une température plus élevée. Enfin, en 1957, Fred Hoyle, Margaret et Geoffrey Burbridge et William Fowler ont publié un article qui est resté dans les annales et qui affirme que tous les éléments chimiques jusqu'à l'uranium et à l'exception de l'hydrogène, de l'hélium et du lithium ont été forgés dans les étoiles. Cet article a jeté les bases de ce que l'on appelle aujourd'hui la nucléosynthèse stellaire.

Energie de liaison

L'affaire est donc entendue... Tous les éléments en dehors de l'hydrogène, de l'hélium et du lithium sont créés lors de la nucléosynthèse stellaire (pour l'hélium, ce n'est vrai qu'en partie puisque de l'hélium est produit lors de la première séquence de fusion). Mais tous ne sont pas produits de la même façon. La première catégorie d'éléments est constituée par tous ceux (à quelques exceptions près, comme le lithium, le béryllium et le bore) qui, dans le tableau périodique de Mendeleïev, ont un numéro atomique inférieur à 28 (Nickel). Tous ces éléments présentent en effet la particularité d'avoir une énergie de liaison par nucléon croissante. Ceci signifie que la fusion de l'un de ces éléments à partir d'éléments de numéro atomique inférieur dégage de l'énergie. La masse du noyau produit par la fusion est inférieure à la masse des éléments qui le constituent, ce qui permet de libérer une énergie énorme (E=mc2). C'est la pression générée par ce dégagement d'énergie qui permet de supporter le poids énorme des étoiles.

Figure ci-dessus : énergie de liaison par nucléon. Le point de référence est donné par le noyau d'hydrogène. Si on prend le noyau d'oxygène, par exemple, qui comporte 16 nucléons (8 protons et 8 neutrons), son énergie de liaison est égale à 16x8 =128 MeV. Autrement dit, le noyau d'oxygène « pèse » 128 MeV de moins que ses 16 nucléons lorsqu'ils sont indépendants les uns des autres (E = mc2).

Pour que cette réaction de fusion se produise, il faut en effet vaincre la barrière de potentiel coulombien des protons et donc créer les conditions de confinement nécessaires (les forces d'interaction nucléaire responsables de la fusion ont une portée inférieure à 10-15 m). Ceci explique les températures très élevées qui sont nécessaires, températures d'autant plus élevées que le nombre de protons est important.

On voit sur le tableau qui donne les énergies de liaison par nucléon pour les différents éléments chimiques que le caractère exothermique des réactions de fusion persiste tant que l'on n'a pas atteint le stade du fer ou du nickel. Le fer et le nickel sont produits à trois milliards de degrés à partir du silicium. Ce sont les noyaux les plus stables qui puissent exister. L'escalade des fusions s'arrête donc à ce stade. L'énergie de liaison par nucléon d'éléments chimiques plus lourds étant moins élevée que celle du fer ou du nickel, la production de ces éléments à partir du fer ou du nickel requerrait un apport d'énergie, ce qui conduirait à refroidir le coeur de l'étoile. Le processus inverse de celui qui assure la stabilité de l'étoile !

Reste à comprendre comment ces éléments sont dispersés dans l'Univers...

Une partie de ces éléments est brassée au sein des étoiles et remonte à la surface du fait des mouvements de convexion. Elle est alors expulsée lors des violentes explosions qui peuvent survenir à la fin de vie d'une étoile massive, à moins qu'elle ne soit dispersée par le vent stellaire puissant qui souffle les couches externes des géantes rouges. On peut d'ailleurs noter que certains de ces éléments plus léger que le fer peuvent être créés et projetés dans l'espace lors de l'explosion de naines blanches.

Nucléosynthèse explosive

La fusion du fer est endothermique, elle absorbe de l'énergie au lieu d'en émettre. Lorsqu'un noyau constitué de fer (ou de nickel) s'effondre, le processus s'emballe très rapidement. En quelques secondes l'équilibre est rompu entre force gravitationnelle et pression radiative. Le coeur implose. Sa densité grimpe en flèche, jusqu'à atteindre celle présente dans les noyaux atomiques : il y a neutronisation du noyau. La matière qui continue de tomber à des milliers de km/s sur ce noyau hyperdense rebondit et produit une onde de choc titanesque qui balaie les couches externes de l'étoile et déclenche des réactions de fusion en chaîne dans ces couches.

C'est lors de cette explosion colossale que des éléments plus lourds que le fer sont synthétisés. Deux processus sont à l'oeuvre : le processus r (addition rapide de neutrons) et le processus rp (addition rapide de protons). Les réactions de fusion qui se produisent en quantité libèrent en effet un nombre considérable de neutrons et de protons à très haute énergie. Ceux-ci s'insèrent dans les noyaux présents dans le front de l'onde de choc. Les noyaux formés au hasard de ces captures sont rarement stables mais ils se stabilisent rapidement par radioactivité.

Le même processus est à l'oeuvre lors de la fusion d'étoiles à neutrons (on parle de kilonova). On estime que certains éléments tels que l'or, le platine, le bismuth ou l'uranium ne peuvent provenir que de ce type d'événements (qui en produit d'un coup l'équivalent de plusieurs masses terrestres). Le dispositif de détection des ondes gravitationnelles Ligo a détecté la première collision d'étoiles à neutrons le 17 août 2017. Cet événement a pu être suivi en direct par des dizaines de télescope opérant dans toutes les bandes de fréquence sur Terre et depuis l'espace.

Il existe un mode de production plus douce d'éléments plus lourds que le fer : c'est le processus s de capture lente de neutrons qui est à l'oeuvre au sein des géantes rouges.

 

Index