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Mis à jour
le 18/08/17
 Production des éléments
 
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Les éléments que l’on trouve dans la Nature ont des origines diverses. Il n’est pas possible de les comprendre tous par une même origine. Au contraire, les théories de formation de l’Univers, et d’évolution des étoiles, nous indiquent comment les diverses catégories d’éléments chimiques ont été produites. Nous allons considérer ces divers mécansimes.

La nucléosynthèse primordiale

L’Univers s’est formé à partir d’un état d’énergie à très haute température. Il était en expansion, ceci entraînant une baisse très rapide de la température et de la densité. Cette variation des conditions physiques avec le temps explique toute l’évolution future.

La baisse de température entraîne une baisse de l’énergie disponible ; or l’énergie d’un milieu conditionne la stabilité des assemblages qu’il contient : particules composites, noyaux atomiques, atomes, molécules. Ces quatre sortes d’édifices ont été citées dans l’ordre de l’énergie de liaison décroissante. Les particules composites (par exemple les protons formés de quarks) sont très fortement liées, il faut beaucoup d’énergie pour les détruire, donc elles sont stables à des températures élevées. Les noyaux atomiques sont liés un peu moins fortement, et donc stables dans des conditions plus calmes, de température inférieure. Pour qu’un noyau s’entoure de son cortège électronique, il faut des températures beaucoup plus basses. Et enfin, pour que des molécules résistent, les températures doivent être de l’ordre de celles favorables à la vie, puisque celle-ci est basée sur les molécules.

L’expansion de l’Univers provoquant une baisse de la température, depuis des valeurs très élevées, jusqu’à celles du milieu interstellaire, il est facile de comprendre que le contenu de l’Univers sera successivement composé de ces éléments, et dans cet ordre.

Les choses intéressantes (pour la nucléosynthèse) commencent lorsque les noyaux atomiques arrivent à se former. Mais la température est encore telle qu’ils se détruisent tout autant, par choc avec un autre. Puis, lorsqu’il fait un peu moins chaud, la création l’emporte sur la destruction (les chocs étant plus rares, et moins violents), et leur nombre augmente. Lorsque la température de l’Univers est du même ordre que celle qui règne aujourd’hui à l’intérieur des étoiles, la fusion de l’hydrogène est efficace. Mais la température baissant toujours, après un maximum de production, le taux de fusion diminue, et les réactions s’arrêtent. La nucléosynthèse ne dure donc qu’un temps.

On conçoit donc que ce mécanisme puisse former de l’hélium à partir de l’hydrogène, mais la brièveté de son action limite la quantité produite.

On conçoit tout aussi bien que les éléments plus lourds ne puissent pas être produits, tout simplement parce qu’ils se forment à partir de l’hélium à température plus élevée ! Lorsque la température était assez haute pour permettre leur formation, les matériaux nécessaires n’existaient pas encore…

Le carbone et l’oxygène se forment à 100 millions de degrés, à partir de l’hélium, qui n’est pas présent alors en quantités suffisantes. Les autres éléments plus lourds, se forment à des températures encore plus élevées, et à partir d’éléments plus lourds encore.

Ces réactions de nucléosynthèse, rythmées par l’expansion, expliquent très bien (en fonction de la vitesse d’expansion), la proportion d’hélium que l’on rencontre partout dans l’Univers (à peu près 1/4 d’hélium pour 3/4 d’hydrogène). On explique aussi une certaine quantité de deutérium (qui a été produit comme expliqué plus haut, mais n’a pas eu le temps de donner de l’hélium 3). Pareillement, on justifie la présence d’un peu d’hélium 3, et de lithium. Mais rien de plus…

Or il est bien évident (nous en sommes la preuve) qu’il existe bien d’autres éléments plus lourds dans l’Univers. Il faut donc trouver un autre mécanisme (plusieurs…) pour les expliquer.

La nucléosynthèse stellaire

Dans le cœur des étoiles, la température permet la fusion. S’élevant au cours de la contraction lors de la formation stellaire, la température atteint d’abord le seuil de fusion de l’hydrogène. Cette fusion arrête la contraction, et maintient un équilibre. Lorsque l’hydrogène est épuisé, la contraction reprend, entraînant une nouvelle augmentation de température, qui permet alors la fusion de l’hélium. Cette suite fusions-contractions se poursuit, jusqu’à produire du fer (s’arrêtant en chemin si la masse de l’étoile est trop faible). Si les fusions vont jusqu'au bout, l’étoile explose en supernova, et rejete dans le milieu interstellaire les éléments qu’elle a synthétisés. On comprend que ce sont les plus légers, jusqu’au fer (puisque la fusion augmente la masse des atomes). Si l’étoile est trop peu massive pour exploser, elle conserve en son sein tout ce qu’elle a produit. Il est alors évident, puisque les étoiles de grande masse sont les moins nombreuses, que cette production ne contribue que très peu aux éléments constituant le milieu interstellaire. Notons quand même que cette petite proportion constitue la métallicité des étoiles actuelles, et permet la fusion de l’hydrogène par le cycle CNO. Accessoirement, ces éléments constituent aussi les planètes et leurs habitants… Mais dans le milieu interstellaire, ils sont très fortement minoritaires. Ils sont aussi tous plus légers que le fer, donc n’expliquent absolument pas les éléments plus lourds.

La nucléosynthèse explosive

Pendant l’explosion des supernovæ, le cœur produit un énorme flux de neutrons, qui atteignent les couches externes de l’étoile. Ces neutrons heurtent les noyaux, et comme ils ne présentent pas de charge électrique, ils ne sont pas repoussés. Les noyaux les capturent par interaction forte. L’ajout d’un neutron à un noyau accroît sa masse, mais ne change pas son caractère : c’est un isotope du même élément. Mais ces noyaux se désintègrent par la réaction inverse. Le flux de neutrons étant très important, les noyaux produits ont souvent le temps de capturer un autre neutron avant de se désintégrer. Leur masse augmente donc. La grande vitesse à laquelle ceci se produit donne le nom de processus r à ce mécanisme (r pour rapid, en anglais… mais vous pouvez toujours rajouter un e final). Mais dans ce processus, la section efficace de capture est très faible pour les noyaux qui présentent un nombre magique de protons ou de neutrons. Lorsque le flux de neutrons se tarit, les noyaux instables commencent à se désintégrer, et vont donner ainsi naissance à des isotopes qui ne sont pas produits par un autre mécanisme. Les noyaux jusqu’à l’uranium sont ainsi expliqués, mais pas au-delà, car les plus lourds sont instables et se désintègrent. On appelle éléments r les éléments ainsi produits. Ils sont en général riches en neutrons, ce qui les distingue du processus s (voir plus loin).

La nucléosynthèse de la branche asymptotique

Dans la branche asymptotique, les étoiles sont en fin de vie. Le cœur d’hélium est déjà très contracté, inerte, et la fusion se poursuit dans une coquille assez externe. Cette fusion produit des neutrons, mais à un rythme bien plus faible que lors d’une explosion de supernova. Aussi, les noyaux instables produits pas capture d’un neutron ont-ils tout le temps de se désintégrer par radioactivité béta avant de capturer un nouveau neutron. C’est le processus s (s pour slow). Il donne en particulier l’ytrium, le strontium, le baryum, le lantane, le néodyme, le technétium

Le processus p

Le nom indique des noyaux riches en protons. La distribution de ces éléments est semblable à celle de ceux produits par les processus r et s. On en déduit qu’ils sont produits par réactions sur ces noyaux.

La spallation

(to spall, produire des éclats). Eclatement d’un noyau produit par l’impact d’un autre noyau. Ces réactions se produisent dans le milieu insterstellaire, sur les atomes qui le composent. Il produit les élément qui manquaient au tableau… de Mendéléev.

schéma : abondance des éléments chimiques

schéma : tableau de Mendéléev, avec provenance des éléments

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