Synthèse des noyaux

Les étoiles se forment à partir d’un nuage de matière composé principalement d’hydrogène. Ce nuage se contracte sous l’effet de l’attraction due à la gravitation. L’effondrement gravitationnel du nuage (appelé proto-solaire) échauffe le milieu jusqu’à ce que les premières réactions puissent « s’allumer », celles qui vont transformer de l’hydrogène en hélium.

C’est ce que fait le soleil depuis 4,5 milliards d’années et pour encore à peu près le même temps. Ces réactions de fusion libèrent de l’énergie, dont une partie rayonne sous forme de lumière et de chaleur. La pression de ces rayonnements empêche l’étoile de se contracter davantage.

Lorsque le combustible hydrogène est épuisé, plus rien ne s’oppose à un nouvel effondrement gravitationnel. La température va s’élever encore plus jusqu’à ce que s’allume la réaction suivante et ainsi de suite jusqu’à la production de fer (Fer-56), au voisinage immédiat du nickel (Nickel-62), le nucléide qui possède la plus grande stabilité. Les réactions de fusion ultimes qui aboutissent au fer ne peuvent se produire qu’au cœur d'étoiles beaucoup plus grosses que le soleil.

Au-delà du fer, la nature a recours à un autre mécanisme pour synthétiser les noyaux les plus lourds - or, argent, plomb, uranium - que nous connaissons. Ce mécanisme survient lors de la dernière étape de la vie de très grosses étoiles, qui se termine par une explosion. L’étoile devient très brillante : une supernova.

L’explosion ensemence l'espace galactique de poussières d'étoiles, contenant des noyaux lourds. Beaucoup plus tard, ces poussières se condenseront avec le gaz interstellaire pour former de nouveaux systèmes solaires et en particulier des planètes solides, comme notre bonne vieille Terre.

Sujets voisins : Carte des noyaux, Les forces dans le noyau, Mécanismes de la radioactivité