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La synthèse des noyaux



Nucléosynthèse primordiale et stellaire

L’Univers n’a pas toujours existé, il est né il y a un peu de plus de 13 milliards d’années. Au début de l’Univers les atomes n’existaient pas. « Nucléosynthèse » est le terme utilisé pour appelé les processus de synthèse des éléments chimiques dans l’Univers. Il existe principalement deux types de nucléosynthèses : la nucléosynthèse primordiale et la nucléosynthèse stellaire.

Nébuleuse d'Orion
Nébuleuse d’Orion M42, visible en hiver avec des jumelles. Il s’agit d’un nuage de gaz dans l’espace éclairé par la lumière de plusieurs étoiles. La couleur rouge est due à la présence d’hydrogène et d’azote, la couleur bleue à la présence d’oxygène.
F. Boulay

Nucléosynthèse primordiale



La synthèse des éléments chimiques se produisant au tout début de l’Univers, quelques minutes après le Big Bang il y a 13,8 milliards d’années, est appelée « nucléosynthèse primordiale ». Les calculs et les observations, en particulier les mesures des abondances des éléments chimiques sur de vieilles étoiles de plus de 12 milliards d’années, montrent que l’Univers à sa naissance était composé essentiellement d’atomes d’hydrogène (dont le noyau contient 1 proton) et d’hélium (dont le noyau contient 2 protons). Il y avait approximativement 75 % en masse d’hydrogène et 25 % d’hélium. Cet accord entre théorie et observation constitue une des preuves en faveur du modèle du Big Bang. Il n’y avait donc pas d’autres éléments chimiques, pas d’oxygène par exemple, juste de l’hydrogène, de l’hélium et quelques traces d’éléments chimiques très légers (lithium, béryllium). Aujourd’hui, les recherches sur la nucléosynthèse primordiale se concentrent sur l’énigme de l’abondance du lithium 7, voir par exemple les travaux du Groupe d’Astrophysique Nucléaire du GANIL.

Aujourd’hui on trouve sur Terre plus de 250 sortes d’atomes différents dont le noyau contient un nombre de protons inférieur à 92 et un nombre de neutrons inférieur à 146. Un second processus de synthèse des éléments chimiques a nécessairement suivi la nucléosynthèse primordiale. Un processus appelé « nucléosynthèse stellaire » est en fait constamment à l’œuvre partout dans l’Univers et on lui doit en particulier l’émergence de la vie dans notre système solaire (vieux de 4,6 milliards d’années « seulement ») grâce à la synthèse d’éléments chimiques tels que l’oxygène, le carbone ou encore l’azote.

Nucléosynthèse stellaire



Après plusieurs décennies de recherches, les chercheurs ont compris que de nombreux éléments chimiques ont été formés dans le cœur des étoiles et un peu dans les milieux interstellaires (entre les étoiles). Pour arriver à cette conclusion, il leur a fallu comprendre comment des éléments chimiques peuvent se transformer en d’autres éléments chimiques. Cela se passe au niveau du noyau des atomes. Il y a, bien sûr, la radioactivité, qui permet de transformer un élément chimique en un autre élément chimique, comme le potassium 40 en calcium 40 par exemple. Il y a surtout les réactions, dîtes de fusion nucléaire, qui permettent de combiner deux noyaux légers d’atomes pour former un nouveau noyau plus lourd. C’est la chaleur intense régnant dans le cœur des étoiles qui permet que ces réactions de fusion se produisent. C’est pourquoi l’on parle de réaction de fusion thermonucléaire. Notre étoile, le soleil, est le siège de telles réactions. La réaction de fusion la plus importante dans le soleil est appelée réaction pp1.

réaction_pp1
La réaction appelée "pp1".
GANIL

La réaction pp1



Le soleil est composé essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Le noyau de l’atome d’hydrogène est composé d’un seul proton. Dans le cœur du soleil, du fait de la température de 15 millions de degrés et de l’agitation thermique qu’il y règne, il se produit fréquemment des collisions entre deux protons qui fusionnent pour former un noyau d’atome d’hélium (composé de 2 protons). Ce noyau d’hélium 2 n’est pas stable, et il se dissocie quasi instantanément (en 10-21 seconde) en deux protons, peine perdue… Hans Bethe, un physicien américain né à Strasbourg et prix Nobel en 1967, proposa le premier en 1938 la réaction nucléaire expliquant l’origine de l’énergie produite par le soleil. Il montra qu’un peu de cet hélium 2 « virtuel » peut faire une radioactivité « bêta moins » et se transformer en un noyau stable de deutérium (il s’agit de l’isotope 2 de l’hydrogène, un noyau d’hydrogène contenant un proton et un neutron). Cette réaction de fusion / décroissance radioactive est appelée réaction pp1. Sa probabilité est très faible mais elle suffit à expliquer l’énergie générée par le soleil, la longévité du soleil, et l’évolution d’étoiles de masse comparable.

LES NUCLEOSYNTHESES : SUITE

F. de Oliveira (°°)