NUCLÉOSYNTHÈSE

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On appelle nucléosynthèse l'ensemble des processus nucléaires qui sont à l'origine de la composition chimique de la matière qui constitue l'Univers observable. On sait depuis le xixe siècle, grâce aux travaux du chimiste russe Dmitri Mendeleïev, que la matière observable est constituée d'environ quatre-vingt-dix éléments chimiques différents allant depuis le plus léger, l'hydrogène, dont le noyau est constitué d'un seul proton, jusqu'à l'uranium dont le noyau comprend 92 protons et 146 neutrons pour l'uranium 238 et 92 protons et 144 neutrons pour l'uranium 236 (ces deux isotopes de l'uranium ont la durée de vie la plus longue, respectivement de 4,5 . 109 ans et de 109 ans). Des éléments plus lourds que l'uranium peuvent ou ont pu exister dans la nature, comme le plutonium par exemple, mais leur durée de vie est si courte qu'ils ne peuvent être observés qu'au laboratoire. Les différents éléments chimiques que l'on peut trouver dans une roche terrestre, dans le spectre du Soleil, d'une étoile ou d'une galaxie, représentent chacun des fractions très variables de l'échantillon considéré : certains éléments comme l'hydrogène ou l'hélium, éléments les plus légers, se trouvent en très grande quantité dans l'ensemble de la matière observable à l'exception des roches des planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre et Mars) et des satellites des planètes. En effet, en raison de leur faible masse atomique, l'hydrogène et l'hélium ont pu s'échapper de ces astres, dont la masse n'est pas assez grande pour les retenir par effet de gravité. D'autres éléments au contraire sont extrêmement rares : l'or par exemple est dix mille fois moins abondant que le fer ! La figure montre la courbe des abondances « universelles » qui fournit une très bonne approximation de la composition chimique de la matière observable dans l'Univers. On remarque en effet que la plupart des étoiles constituant le disque des galaxies comme la nôtre ont une composition très voisine de celle du Soleil et d'une grande partie du système solaire. À des exceptions notables près, comme les étoiles les plus âgées, qui sont aussi les moins enrichies en éléments lourds, les étoiles des régions externes des galaxies ou des galaxies de type irrégulier, également pauvres en éléments de ce type, ou encore le rayonnement cosmique qui est, lui, riche en éléments lourds, la courbe des abondances universelles déduite de la composition du système solaire et des étoiles proches du Soleil et de même type possède des caractéristiques que les processus de la nucléosynthèse doivent expliquer. On remarque en particulier la chute rapide de l'abondance des éléments quand on passe de l'hydrogène jusqu'aux éléments comme le calcium ou le scandium, puis la remontée autour du fer, ensuite la décroissance plus lente des abondances des éléments plus lourds, et enfin, l'abondance très faible des éléments légers comme le lithium, le béryllium et le bore.

Nucléosynthèse, J. Audouze

Vidéo : Nucléosynthèse, J. Audouze

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Abondance des éléments par rapport au silicium

Dessin : Abondance des éléments par rapport au silicium

Abondance des éléments par rapport au silicium. 

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Les processus de la nucléosynthèse se distinguent à la fois par la nature des mécanismes (ou réactions) nucléaires qu'ils font intervenir et par les sites dans lesquels ils se produisent. Dans cette présentation, nous évoquerons donc nécessairement les propriétés des différentes réactions nucléaires qui interviennent dans la nucléosynthèse, puis la façon dont celles-ci influent sur les sites où elles se produisent. On constatera en particulier qu'elles jouent un rôle prépondérant sur leur évolution.

Les processus de la nucléosynthèse

Une réaction nucléaire peut se décrire de façon tout à fait analogue à une réaction chimique avec cette différence qu'elle affecte les noyaux et non les atomes. Deux grandeurs physiques caractérisent toute réaction : la probabilité que celle-ci se produise (en fonction des paramètres physiques du milieu : température, densité, composition, etc.) et la chaleur ou énergie dégagée ou absorbée lorsque celle-ci a eu lieu. Les réactions nucléaires peuvent en effet être exothermiques (si elles libèrent de l'énergie) ou endothermiques (dans le cas contraire).

La probabilité d'une réaction nucléaire se mesure en termes de sections efficaces : la section efficace exprime le nombre de réactions qui se produisent par noyau cible et par unité de temps divisé par le flux de particules incidentes (un flux étant un nombre de particules mesuré par unité de surface et de temps, la section efficace ainsi définie a bien les dimensions d'une surface). L'énergie dégagée ou absorbée au cours de la réaction se calcule par application simple de la relation d'Einstein E = mc2. Soit une réaction A + B → C + D, si la masse des « enfants » C + D est inférieure à celle des « parents » A + B la réaction est exothermique et l'énergie libérée est égale à :

Dans le cas contraire la réaction est endothermique, il faut apporter une énergie minimale égale à :

appelée seuil de la réaction pour que celle-ci se produise effectivement.

Quatre types de réactions nucléaires interviennent dans la nucléosynthèse. Les deux premiers sont exothermiques et consistent en la fusion entre noyaux et l'absorption de neutrons par les noyaux lourds ; les deux autres sont endothermiques : ce sont les réactions de photodésintégration (comme on le verra dans la suite, ces réactions sont inverses des réactions précédentes) et les réactions de spallation.

Formation des éléments chimiques : processus

Diaporama : Formation des éléments chimiques : processus

Les quatre processus nucléosynthétiques intervenant dans la formation des éléments chimiques : en a, fusion de deux noyaux de carbone aboutissant à un noyau de magnésium avec émission d'énergie rayonnée par l'étoile (sous forme de photons) ; en b, transformation par absorption de... 

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Les réactions de fusion nucléaire

Les réactions de fusion nucléaire sont des réactions entre noyaux chargés positivement qui font passer de noyaux « parents » relativement légers à des noyaux « fils » plus lourds mais dont la masse totale est légèrement inférieure à celle de leurs parents. Par exemple, la masse d'un noyau d'hélium 4 est inférieure de 27 MeV à celle de la masse de quatre noyaux d'hydrogène. Un gramme d'hydrogène transformé en hélium dégage une énergie de 6,5 ( 1013 joules ou 2 ( 107 kWh, c'est-à-dire pourrait couvrir les besoins en électricité et gaz d'une famille de quatre personnes pendant mille à deux mille ans. Les différentes réactions de fusion qui interviennent pendant l'évolution des étoiles sont regroupées dans le tableau. Elles concernent la fusion de l'hydrogène, de l'hélium, du carbone et de l'oxygène. Comme on le voit, il s'agit de réactions entre noyaux chargés positivement, qui ont donc une tendance naturelle à se repousser. Il faut donc que le gaz de particules susceptibles de subir ces réactions de fusion soit suffisamment chaud pour que l'agitation thermique [...]

Processus

Tableau : Processus

Les quatre principaux processus nucléosynthétiques: leurs sites et les espèces chimiques qu'ils impliquent. 

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  • : directeur de recherche émérite CNRS, Institut d'astrophysique de Paris

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Pour citer l’article

Jean AUDOUZE, « NUCLÉOSYNTHÈSE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 01 décembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/nucleosynthese/