NUCLÉOSYNTHÈSE

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Les sites de la nucléosynthèse

Pour que ces différents processus nucléosynthétiques se produisent, il faut évidemment que les conditions physiques qui leur sont nécessaires soient réunies.

Formation des éléments chimiques : diagrammes

Dessin : Formation des éléments chimiques : diagrammes

Juxtaposition du diagramme H-R et d'un diagramme de type Mendeleïev. Le rapprochement de ces deux diagrammes permet de situer schématiquement la formation des différents éléments chimiques. Par exemple, la transformation d'hydrogène en hélium se produit au début de la vie de l'étoile et... 

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Dans le cas des réactions de fusion, il faut que les gaz de particules susceptibles d'interagir soient suffisamment denses et surtout suffisamment chauds (T > 106 K) pour que celles-ci aient lieu.

Les réactions d'absorption de neutrons ne peuvent se produire que s'il y a des neutrons susceptibles d'être absorbés rapidement par les noyaux voisins. Comme les sources de neutrons sont le plus souvent des réactions de fusion, il faut donc des conditions physiques assez analogues aux précédentes pour que ces réactions se produisent. Il a déjà été mentionné que des températures supérieures à quelques milliards de degrés étaient nécessaires pour que les processus de photodésintégration se produisent. Enfin, seuls des flux de particules rapides comme le rayonnement cosmique galactique ou ceux qui sont produits lors des éruptions stellaires sont capables d'induire des réactions de spallation.

En conséquence, on ne connaît que trois sites principaux où la nucléosynthèse peut se produire ; il s'agit du gaz primordial, deux à trois minutes après l'explosion originelle, du rayonnement cosmique galactique interagissant avec le milieu interstellaire et du gaz constituant l'intérieur des étoiles. L'ordre de présentation de ces sites n'est pas indifférent puisque les deux premiers se sont produits, ou se produisent, à l'échelle de l'Univers tout entier ou de la Galaxie, alors que le dernier n'intervient que dans les astres plus limités en taille et en masse que sont les étoiles. D'autre part, c'est pendant l'explosion originelle que les éléments les plus légers, le deutérium (l'isotope lourd de l'hydrogène), l'hélium 3 et 4 et le lithium 7 sont nés ; les éléments suivants, lithium, béryllium, bore, viennent de l'interaction entre le rayonnement cosmique et le milieu interstellaire, alors que tous les éléments plus lourds sont synthétisés à l'intérieur des étoiles.

La nucléosynthèse primordiale

Pour expliquer le mouvement d'expansion de l'Univers marqué par le mouvement relatif des galaxies entre elles et le rayonnement fossile à 2,7 K, les cosmologistes imaginent que l'Univers est né il y a une quinzaine de milliards d'années d'une brutale explosion, le big bang. Selon les hypothèses les plus couramment retenues, l'Univers aurait atteint des températures bien supérieures à 1012 K et des densités bien supérieures à 108 g ( cm-3. Quelques dizaines de secondes après cette explosion, c'est-à-dire lorsque l'Univers avait une température de l'ordre de 1010 K, il était constitué de nucléons (neutrons, protons) et de leptons comme les électrons, les positrons et les neutrinos ; il existait un équilibre entre les neutrons et les protons régi par les interactions dites faibles (parce qu'elles font intervenir à la fois nucléons et leptons) :

(neutron + positron ⇆ proton + antineutrino),

(proton + électron ⇆ neutron + neutrino).

À des températures de l'ordre de 109 K, c'est-à-dire quand l'Univers était âgé de quelques minutes, ces équilibres ont cessé de se produire, et les neutrons ont donc commencé à subir leur désintégration : n → p + e- + ̄ν. C'est à ce moment-là que se situe la nucléosynthèse primordiale, à partir de la réaction d'absorption des neutrons par les protons : p + n → D + γ, et les réactions qui s'ensuivirent, responsables de la formation de l'hélium 3 et 4 et du lithium 7.

Processus

Tableau : Processus

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

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Cette nucléosynthèse primordiale, outre qu'elle fournit une explication particulièrement convaincante concernant la formation de ces éléments, constitue également un moyen d'imposer certaines conditions physiques sur cette phase originelle elle-même. On constate en particulier que la nucléosynthèse primordiale de D, 3He et 7Li implique une densité en nucléons de l'Univers beaucoup trop faible pour que celui-ci se contracte à nouveau. Cette nucléosynthèse prédit donc que l'expansion doit être continue (on dit alors que nous sommes dans un univers ouvert). D'autre part, la comparaison entre les abondances d'hélium calculées à partir des modèles et observées implique une limitation dans le nombre de familles de leptons susceptibles d'exister dans l'Univers. Les physiciens des particules ont mis en évidence trois types différents de leptons : l'électron, le muon et le tau. Les spécialistes de nucléosynthèse primordiale concluent qu'il ne peut y en avoir d'autre sinon l'accord existant entre la théorie et l'observation n'existerait plus. Les noyaux les plus légers seraient donc les résidus tangibles de l'explosion originelle.

L'interaction entre le rayonnement cosmique et le milieu interstellaire

Le rayonnement cosmique galactique est constitué de flux de particules très rapides vraisemblablement accélérés au voisinage des étoiles explosives comme les supernovae, ou très massives comme les étoiles de Wolf-Rayet. Ces particules traversent et bombardent le milieu interstellaire dans lequel elles subissent trois sorts possibles : elles s'échappent du disque galactique pour se perdre dans les halos galactiques ou les milieux intergalactiques, ou bien elles sont ralenties par interaction avec les électrons des atomes interstellaires qu'elles ionisent (c'est de cette façon que le gaz interstellaire se réchauffe) ; ou encore, elles produisent des réactions de spallation avec les noyaux interstellaires. C'est ainsi que, en comparant le rapport des éléments LiBeB/CNO (lithium, béryllium et bore sur carbone, azote et oxygène) dans le rayonnement cosmique (de l'ordre de 0,22) avec le même rapport dans le système solaire (environ 10-5), on se convainc facilement que ces éléments, particulièrement rares dans les étoiles et le système solaire, doivent être produits par ce type d'interaction. Cette estimation qui rend bien compte des abondances observées de 6Li, 9Be, 10B et 11B (et de 10 p. 100 du 7Li observé qui est synthétisé après l'explosion originelle ou dans certaines étoiles), permet également de calculer la quantité de matière interstellaire traversée en moyenne par le rayonnement cosmique. Celle-ci est de l'ordre de 6 g ( cm-2. La formation d'éléments radioactifs à longue durée de vie, comme 10Be (béryllium 10), permet d'estimer que le rayonnement cosmique effectue son parcours dans le milieu interstellaire en un temps de l'ordre de 107 ans, et que la densité moyenne du gaz interstellaire traversé est de l'ordre de 0,1 particule par centimètre cube.

La nucléosynthèse dans les étoiles

La nucléosynthèse dans les étoiles fait intervenir tous les processus nucléosynthétiques à l'exception des réactions de spallation qui n'interviennent que de façon très secondaire à leur surface. La nucléosynthèse dépend fortement des conditions physiques qui règnent dans les milieux où celle-ci se produit et, donc, du type d'étoile co [...]

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Nucléosynthèse, J. Audouze

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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 29 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/nucleosynthese/