Nucléosynthèse primordiale et stellaire
Notre univers, celui que nous connaissons, n’a pas toujours existé. Il est né il y a un peu de plus de 13 milliards d’années. A ses débuts les atomes n’existaient pas. « Nucléosynthèse » est le terme utilisé pour décrire les processus de création des espèces 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 alors 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.
La réaction pp1
La réaction appelée “pp1” est la première réaction de fusion. Deux protons fusionnent pour former un noyau de deutérium qui comprend un proton et un neutron.
© GANIL
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.
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 plus » et se transformer en un noyau stable de deutérium (il s’agit du principal isotope de l’hydrogène, contenant un proton et un neutron). Cette réaction de fusion avec une 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.
F. de Oliveira Directeur de Recherches au Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL) à Caen.
Les autres articles sur le sujet « Noyaux radioactifs »
Carte des Noyaux
Carte des noyaux stables et instables Les progrès de la physique nucléaire et les connaissances a[...]
La vallée de stabilité
Émissions bêta : s’alléger pour acquérir de la stabilité … La masse du noyau est reli[...]
Forces Nucléaires
Trois forces en action dans le noyau et leur hiérarchie Trois types de forces entrent en compétit[...]
Mécanismes de la radioactivité
Les forces nucléaires à l’œuvre dans le noyau … La diversité des temps de vie, qui vont de [...]
Désintégrations α (alpha)
Désintégrations alpha : un effet de la mécanique quantique Le très grand âge des noyaux d’u[...]
Gammas et alphas
Les gamma accompagnent rarement les désintégrations alpha Il est surprenant que l’on puisse[...]
Radioactivité β (I.faible)
L’interaction faible à l’origine de la radioactivité bêta La désintégration bêta (β) [...]
Forces Faibles
Une force fondamentale particulière et fascinante Une troisième force est à l’œuvre dans le[...]
Nucléosynthèse (suite)
Mécanismes de fabrication des noyaux atomiques Les noyaux des atomes qui constituent notre quotid[...]