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Principe de la nucléosynthèse (1/5)
L’astrophysique nucléaire est le mariage de la physique nucléaire, science de laboratoire et de l’infiniment petit, et de l’astrophysique, science du lointain et de l’infiniment grand, et a pour vocation d’expliquer l’origine, l’évolution et l’abondance des éléments dans l’Univers. Elle est née en 1938 avec les travaux de Hans Bethe, physicien américain, prix Nobel de physique en 1967, sur les réactions nucléaires qui peuvent avoir lieu au centre des étoiles. Elle explique d’où provient l’énergie formidable des étoiles et du Soleil et permet de comprendre comment elles naissent, vivent et meurent.
La matière qui nous entoure et nous constitue est faite de quatre-vingt-douze éléments chimiques que nous retrouvons jusqu’aux confins de l’Univers. L’astrophysique nucléaire explique l’origine de ces éléments chimiques par la nucléosynthèse, c’est-à-dire la synthèse des noyaux d’atomes dans différents sites astrophysiques comme les étoiles.
L’astrophysique nucléaire apporte des réponses à des questions fondamentales :
• Notre Soleil et les étoiles en général brillent parce que des réactions nucléaires ont lieu en leur centre.
• Les étoiles enchaînent des cycles de réactions nucléaires. La nucléosynthèse dans les étoiles permet ainsi d’expliquer l’origine et l’abondance des éléments indispensables à la vie comme le carbone, l’oxygène, l’azote et le fer.
• Les explosions d’étoiles, sous la forme de supernovae, diffusent les noyaux formés par la nucléosynthèse dans l’espace et expliquent la formation des éléments chimiques les plus lourds comme l’or, le platine ou le plomb.
L’astrophysique nucléaire est une science encore en pleine expansion.
Mis à jour le mai 2007
L’astrophysique nucléaire
- Principe de la nucléosynthèse
- Les étoiles
- Le soleil
- Les supernovae
- La radioactivité cosmique vue par le satellite Integral
et table d'abondance
La nucléosynthèse est la formation des noyaux atomiques dans les différents sites astrophysiques. Elle est intimement liée à la physique nucléaire.
QU'EST-CE QU'UNE RÉACTION NUCLÉAIRE DE FUSION ?
La réaction nucléaire de fusion donne naissance, à partir de deux noyaux d’atomes légers, à un noyau plus lourd. Elle s’accompagne d’une forte libération d’énergie. La fusion est difficile à obtenir car deux forces différentes et opposées interviennent dans son mécanisme :
- L’interaction nucléaire forte, qui lie les neutrons et les protons dans le noyau. Très intense, elle n’agit qu’à très faible distance, pas plus loin que le rayon du noyau ;
- L’interaction électromagnétique à laquelle sont soumises toutes les particules chargées, qui agit à longue distance. Elle empêche les noyaux des atomes, chargés positivement, de s’approcher assez près les uns des autres. Elle crée en quelque sorte une barrière répulsive.
Pour arriver à franchir cette barrière et se rapprocher suffisamment pour fusionner, les noyaux doivent se trouver dans un état d’agitation très grand. C’est le cas lorsqu’ils sont portés à très haute température.
La fusion, à l’état naturel, existe donc dans les environnements extrêmement chauds que sont les étoiles, comme le Soleil. Au centre du Soleil, la température atteint 15 millions de degrés, température qui permet la fusion des noyaux les plus légers, comme ceux de l’hydrogène (un proton) et de l’hélium (deux protons et deux neutrons).
Dans des étoiles plus massives que le Soleil, les températures en leur centre sont encore plus grandes. Elles permettent la fusion de noyaux plus lourds que l’hydrogène. Ces réactions produisent des noyaux de carbone, d’oxygène et de fer.
D'OÙ VIENT L'ÉNERGIE ?
Le résultat de la fusion de l’hydrogène dans le Soleil est le suivant : quatre noyaux d’hydrogène forment un noyau d’hélium (voir schéma Transformation de l'hydrogène en hélium dans le Soleil). De l’énergie est libérée. Dans cette réaction, la somme des masses des quatre noyaux d’origine est supérieure à la masse du noyau final. En vertu de l’équation d’équivalence entre la masse et l’énergie dite équation d’Einstein, E = mc2, la masse manquante, “m”, s’est transformée en énergie, E. Où est passée l’énergie ? Elle a été émise essentiellement sous forme de lumière et de chaleur. Sous forme de lumière, cette énergie rayonnée suffit à faire briller le Soleil et, sous forme de chaleur, à entretenir la vie sur Terre (voir dossier pédagogique Énergie nucléaire : fusion et fission). Paradoxalement, la puissance émise dans l’espace par le Soleil est très faible : 0,2 microwatt par gramme, soit 10 000 fois moins que l’énergie mise en jeu par un être humain, quelques milliwatts par gramme.
LES DIFFÉRENTS TYPES DE NUCLÉOSYNTHÈSE
Les synthèses des noyaux d’atomes dans différents sites astrophysiques peuvent être définies de la façon suivante :
- Au cours des trois premières minutes de l’existence de l’Univers, a eu lieu la nucléosynthèse primordiale. Elle permet d’expliquer l’abondance de l’hydrogène, de son isotope (voir encadré L'Atome) le deutérium (1 proton, 1 neutron) et des deux isotopes stables de l’hélium (l’hélium 3 [2 protons, 1 neutron] et 4 [2 protons, 2 neutrons]).
- La formation de certains noyaux moins légers tels que le lithium (Li), le béryllium (Be) et le bore (B) s’explique par des réactions de spallation.
- Au sein des étoiles, les réactions de fusion se produisent et transforment les noyaux d’atomes. C’est la nucléosynthèse stellaire.
- Pour les noyaux plus lourds que le fer, les réactions de fusion ne sont plus possibles, les éléments sont plus rares et leur synthèse est due à un autre type de réaction nucléaire : la capture de neutrons qui a lieu dans les supernovae.
Ainsi tous les éléments chimiques de la table de Mendeleïev (voir les tables de Mendeleïev et d'abondance) sont présents dans l’Univers.