• JC Duval

L'histoire des autres atomes


La nucléosynthèse primordiale n'a pu créer que les atomes d'hydrogène et d'hélium. Et les autres atomes alors ?

C'est la nucléosynthèse stellaire qui va prendre le relais.

 

L’Univers à ses débuts est constitué uniquement de nuages d’hydrogène et d’hélium, la nucléosynthèse primordiale n’ayant pas eu la possibilité de créer d’éléments plus lourds.

Pour dépasser ce stade et produire des éléments nouveaux, il lui faut trouver un nouveau creuset capable de recréer localement les mêmes conditions de température et de densité que celles du BigBang : les étoiles.

Nous allons voir comment les étoiles arrivent à faire ce que la nucléosynthèse primordiale n'a pas pu faire.

 

Les éléments lourds

Les étoiles peu massives produisent quelques éléments lourds comme le carbone ou l’oxygène. Lors de leur disparition elles les éjectent vers l’espace par l’intermédiaire des vents stellaires et des nébuleuses planétaires. Leur influence est cependant limitée, du fait du petit nombre d’éléments créés et de la masse relativement faible mise en jeu.


Le rôle majeur dans la création des éléments chimiques revient aux étoiles massives qui sont le siège d’une succession de réactions nucléaires de plus en plus complexes qui aboutissent à tous les éléments plus légers que le fer, par exemple le silicium, le soufre ou le cuivre.


Mais ces étoiles ne se contentent pas de produire des éléments lourds, elles se chargent aussi de les distribuer lors de leur explosion finale en supernova, lorsque l’enveloppe riche en éléments nouveaux est déchirée et expulsée vers l’espace interstellaire.


Ainsi, génération après génération, les étoiles massives enrichissent l’Univers en éléments lourds, lui permettant de développer une chimie complexe et lui donnant l’opportunité de créer la vie.

 

Les éléments plus lourds que le fer

Avant l’explosion de l’étoile, sur plusieurs milliers d'années.


Les étoiles massives ne se limitent pas à produire des éléments chimiques plus légers que le fer. Elles vont en fait être à l’origine de tous les autres éléments que nous connaissons. Les réactions nucléaires en leur sein produisent non seulement de l’énergie, mais aussi diverses particules, en particulier des neutrons.

Les neutrons ne portent pas de charge électrique et ne sont pas soumis à la répulsion électrique des autres noyaux atomiques. Ils peuvent donc facilement se coller à d’autres noyaux et augmenter leur masse. Si l’ensemble ainsi créé n’est pas stable, il va se transmuter (radioactivité β-) et donner vie à un nouvel élément atomique. C’est grâce à ce processus, appelé la capture lente de neutrons, que sont produits certains éléments plus lourds que le fer comme par exemple l’étain ou le mercure.


Lors de l’explosion de l’étoile (Supernova), en quelques secondes.


Lors de l’explosion finale, les noyaux atomiques sont confrontés à un fort flux de neutrons. Ils sont obligés d’en absorber plusieurs à la fois avant de se transmuter (toujours par radioactivité β-), d’où l’apparition d’éléments encore plus lourds que les précédents, par exemple le platine et l’or.

Pour créer les éléments les plus lourds, il faut donc avoir recours à la capture rapide de neutrons et celle-ci se produit lors de la supernova.

Lors de la phase implosive de l’étoile, les couches internes de l’enveloppe s’effondrent sur le noyau stellaire, et sont soumises à une très forte température et pression.

Ces conditions donnent lieu à de nombreuses réactions nucléaires et à la production en grandes quantités de neutrons (les protons capturent les électrons pour former des neutrons) qui lors de la phase explosive traversent les différentes couches de l’étoile.

 

La vallée de la stabilité (source : CEA)


Poussières d'étoiles

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