Du big bang aux étoiles : la genèse de la matière

autre - par Sylvie Vauclair dans mensuel n°287 daté mai 1996 à la page 46 (2403 mots) | Gratuit
Seulement 100 secondes après sa naissance, l'Univers travaillait déjà à fabriquer la matière constitutive des premières galaxies. Depuis plus de dix milliards d'années, les proportions des éléments chimiques nés de cette soupe primordiale ont été modifiées par l'activité stellaire. Comment reconstituer l'histoire ?

A l'issue de la Seconde Guerre mondiale, nos connaissances dans le domaine de la physique nucléaire se sont considérablement enrichies. Du côté des astronomes, on commençait à se faire une idée précise du mode de « fonctionnement » du Soleil : en son centre chaud et dense, l'hydrogène est massivement converti en hélium. Ce mécanisme nucléaire libère une énergie colossale environ 160 milliards de joules par gramme d'hydrogèneI. Mais les étoiles, formidables machines à transformer la matière nucléaire, savent-elles fabriquer sans limites tous les éléments observés dans l'Univers ?

Dans un article historique connu sous le sigle « B2FH » et publié en 19571, Jeff et Margaret Burbidge, William Fowler, prix Nobel de physique, et Sir Fred Hoyle répondent par l'affirmative à cette question : l'ensemble des éléments chimiques se seraient effectivement formés au coeur des étoiles, par fusions nucléaires successives. Depuis ce travail fondateur et nécessairement incomplet, l'avènement d'ordinateurs toujours plus puissants a offert un traitement systématique de l'ensemble des processus nucléaires. Nous savons aujourd'hui qu'au sein d'étoiles plus évoluées que le Soleil, d'autres réactions nucléaires prennent le relais après l'épuisement de l'hydrogène. L'hélium entre à son tour en fusion pour produire du carbone et des éléments plus lourds, jusqu'au fer. Quand le cycle nucléaire est terminé, les étoiles disparaissent. Leur mort intervient soit de manière calme - comme ce sera le cas du Soleil dans environ 5 milliards d'années -, soit de manière explosive supernovae. Quoi qu'il en soit, elle se solde par une éjection d'une grande partie du gaz stellaire, qui se disperse dans l'espace et se mélange à la matière interstellaire gaz, poussières.

Bon nombre d'éléments sont observés dans l'Univers dans des proportions tout à fait conformes à la théorie actuelle de l'évolution stellaire. L'abondance* de quelques éléments pose cependant problème : c'est le cas du deutérium, de l'hé- lium, du lithium, du béryllium et du bore voir l'encadré « Les éléments légers ».

L'hélium est particulièrement stable. De plus, il représente un produit important des premières réactions qui ont lieu dans les étoiles, c'est-à-dire la fusion de l'hydrogène. Mais il est en grande partie détruit dans les phases ultérieures de l'évolution stellaire où il reste piégé dans le coeur des étoiles mortes : on devrait finalement observer peu d'hélium dans l'Univers. Or, les observations indiquent que son abondance est seulement dix fois moindre que celle de l'hydrogène, le plus abondant de tous les éléments ! Quant aux deutérium, lithium, béryllium et bore, ils sont beaucoup plus facilement détruits que formés dans les étoiles. Là aussi, on devrait en observer extrêmement peu.

Au fil des années, les calculs et les observations ont ainsi amené les astrophysiciens à cette constatation : si les étoiles sont bien de formidables machines nucléaires, leur activité n'explique pas à elle seule l'origine des éléments légers.

En 1970 a émergé une idée nouvelle pour tenter d'expliquer certaines anomalies : lithium, beryllium et bore se seraient plutôt formés dans le milieu interstellaire. Le mécanisme en jeu, invoqué à l'époque par Hubert Reeves, William Fowler et Fred Hoyle2, est appelé « mécanisme de spallation » to spall en anglais signifie « briser ». Les noyaux lourds de la matière interstellaire sont cassés en noyaux plus petits par les rayons cosmiques*. Ainsi, à l'issue de ces réactions de haute énergie, des noyaux de carbone, d'azote et d'oxygène du milieu interstellaire sont susceptibles de donner facilement du lithium, du béryllium et du bore.

Les réactions de spallation sont maintenant bien connues grâce aux études en laboratoire. La quantité d'éléments légers formés de cette manière peut être calculée de façon précise. Nous sommes à présent capables de comprendre les mesures de l'isotope* 6 du lithium, du béryllium et des deux isotopes du bore. L'analyse de la composante à « basse énergie » du flux de rayons cosmiques dont dépendent ces réactions a permis tout récemment une interprétation plus précise de la synthèse de l'isotope 11 du bore 11B. Ce résultat a été obtenu, en1994, en observant la nébuleuse d'Orion à l'aide du spectroscope COMPTEL qui équipe le satellite CGRO Compton Gamma Ray Observatory3.

Toutefois, les processus de spallation ne peuvent en aucun cas expliquer la quantité observée de deutérium, ni celle de l'hélium isotopes 3 et 4, ni celle de l'isotope 7 du lithium. Pour ce dernier élément, le rapport 7Li/6Li observé est d'environ 12. En tenant compte des réactions de spallation, ce rapport ne dépasse pas 2 ! Pour éclaircir l'origine de ces quatre éléments particuliers deutérium, hélium 3 et 4, lithium 7, il faut remonter très loin dans le passé.

Dans ses tout premiers instants, l'Univers est extrêmement chaud et dense. Les neutrons se transforment très vite en protons - et inversement - par le biais de l'interaction faible. Chaque mécanisme libère ou consomme des neutrinos et des antineutrinos. Mais l'Univers en expansion se refroidit rapidement. Le rythme des réactions entre neutrons et protons chute violemment. Quand la « grande horloge » indique une seconde, l'échelle de temps des réactions est devenue supérieure à l'échelle de temps d'expansion de l'Univers. Autrement dit, les réactions s'arrêtent. Neutrons, protons et neutrinos n'interagissent plus. Comme disent les physiciens : les neutrinos sont découplés de la matière à cet instant. En conséquence, les nombres de neutrons et de protons sont pratiquement « gelés ». Par la suite, le nombre de neutrons diminue très légèrement car ils se désintègrent lentement.

Mais neutrons et protons sont désormais prêts à s'unir pour former le premier noyau de deutérium. Leur union est fragile, car les photons présents dans l'espace possèdent encore l'énergie suffisante pour rompre la liaison et redonner neutrons et protons séparés. Ce phénomène est appelé désintégration radiative. Cent secondes plus tard, la température a nettement baissé. Elle avoisine tout de même le milliard de degrés, mais ces processus de désintégration deviennent négligeables.

Les premiers noyaux se stabilisent et grossissent, à commencer par le deutérium, puis l'hélium et le lithium fig. 1. A cette époque cruciale que nous appelons la « nucléosynthèse primordiale », l'Univers est encore homogène et sans structure. Les étoiles constitutives des premières galaxies ne se formeront que plusieurs centaines de milliers d'années plus tard, par condensation de gigantesques masses de gaz.

Les neutrons sont presque intégralement transformés en hélium 4, tout en préservant une abondance d'équilibre plus faible de deutérium et d'hélium 3, chaînons intermédiaires voir l'encadré « Réactions en chaîne ». La quantité d'hélium 4 dépend donc étroitement du nombre de neutrons disponibles à l'épo-que du découplage et, plus précisément, du rapport neutrons/protons. En étudiant en détail les processus en jeu, on constate que ce rapport est très sensible au type de neutrinos pouvant exister. Compte tenu de l'abondance primordiale d'hélium, le nombre de neutrinos différents s'est trouvé limité à trois, une valeur également admise par les physiciens des particules.

Les abondances résiduelles de deutérium et d'hélium 3 sont très sensibles à la densité baryonique de l'Univers, plus exactement au nombre baryonique noté h voir l'encadré « Nombre baryo- nique ». Un nombre de baryons plus élevé conduit à une formation de deutérium et d'hélium 3 plus précoce. Mais ces éléments se transforment aussi plus rapidement en hélium 4, si bien que leur quantité restante est plus faible. Le lithium se forme ensuite à partir des produits des réactions précédentes. Pour cet élément toutefois, deux réactions différentes entrent en jeu. L'une est plus sensible aux faibles densités, l'autre aux densités plus élevées. D'où le « creux » caractéristique observé dans la courbe de formation du lithium en fonction de la densité de l'Univers fig. 2.

L'Univers primordial constitue effectivement un milieu bien plus propice à la formation de ces éléments légers que les intérieurs stellaires. D'une part, la soupe primordiale contient beaucoup de neutrons, ce qui n'est pas le cas dans les étoiles la formation du deutérium y demande la transformation préalable d'un proton en neutron. D'autre part, la température a décru au cours du temps, ce qui a désactivé les mécanismes de destruction des noyaux.

Actuellement, la théorie de l'évolution de l'Univers primordial n'est pas totalement figée. Elle se heurte à différents problèmes sur lesquels nous reviendrons. Mais, succès indéniable du modèle « standard » du big bang, les multiples résultats ne font apparaître aucune contradiction majeure : l'ensemble des valeurs observées pour D, 3He, 4He et 7Li sont compatibles, aux incertitudes près, avec une même valeur du nombre baryonique. Or, ce nombre est directement lié à la densité de matière baryonique de l'Univers. Le modèle de nucléosynthèse primordiale exerce ainsi une contrainte forte sur la densité de l'Univers, avec une précision inégalée par toutes les autres techniques d'observation.

Comment réduire davantage cette plage d'incertitude sur les abondances des éléments légers ? Examinons le détail des processus nucléaires en jeu pour chacun des quatre isotopes impliqués D, 3He, 4He et 7Li. Ils ont évolué de façon très différente depuis les premiers instants de l'Univers jusqu'à l'époque actuelle.

Commençons par le deutérium. Son abondance est difficile à mesurer, car ses signatures spectrales sont souvent noyées dans les larges raies de l'hydrogène. Grâce au télescope spatial Hubble, l'astronome américain J.L. Linsky et ses collaborateurs ont obtenu en 1992 une mesure précise de l'abondance du deutérium dans la matière interstellaire4. Ils ont identifié une raie due à l'absorption par cet élément du rayonnement émis par l'étoile Capella et ce résultat fut d'ailleurs confirmé par des chercheurs français de l'Institut d'astrophysique de Paris Martin Lemoine, Roger Ferlet et Alfred Vidal-Madjar. Compte tenu de la destruction du deutérium dans les étoiles au cours du temps, ces observations conduisent à une abondance primordiale comprise entre 2 10-5 et 5 10-5.

Mais des observations employant les techniques les plus modernes ont récemment jeté le trouble. Deux équipes d'astronomes américains, l'une observant avec le télescope géant Keck de l'île d'Hawaii équipé d'un miroir de 8 m de diamètre, l'autre avec le télescope de 4 m de Kitt Peak en Arizona, ont annoncé l'identification d'une raie du deutérium dans le spectre d'un quasar situé à 10 milliards d'années-lumière de nous5,6II. Cette expérience a conduit à une abondance de l'ordre de 2 10-4, soit dix fois plus que dans la matière interstellaire actuelleIII ! Une valeur aussi élevée de l'abondance de deutérium impose une diminution du nombre baryonique. Ceci modifie le paysage de la nucléosynthèse primordiale, sans toutefois le bouleverser.

Ce résultat surprenant, qui semble se confirmer aujourd'hui, soulève un problème majeur en ce qui concerne notre compréhension de l'évolution chimique de la galaxie et du milieu interstellaire. En effet, une partie de l'isotope 3 de l'hélium observé actuellement doit provenir de la destruction du deutérium primordial. Or les mesures, de l'ordre de quelque 10-5 pour 3He, semblent a priori difficiles à concilier avec la nouvelle valeur mesurée pour le deutérium fig. 1. Cet isotope a été principalement observé dans le système solaire, en particulier à partir d'expériences spatiales menées par Johannes Geiss de l'université de Berne, mais aussi dans la matière interstellaire : récemment, Robert T. Rood de l'université de Virginia, et T.L.Wilson de l'institut Max- Planck à Bonn, ont étudié son abondance dans la Voie lactée par des méthodes spectroscopiques7. Si la valeur élevée du deutérium se confirme, les résultats obtenus pour l'hélium 3 lancent un véritable défi à la compréhension. Où est donc passé cet isotope ? Une partie du 3He qui manque à l'appel pourrait être détruit dans certaines étoiles géantes...

L'isotope 4He est l'élément le plus abondant dans l'Univers après l'hydrogène. Son abondance primordiale se situe entre 7 et 8 %, soit un chiffre encore incertain à 10 % près. La détection de l'hélium 4 dans des galaxies lointaines - donc plus jeunes - permet de retracer la variation de son abondance au cours du temps. Mais l'extrapolation vers les instants primordiaux reste délicate car les observations sont entachées d'incertitudes et statistiquement très dispersées. De nombreux travaux ont été menés sur cette question, en particulier par l'astronome anglais Bernard Pagel. Par ailleurs, un travail de physique fondamentale reste à accomplir pour affiner les paramètres atomiques de l'hélium 4 nécessaires à l'interprétation des spectres.

Quant au lithium 7, son abondance a été mesurée dans les météorites, les étoiles et la matière interstellaire. Le résultat pose aussi un problème. Dans de nombreuses étoiles, dont le Soleil, les contenus des régions superficielles et des régions plus profondes se mélangent. Une fraction importante du lithium peut ainsi être transportée vers l'intérieur, très chaud, et y être brûlé dès que la température dépasse deux millions de degrés. Or, les étoiles vieilles contiennent environ dix fois moins de lithium que les étoiles jeunes. Des investigations précises sur la structure stellaire ont été menées pour comprendre s'il y avait eu destruction du lithium dans les étoiles vieilles. Il semble que non, du moins pas en quantité importante. L'abondance primordiale de lithium serait comprise entre 1 et 4 10-10, et sa valeur observée dans les étoiles jeunes résulte d'un processus de formation particulier qui reste à identifier. La solution réside peut-être, là aussi, dans l'évolution de certaines étoiles géantes...

Ces calculs de nucléosynthèse entraînent une double conclusion. Premièrement, le nombre baryonique h ne peut pas être supérieur à 5 10-10. Ceci implique que la densité baryonique actuelle de l'Univers est nécessairement inférieure à 3 10-31 grammes par centimètre cube. Des études récentes, dans lesquels l'Univers est supposé inhomogène à l'époque de la nucléosynthèse primordiale, ne changent pas ces conclusions. Cette valeur est quinze à trente fois plus faible que la « densitécritique », valeur seuil dont dépend l'évolution de notre Univers. Celui-ci semble donc « ouvert», c'est-à-dire en perpétuelle expansion. Cette conclusion pourrait être modifiée si l'on parvenait à démontrer l'existence de grandes quantités de matière non baryonique neutrinos massifs, particules encore inconnues : la fameuse masse manquante.

Deuxièmement, si la valeur de 2 10-4 pour l'abondance de deutérium était confirmée, le paramètre h se trouverait contraint plus précisément entre 2 et 3 10-10, valeur compatible avec l'abondance du lithium et de l'hélium 4. La densité baryonique de l'Univers serait ainsi comprise entre 1,2 et 1,8 10-31 g/cm3. Une telle densité est au moins deux fois plus faible que la valeur minimale nécessaire pour expliquer les courbes de rotation des galaxies spirales et la stabilité des amas de galaxies. Nous aurions alors une preuve qu'à l'intérieur des galaxies il existe bien de grandes quantités de matière non baryonique.

Par Sylvie Vauclair

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L'origine des éléments chimiques

back to basic - par Jacques-Olivier Baruch,Michel Cassé, François de Oliveira Santos dans mensuel n°382 daté janvier 2005 à la page 89 (2959 mots) | Gratuit
Les atomes ne sont pas là depuis toute éternité. Certains ont été créés lors du Big Bang, d'autres dans les étoiles et quelques-uns par chocs dans le milieu interstellaire. Et, depuis moins d'un siècle, par l'homme.

Qu'est-ce qu'un élément chimique ?

Un atome est un assemblage de protons, de charge positive, et de neutrons, de charge nulle, le tout entouré d'électrons de charge électrique négative. Tous les atomes qui possèdent le même nombre de protons ou d'électrons se comportent comme un même « élément chimique », car c'est le nombre d'électrons d'un atome qui détermine ses propriétés chimiques.

Certains éléments, comme le fer, le cuivre, l'étain, l'argent, l'or, le mercure et le plomb, sont connus depuis l'Antiquité. À l'instar d'Aristote, les philosophes de l'époque pensaient que chaque constituant de la matière était un assemblage de 4 « éléments » fondamentaux, l'air, l'eau, la terre et le feu, eux-mêmes existant sous différentes conditions de température et d'humidité. Au XVIIIe siècle, les chimistes avaient reconnu 33 éléments sur les 92 qu'on détecte dans la nature. Ce n'est qu'au siècle suivant qu'on commença à les classer suivant leurs propriétés chimiques. En 1817, Johann Döbereiner pointa des groupes de trois, tels le lithium, le sodium et le potassium ou le chlore, le brome et l'iode, mais ce sont le Polonais Julius Lothar Myer et le Russe Dimitri Ivanovitch Mendeleïev qui, séparément, entre 1868 et 1869, présentèrent un tableau de classement des éléments connus. Laissant des cases disponibles pour les découvertes futures, Mendeleïev modifia l'évaluation des masses de 26 éléments afin qu'ils s'intègrent bien dans son classement. Les 3 cases qu'il laissa vides furent comblées par le gallium 1875, le germanium 1886 et, plus tard, par le technétium 1937, qui n'existe pas sur Terre. Toute une classe d'éléments inertes chimiquement, les gaz rares, fut découverte par William Ramsay et John Rayleigh entre 1894 et 1898, et alors incorporée dans le tableau.

Comment sont-ils nommés ?

Le nom des éléments était originellement donné par son découvreur. Pour les premiers, l'idée était d'identifier les éléments suivant leur origine ou leur particularité. Ainsi, l'hydrogène est à la base de l'eau hydro, alors que l'azote, nommé par Lavoisier, signifie en grec « sans vie ». Des considérations nationales intervinrent parfois. Ainsi, le Français Lecoq de Boisbaudran baptisa le « gallium », tandis que l'Allemand Winkler nommait le « germanium », et Marie Curie le « polonium » selon le nom de sa patrie d'origine. Mais, depuis la seconde moitié du XXe siècle, la découverte d'éléments très lourds demandant confirmation et étant une course effrénée entre différents laboratoires, il y eut de nombreuses disputes pour identifier le découvreur. C'est, depuis 1997, l'Union internationale de chimie pure et appliquée qui tranche. Le plus souvent, les nouveaux noms rendent hommage aux grands physiciens einsteinium, fermium, seaborgium... ou aux laboratoires berkélium, dubnium. Ainsi, le 1er novembre 2004, l'élément 111 a été officiellement nommé roentgenium Rg en l'honneur de Wilhelm Conrad Roentgen, le découvreur des rayons X en 1895.

Existaient-ils tous à la naissance de l'Univers ?

Avant les années trente, les physiciens penchaient encore pour un Univers stable et éternel.Les éléments ­devaient être donc là depuis toujours, même si, à la fin du XIXe siècle, cette idée préconçue avait été lézardée par la découverte que certains éléments se désintégraient. L'observation de l'expansion de l'Univers et l'élaboration de la théorie du Big Bang allaient tout remettre en question. Si l'Univers était né un jour, les éléments avaient donc été fabriqués quelque part. En 1948, l'Américain d'origine russe George Gamow, un des pères du Big Bang, voyait dans cette naissance de l'Univers le chaudron nucléaire universel. Tous les éléments devaient y être apparus. Mais alors, toutes les étoiles devraient avoir la même composition. Ce n'est manifestement pas le cas. Les plus vieilles étoiles de notre Galaxie contiennent dix à mille fois moins d'éléments lourds que le Soleil.

Les calculs de nucléosynthèse primordiale la synthèse des noyaux atomiques lors du Big Bang ne corroborent pas non plus cette hypothèse. L'Univers, avant sa première seconde, a créé les protons et les neutrons à partir d'une soupe de quarks [1] et de gluons. Quelques noyaux d'hydrogène ont fusionné pour former du deutérium un proton, un neutron, puis de l'hélium et du lithium, mais l'Univers s'est si rapidement refroidi qu'aucun autre élément n'a pu se former. En effet, en moins de 100 secondes, il baignait dans un bain de moins d'un million de degrés, une température trop basse pour que des réactions de fusion nucléaire puissent se dérouler. Mais cela a suffi pour former un océan de matière constitué d'environ 76 % d'hydrogène, 24 % d'hélium-4 et un peu de deutérium, d'hélium-3 et de lithium-7. La chaîne s'est arrêtée là, car la fusion d'un proton et d'un noyau d'hélium comme celle de deux noyaux d'hélium-4 ne produit pas de noyau stable. Cette proportion est peu ou prou celle que l'on retrouve aujourd'hui dans notre environnement galactique, car on y rencontre environ 72 % d'hydrogène, 26 % d'hélium et 2 % d'éléments plus lourds.

Les étoiles participent-elles à cette fabrication ?

Oui, ont répondu tout d'abord Hans Bethe en 1939, puis plus précisément B2FH en 1957. Sous ce sigle, se cachent les Américains Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler et le Britannique Fred Hoyle, les quatre coauteurs de cette publication qui fit date et se révéla juste au vu des observations suivantes [2]. Si l'hélium s'est formé durant les premières phases de l'Univers, il s'en crée aussi dans les coeurs stellaires selon le même mécanisme, c'est-à-dire par fusion de l'hydrogène. Cela commence quand l'étoile naissante, qui est en train de se contracter sous l'effet de sa propre masse, atteint, en son coeur, la température de 10 millions de degrés. Quatre protons, dont deux vont se transformer en neutrons par désintégration ß+ avec émission d'un positon anti-électron et d'un neutrino, fusionnent successivement pour former un noyau d'hélium. La masse d'un noyau d'hélium étant inférieure à celle de quatre protons, le surplus est converti en énergie dont la pression contrebalance la contrac­tion de l'étoile. Celle-ci se stabilise. Pour le Soleil, cette phase dure 10 milliards d'années et persistera donc encore pendant environ 5 milliards d'années. Il grossira ensuite pour devenir une géante rouge. En même temps, son coeur se contractera et s'échauffera jusqu'à 100 millions de degrés, permettant à l'hélium de fusionner à son tour en carbone, azote et oxygène.

Est-ce le même processus dans toutes les étoiles ?

Non, le mécanisme de fusion de l'hydrogène est différent selon que l'étoile a une masse inférieure ou supérieure à une fois et demie celle du Soleil. Dans les moins massives, c'est le cycle « proton-proton », appelé aussi p-p, qui gouverne la fusion de l'hydrogène. Deux protons s'allient pour former du deutérium un proton devient neutron en émettant un positon et un neutrino. Puis ce noyau de deutérium capte un autre proton pour former de l'hélium-3 deux protons, un neutron. Enfin, deux noyaux d'hélium-3 s'allient pour créer un noyau d'hélium-4 deux protons, deux neutrons en libérant deux protons.

Le processus est différent en ce qui concerne les étoiles dont la masse dépasse une fois et demie celle du Soleil et qui contiennent déjà quelques éléments plus lourds que l'hélium. Ce sont alors le carbone, l'azote et l'oxygène, formés auparavant au sein d'autres étoiles et incorporés au milieu inter­stellaire à partir duquel l'étoile s'est formée, qui vont servir de catalyseurs en capturant tour à tour un proton. Le carbone-12 devient alors azote-13 qui se décompose en carbone-13 lorsqu'un proton se désintègre en un neutron. Le carbone-13 capte lui aussi un proton et devient azote-14, qui se décompose, et ainsi de suite jusqu'à l'oxygène-16 qui fissionne en un noyau de carbone-12... et un noyau d'hélium-4.

Autre différence entre les étoiles, seules celles de plus de 10 masses solaires peuvent fabriquer les éléments plus lourds que l'oxygène, car elles seules peuvent se contracter suffisamment pour que leur coeur atteigne la température de 600 millions de degrés. C'est la température nécessaire pour que du carbone naisse le néon-20. Comme la température augmente aussi autour du coeur, des couches plus superficielles vont être à leur tour le siège de la fusion nucléaire. Au fur et à mesure que le coeur se contracte, l'étoile ressemble à un oignon dont les pelures sont les lieux de fusion des divers groupes d'éléments.

À 1,5 milliard de degrés, le néon se casse en oxygène en libérant un noyau d'hélium-4. Quand celui-ci vient heurter un noyau de néon restant, il se forme du magnésium-24. À 2 milliards de degrés, l'oxygène fusionne. Se forment alors du silicium-28 et du soufre-32. Les autres éléments se forment dans un milieu très chaud et donc très violent. S'installe alors un équilibre entre les fusions et les photodésintégrations. Les noyaux dont les nucléons sont les plus liés en sortiront vainqueurs. Le roi en la matière est le fer 26 protons, 30 neu­trons. Au-delà de cet élément, les réactions de fusion consomment de l'énergie et n'empêchent plus l'étoile de se contracter.

Alors, son coeur, dilapidant son énergie à briser les noyaux de fer et privé du soutien des électrons absorbés par les protons, s'effondre. Puis, atteignant une densité supérieure à celle des noyaux d'atome, il se détend, communiquant aux couches qui l'entourent un mouvement divergent. L'étoile explose en supernova en une fraction de seconde. L'onde de choc qui se propage vers l'extérieur permet de fabriquer du nickel-56 28 protons, 28 neutrons, élément instable qui se décompose en fer, via le cobalt. Ce phénomène est accrédité par l'observation des courbes de lumière des supernovae dont le déclin s'effectue au rythme de la désintégration du cobalt-56 80 jours environ.

Comment sont fabriqués les éléments plus lourds que le fer ?

La fusion n'y joue aucun rôle, car elle demanderait des températures que les étoiles, même les plus massives, ne peuvent atteindre avant de devenir explosives. Mais avant qu'elles ne terminent en supernovae, ces étoiles massives sont des supergéantes rouges, dans l'atmosphère desquelles la production d'éléments lourds tels le carbone-13 et le néon-22 dégage une quantité non négligeable de neutrons. C'est leur capture, facilitée par le fait qu'ils ne subissent pas la barrière électrostatique, qui nous fait avancer sur le chemin de la complexité nucléaire. Deux processus semblent à l'oeuvre. Dans les deux cas, les noyaux qui capturent des neutrons sont instables. Un ou plusieurs neutrons vont se transformer en protons par radio­activité ß- avec émission d'un électron et d'un neutrino, créant un élément de nombre atomique plus élevé.

Le processus « s », comme slow, est, comme son nom l'indique, un mécanisme qui demande du temps, au moins celui qui permet la désintégration ß-. Il fonctionne au sein des étoiles géantes rouges et semble responsable de la création des éléments jusqu'au bismuth 83 protons bien que les détails de cette chaîne ne soient pas encore entièrement connus. Au-delà, ce processus lent s'arrête car les 84 protons du polonium découvert par Marie Curie dans la désintégration du radium se désintègrent par émission d'un noyau d'hélium. Le polonium redevient du plomb 82 protons.

C'est dans les phases explosives des supernovae, que la capture de neutrons, dite « r » comme rapide, va prendre le relais. Pendant cette phase très courte ­quelques secondes qui se situerait dans la bulle très chaude entourant l'étoile à neutrons en formation, le flux de neutrons est tellement intense 1036 par cm2 que 10 à

20 neutrons vont s'intégrer en même temps dans les noyaux existants. Quand ce sont des noyaux de plomb ou de bismuth, la cascade de désintégration qui s'ensuit produit tous les noyaux lourds jusqu'au thorium ou l'uranium. C'est aussi comme cela que les étoiles fabriquent de l'or et du platine.

S'en fabrique-t-il dans l'espace interstellaire ?

Oui, par un mécanisme appelé spallation, sorte de fission nucléaire due à l'impact de protons et autres noyaux cosmiques. Cette idée fut avancée en 1970 par le groupe de René Bernas et Hubert Reeves à l'université d'Orsay, puis par Jean Audouze, Élisabeth Vangioni-Flam et Michel Cassé à l'Institut d'astrophysique de Paris. Elle se révéla très féconde pour expliquer la formation de certains noyaux légers très instables dans des conditions de température élevée, comme le lithium-6, le béryllium-8 et les bore-10 et 11. Ils sont issus des quelques fissions dues aux chocs que subissent des noyaux de carbone, d'azote ou d'oxygène évacués à grande vitesse dans l'espace interstellaire lors d'explosions d'étoiles ou sous l'effet de forts vents stellaires. Ce mécanisme rare explique leur très faible abondance : pour 100 milliards de noyaux d'hydrogène, il y a environ

100 noyaux de lithium, 10 noyaux de bore et 1 seul noyau de béryllium. Fred Hoyle, grand pourfendeur de la théorie du Big Bang et donc de la création des éléments au début de l'Univers, pensait à tort que ces éléments étaient créés dans les étoiles. Mais leurs nucléons sont très peu liés et ne résistent pas à la fusion thermonucléaire. Ils ne peuvent donc pas s'y former. Et comme le deutérium, ils sont très vite brûlés dans les chaudrons stellaires.

Sont-ils tous stables ?

Loin de là. En fait la question serait même: y en a-t-il un seul qui soit stable ? Si, comme le recherchent depuis trente ans les physiciens, on observait la désintégration d'un proton, la réponse serait évidente : non. On imagine que sa durée de vie dépasse les 1031 ans. Un neutron libre ne résiste, lui, au maximum que 20 minutes. Les noyaux légers sont stables quand leurs quantités de protons et de neutrons sont égales. Au-delà du calcium 20 protons, il faut davantage de neutrons environ 1,5 neutron pour un proton, un surplus qui compense la répulsion électromagnétique entre les protons.

L'étude des différents noyaux montre qu'ils sont plus stables si leur nombre de nucléons protons ou neutrons est pair. Encore plus s'il est multiple de quatre. Mais plus l'élément étudié est proche du fer ou le dépasse, moins il est stable. Ils sont même tous instables au-delà du plomb 82 protons, même si la durée de vie de certains se chiffre en milliards d'années. Celle du bismuth est même de 1,9 1019 ans !

Mais si un élément chimique rassemble des atomes identiques, il inclut aussi ceux qui ne diffèrent que par leur nombre de neutrons, puisqu'ils ont les mêmes propriétés chimiques. On les appelle alors isotopes « même place » [dans le tableau périodique]. Ainsi, le noyau d'hydrogène, l'élément le plus léger, n'est constitué que d'un proton. Mais les noyaux de ses deux isotopes, le deutérium et le tritium, contiennent en plus, respectivement, un et deux neutrons. Chaque élément possède un isotope plus stable que les autres. S'il existe environ 130 éléments chimiques, il existerait environ 10 000 de leurs isotopes dont la durée de vie* est supérieure à 10-21 seconde. Il n'y a cependant aucun accord sur ces chiffres.

L'homme a-t-il fabriqué de nouveaux éléments ?

C'est le rêve de tout alchimiste. Ainsi les captures de neutrons sur de l'uranium, une idée d'Enrico Fermi, permirent de créer de nombreux « transuraniens ». Le neptunium 93 protons, découvert en 1940 par Mac Millan, fut le premier de la série. L'année suivante, Glenn Seaborg découvrait le plutonium, bien que celui-ci fût retrouvé ensuite sur Terre, dans la mine d'uranium d'Oklo, au Gabon, où avait débuté, il y a 2 milliards d'années, une réaction de fission nucléaire naturelle.

Les physiciens du XXe siècle ont aussi trouvé de nouveaux éléments sans le vouloir. Les travaux effectués sur les bombes atomiques dans les années quarante ont permis de réaliser des expériences que la nature ne permet pas, faute de pouvoir rassembler assez d'une matière spécifique. L'einsteinium 99 protons et le fermium 100 protons furent découverts dans les cendres de l'essai nucléaire américain Mike en 1952. Entre 1945 et 1961, neuf nouveaux éléments furent ainsi ajoutés à la liste.

Mais plus le nombre de protons d'un élément augmente, moins celui-ci est stable. Il faut donc laisser aux noyaux cibles le temps d'être frappés par un nombre considérable de noyaux afin d'atteindre la bonne configuration. Régulièrement, les Allemands de GSI, les Américains du Lawrence Berkeley National Laboratory LBNL ou les Russes de Dubna annoncent la fabrication d'un nouvel élément, aussitôt mis en doute par leurs concurrents, à moins que ceux-ci n'en réclament l'antériorité. Or, pour prouver l'existence d'un nouvel élément, il faut attendre la confirmation d'un autre laboratoire. Ce n'est pas toujours le cas. En 1999, le LBNL croyait avoir synthétisé l'élément 118 et son produit de désintégration, l'élément 116. Il s'est rétracté deux ans plus tard.

Dernière annonce en date : l'Institut de recherche nucléaire de Dubna a annoncé, en 2004, avoir produit 4 noyaux de l'élément 115. Ces quatre noyaux se seraient décomposés en 90 millisecondes en élément 113, lui aussi alors encore inconnu, par désintégration alpha émission d'un noyau d'hélium.

Y a-t-il une limite à la masse des éléments ?

La probabilité de construire des noyaux stables décroît très vite avec le nombre de nucléons qui les composent. La durée de vie des noyaux superlourds déjà créés en laboratoire se chiffre en fraction de seconde. Il y a cependant des exceptions. Certains éléments pourraient être plus stables que leurs voisins. Dans le diagramme protons-neutrons, ils se situeraient dans ce que les physiciens appellent des « îlots de stabilité ». Certains modèles prédisent, par exemple, que l'élément 126 avec 184 neutrons ne se désintégrerait pas avant une seconde. On aurait ainsi une chance de le détecter même si la probabilité de le créer en faisant s'entrechoquer des ions lourds est très faible.

En théorie, le plus gros noyau serait une étoile à neutrons, puisqu'on peut considérer ces étoiles hyperdenses de 10 kilomètres de rayon, restes calcinés d'étoiles très massives, comme un seul gigantesque noyau composé pour majorité de neutrons. Si l'on considère que ces étoiles mortes sont approximativement composées de 1 % de protons, elles formeraient un noyau de masse atomique avoisinant 1061 et de numéro 1059 !

Par Jacques-Olivier Baruch,Michel Cassé, François de Oliveira Santos

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Le rayonnement des pulsars

La vitesse de rotation des pulsars

C’est la taille minuscule des étoiles à neutrons qui est à l’origine du phénomène de pulsar. Elle explique à la fois la vitesse de rotation élevée et la présence d’intenses champs magnétique et électrique, soit tous les facteurs nécessaires à l’émission radio rapide et stable des pulsars.

La première conséquence de la petite taille est la formidable vitesse de rotation. Il existe en physique une grandeur appelée le moment angulaire qui caractérise la rotation d’un corps. Elle se calcule à partir de la masse, de la taille et de la vitesse de rotation de l’objet en question. La propriété fondamentale du moment angulaire est sa conservation pour un corps isolé. Par exemple, une étoile qui s’effondre doit conserver son moment angulaire dans ce processus.

Or, si la masse reste constante et la taille diminue fortement, passant de plusieurs millions à quelques dizaines de kilomètres, la vitesse de rotation doit être démultipliée pour compenser. C’est le même principe qui veut qu’une patineuse en train de tourner sur elle-même augmente fortement sa vitesse de rotation lorsqu’elle ramène les bras vers son corps. La petite taille des étoiles à neutrons est donc à l’origine de la vitesse de rotation très élevée, pouvant atteindre des valeurs de plusieurs centaines de tours par seconde.

La dimension réduite est également responsable de la présence d’un champ magnétique très puissant. En effet, lors de l’effondrement, le flux magnétique de l’étoile, c’est-à-dire le produit de l’intensité du champ par la surface de l’astre, doit se conserver. Par conséquent, puisque la surface de l’étoile diminue, le champ magnétique doit fortement augmenter. Ceci explique que des valeurs fantastiques soient atteintes, de l’ordre de mille milliards de fois l’intensité du champ terrestre.

Enfin, l’effet conjugué de la rotation rapide et d’un champ magnétique puissant donne naissance, comme dans une dynamo, à un champ électrique tout aussi intense.

Le rayonnement synchrotron des pulsars

C’est la combinaison de ces trois facteurs qui donne naissance à un pulsar. Sous l’effet du puissant champ électrique, les électrons proches des pôles magnétiques sont fortement accélérés. Ils se déplacent alors très rapidement le long de lignes spirales qui s’enroulent autour du champ magnétique et émettent un rayonnement synchrotron, un type d’ondes radio bien connu que l’on retrouve dans certains accélérateurs de particules.

Le faisceau du rayonnement synchrotron est très étroit et sa direction se confond avec celle de l’axe des pôles magnétiques. Or, ce dernier n’est pas aligné avec l’axe de rotation, tout comme le pôle nord magnétique terrestre n’est pas identique au pôle nord géographique. Ceci explique que lorsque la planète tourne sur elle-même, le faisceau n’est pas immobile, mais balaye une partie du ciel en forme de cône. Si la Terre se trouve par hasard dans la zone balayée, elle reçoit une très brève impulsion d’ondes radio à chaque fois qu’elle passe dans le faisceau.

L’une des conséquences de la nature du processus est que nous ne pouvons observer qu’une faible partie du nombre total de pulsars. En effet, la direction du faisceau est plus ou moins aléatoire et la Terre a très peu de chances de se trouver dans la zone balayée par un pulsar donné. De plus, les ondes radio sont atténuées et nous ne pouvons observer que les objets les plus proches. Pour plusieurs centaines de pulsars observés, il y en a probablement plusieurs centaines de millions dans toute la Galaxie.

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Un neutrino de très haute énergie

Dans les glaces de l'Antarctique, le détecteur Ice Cube a surpris une de ces particules subatomiques dotées d'une énergie inégalée. Une première.
Le laboratoire Ice Cube à la station polaire Amundsen - en Antarctique. © Dag Larsen, IceCube/NSFLe laboratoire Ice Cube à la station polaire Amundsen - en Antarctique. © Dag Larsen, IceCube/NSF

Il a été présenté officiellement mercredi 5 août à la 34ème Conférence internationale sur les rayons cosmiques qui se tient à La Haye (Pays-Bas), et fait déjà la fierté des physiciens de l’expérience Ice Cube à l’origine de sa détection : c’est le neutrino (particule subatomique) le plus énergétique capturé à ce jour ! Son énergie frôle plusieurs péta électron volt  (PeV), soit quelques 1015 eV , c’est-à-dire deux à trois fois plus que le record précédent de 2,2 PeV. Pour se rendre compte, précisons que cette petite particule invisible dotée d’une très faible masse représente entre 500 et 1000 fois l’énergie d’un moustique en plein vol ! Ou plusieurs centaines de fois l'énergie déployée dans l’anneau du LHC au CERN depuis son fonctionnement à plein régime en avril 2015.

Une trentaine parmi des milliards

L’existence même des neutrinos a été postulée pour la première fois en 1930 par le physicien autrichien Wolfgang Pauli, l'un des pères de la mécanique quantique, lauréat du prix Nobel 1945 de physique. Cependant elle ne fut observée qu’en 1956. C’est une des particules les plus abondantes de l’Univers : des millions de millions (1012) d’entre eux traversent chaque seconde notre corps, mais tous proviennent de l’atmosphère, des abords du Soleil… Mais, en de très rares occasions, arrivent sur terre des particules d’une énergie telle que les astrophysiciens se demandent quel mécanisme peut leur communiquer un tel punch ! Et c'est essentiellement pour répondre à cette question que l’observatoire Ice Cube (à 90 % financé par la National Science Foundation américaine) a été construit dans l'Antarctique : ses détecteurs, répartis sur un kilomètre cube, sont des photomultiplicateurs censés amplifier la faible lumière que provoquent les neutrinos lors de leur passage à travers la glace. Depuis sa mise en fonctionnement en 2010, Ice Cube a capturé une trentaine de neutrinos très énergétiques, dont le petit dernier annoncé ce 5 août, le plus "costaud" jamais capturé.

Lieu de naissance inconnu

Reste à savoir d’où viennent ces énergumènes. Des étoiles qui ont explosé au loin, à l’autre bout de notre galaxie ou encore des gigantesques trous noirs situés au cœur des autres galaxies. Bref, les précieux messagers n’ont pas encore avoué leur lieu de naissance. Il faudra sans doute capturer quelques neutrinos ultra-énergétiques supplémentaires pour y répondre.

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