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MILIEU INTERSTELLAIRE, NAISSANCE ET MORT DES ÉTOILES

 

 

 

 

 

 

 

MILIEU INTERSTELLAIRE, NAISSANCE ET MORT DES ÉTOILES

La Galaxie est un système complexe et évolutif. Ses trois composantes matérielles (baryoniques), étoiles, nuages interstellaires et rayonnement cosmique sont en symbiose. Les nuages accouchent de lignées d'étoiles. Les étoiles, réacteurs nucléaires à confinement gravitationnel synthétisent la variété complète des noyaux d'atomes à l'exception des plus légers, et les rejettent dans le milieu environnant sous l'effet de leurs vents et de leur explosion. Les ondes de choc engendrées par les supernovae communiquent une très haute vitesse à une fraction congrue de la matière. Ce cycle laisse derrière lui des résidus compacts, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. De génération en génération d'étoiles le milieu interstellaire s'enrichit en éléments complexes, propices à la vie. Les noyaux d'atomes, expulsés par les étoiles, s'entourent d'électrons et s'enchaînent en molécules dans le froid des nuages. Il naît toute une chimie. Les indices observationnels de la nucléosynthèse stellaire, de la chimie nuageuse et de l'évolution chimique de la Galaxie seront passés en revue, avec une mention spéciale à l'astronomie gamma, révélatrice de la violence créatrice des étoiles, et au stellaire INTEGRAL, qui en est le fleuron européen.

Texte de la 192ème conférence de l’Université de tous les savoirs donnée le 10 juillet 2000
Généalogie céleste de la matière par Michel Cassé
Matière lumineuse, précieuse et céleste
La matière se divise en deux camps : baryonique (nucléaire) et non baryonique (non nucléaire). Les deux formes émanent du big-bang. La première est sensible à la lumière – et donc à l’interaction électromagnétique structurante - et la seconde est neutre et indifférente. La matière nucléaire se structure en objets (étoiles, nuages, hommes), l’autre, reste à l’état de particules éparses, n’engageant que des relations de pure gravitation.
À l’échelle universelle, la matière (noire) non baryonique constitue 30 % environ de l’univers, alors que la matière nucléaire n’atteint que 2 ou 3 %, le reste est dans la
« quintessence » substance a vertu répulsive qui accélère l’expansion de l’univers, au dire de la cosmologie new look.
À l’échelle de la Voie Lactée, la matière nucléaire ne constitue qu’une portion congrue (10 % environ). Le halo galactique est largement dominé par la matière noire, essentiellement non baryonique constitué de particules lourdes et indifférentes aux interactions forte et électromagnétique, encore hypothétiques, appelés neutralinos.
La matière ordinaire et banale, celle des pierres et des arbres, des fleurs et des torrents, du vin et des papillons, du sang et des larmes, mérite d’être qualifiée de précieuse, lumineuse et céleste car elle est rare, photosensible et vient du ciel. Nous ne retiendrons que les préceptes simples de la matière nucléaire :
Ce qui est chaud brille. Ce qui ne brille pas absorbe de la lumière. Ce qui émet ou confisque des notes de lumière se laisse analyser chimiquement.
La matière atomique chaude brille, froide elle absorbe la lumière. Il n’en faut pas plus pour que fleurisse toute une astronomie de l’ombre et de la lumière, des nuages et des étoiles. Aussi est-on en mesure de mesurer la composition de toute une variété de milieux astrophysiques, stellaires ou nuageux. Les avancées spectaculaires des spectrographes au cours des dernières années, associés à des télescopes de grande envergure (HST, VLT, Keck), ont permis un saut qualitatif dans les mesures de composition d’une grande variété d’étoiles et de nuages interstellaires et même extragalactiques. L’échantillon de mesure a été considérablement élargi. Notamment des mesures précises d’abondance ont été effectuées dans l’atmosphère d’étoiles beaucoup plus vielles que le Soleil, appartenant au halo galactique et dans les nuages extragalactiques lointains (donc reculés dans le temps) qui absorbent la lumière des quasars. On peut comparer ces compositions avec celle du système solaire et en déduire quelques tendances évolutives.
Figure 1 : Table d’abondance des éléments dans le Système Solaire. Parmi les traits saillants de la distribution des abondances, notons : - La cime de l’hydrogène (Z = 1) et le sommet de l’hélium (2) ;
- La gorge profonde qui sépare l’hélium et le carbone (6) ;
- La croissance continue depuis la région carbone/oxygène (6-8) jusqu’au calcium (20) ;
- La vallée du scandium (21) suivie du pic du fer (26) ;
- Le paysage en dent de scie qui descend en pente douce vers les petites collines du platine (78) et du plomb (82) ;
- Le plat pays du thorium (90) et de l’uranium (92).
Le Soleil constitue, par sa masse, la plus grande partie du Système Solaire, et, en tant que tel, il est plus représentatif que les planètes qui ont été le siège de fractionnements chimiques intensifs. La composition de la photosphère solaire peut donc être comparée à celle des météorites, pierres qui tombent du ciel, seconde source d’information sur la composition du nuage protosolaire, ceci à condition d’exclure les éléments volatils (hydrogène, hélium, carbone, azote, oxygène et néon) qui se sont en partie échappés des météorites depuis leur formation.
Les chondrites carbonées, qui représentant une fraction infime de la matière du Système Solaire, préservent cependant en leur sein sa composition originelle, car, si on exclut les éléments volatils, elles n’ont été que très peu affectées par le métamorphisme.
L’accord entre les deux sources de données est excellent, et de plus l’analyse des météorites au laboratoire permet de déterminer la composition isotopique de la matière constitutive du Système Solaire, donnée inestimable pour celui qui veut comprendre l’origine et l’évolution des noyaux d’atomes.
Le bilan de composition du nuage ancestral duquel s’est extrait le Système Solaire s’établit ainsi : dans un gramme de matière on compte 0,72 g d’hydrogène, 0,26 g d’hélium, 0,02 g d’éléments lourds. En dépit de sa superbe, le Soleil et son nuage père sont singulièrement pauvres en métaux, puisqu’ils ne constituent que 2 % de sa matière, mais c’est une fortune comparé aux étoiles antiques du halo galactique que l’on pourrait en l’occurrence taxer de déminéralisation.

L’Astrophysique Nucléaire se donne pour but la détermination des mécanismes détaillés qui président à l’édification de chaque espèce nucléaire qui compose la nature depuis le deutérium (2 nucléons) jusqu’à l’uranium (238 nucléons), de leur site astrophysique, et de l’enchaînement des phénomènes nucléaires qui façonnent la
complexification de la matière atomique dans les galaxies. Plus précisément, elle vise à expliquer la composition du système solaire, les grandes tendances de l’évolution chimique de la galaxie (enrichissement progressif en métaux, proportions relatives des éléments).
D'hydrogène en uranium, les sources des noyaux d'atomes sont soigneusement établies. Ces sources sont le Big bang (hydrogène, hélium et une pincée de lithium 7), le rayonnement cosmique (lithium béryllium, bore) et par dessous tout les étoiles.
Évolution stellaire et nucléosynthèse
Les étoiles brillent parce qu’elles transmutent les éléments. Les réactions nucléaires constituent la source d’énergie des étoiles. Les proportions relatives des différents isotopes dans la nature, entre le carbone et l’uranium sont le résultat de la nucléosynthèse des étoiles. Nous sondons les reins et les cœurs de ces ouvrières en simulant leur existence au moyen de modèles physico-mathématiques.
Le jeu des particules qui entrent dans les réactions nucléaire se limite à p, n, g, e+, e-, n. Celles-ci sont organisées par les quatre forces conventionnelles de la physique (forte, faible, électromagnétique et gravitationnelle). L’étoile simulée n’est pas l’étoile vrai mais elle partage avec elle les principaux attributs. Les modèles de structure et d’évolution stellaires sont fondés sur des principes généraux d’équilibre mécanique et énergétique. Une étoile théorique se réduit à quelques équations d’équilibre, mais celles-ci ne sont pas indépendantes. Les réactions nucléaires sont suivies pas par pas, ainsi que la composition qui en résulte. Le composition chimique de départ est prise comme celle du milieu interstellaire où a pris naissance l’étoile considérée.
La résolution des équations différentielles couplées se fait au moyen de codes numériques perfectionnés. À la sortie on lit sur un listing les différentes caractéristiques à toutes les profondeurs de l’étoile (température, densité, composition et autres paramètres afférents) et ceci tout au long du temps.
Figure 2 : Évolution schématisée de la structure interne d'une étoile de 25 masses solaires. (d’après Marcel Arnould de l’Université Libre de Bruxelles).
On peut discerner, en grisé, les différentes phases de combustion ainsi que leur principaux produits. Entre deux phases de combustion, le cœur stellaire se contracte et la température central s’élève. Les phases de combustion sont de plus en plus courtes. Avant l’explosion, l’étoile épouse une structure étagée. Le centre est occupé par le fer et la périphérie par l’hydrogène, l’entre-deux par les éléments intermédiaires.
L’effondrement puis la détente (rebond) du cœur engendre une onde de choc qui rallume les réactions nucléaires dans les profondeurs et propulse dans l’espace les couches qu’elle traverse. Le cœur effondré se refroidit par émission de neutrinos pour devenir étoile à neutrons (voire trou noir). La plus grande partie de l’énergie gravitationnelle dégagée par l’implosion du cœur (1053 erg) est libérée en 10 secondes environ sous forme de neutrinos.
Les phase finales de l’évolution stellaires (qui sont également les plus complexes) sont suivies avec un soin particulier dans la mesure où elles se soldent par une éjection d’une partie de la matière travaillée par l’étoile.
Par exemple dans l’explosion d’une supernova massive, la température atteint des sommets (5 milliards de degrés dans la couche riche en silicium) et les réactions nucléaires opèrent avec une rapidité si extrême que l’interaction faible (et lente) n’a pas le temps de se manifester. La conversion de protons en neutrons ne s’effectue pratiquement pas, si bien que l’espèce nucléaire la plus abondamment synthétisée est le nickel-56 (pauvre en neutrons). Celui-ci éjecté dans l’espace, transformera, en son sein un proton en neutron puis un autre, pour parfaire sa structure nucléaire. La première transmutation prend 7 jours en moyenne, et la seconde 77. Le noyau résultant n’est autre que le fer-56.
Au cours de la dernière désintégration des rayons gamma d’énergie très spécifique seront émis (847 keV). Cette prédiction théorique attendait confirmation, car soudain, en hiver 1987 une supernova honora de sa présence le Grand Nuage de Magellan.
Supernovae
On distingue deux variétés de supernovae : Les premières provenant de l'effondrement du cœur des étoiles massives, forment des étoiles à neutrons, (et des trous noirs, peut-être) qui, pour se refroidir, émettent des flux intenses de neutrinos et la seconde qui ne laisse subsister aucun astre compact et n’émet nul neutrino, mais qui en revanche requiert une naine blanche et un compagnon pour lui donner la mort. Celles-ci forment la classe des supernovae gravitationnelles, celles- là, la classe des supernovae thermonucléaires.
Cette classification est vouée à remplacer la classification spectroscopique en type II et type I selon que le spectre arbore ou non les raies de l'hydrogène, devenue ambiguë. On conserve cependant la dénomination SNIa pour qualifier les éblouissantes supernovae dont la courbe de lumière a des inflexions particulière et où l'hydrogène brille par son absence.
Les supernovae classées Ib et Ic sont en réalité des supernovae dont le mode d'explosion est semblable à celui des type II.
SN 1987a, la supernova du siècle, et même des temps modernes fut résolument une supernova de ce type : son géniteur (20 Mo) n'était pas très différent de Rigel, la belle étoile bleue de la constellation d'Orion, ceci nous le savons pour l'avoir photographié avant sa mort.
Une opportunité unique s'offrait de mettre à l'épreuve la théorie de l'explosion des étoiles et de la nucléosynthèse qui s’ensuit. Celle-ci prédisait que les isotopes de masse 44, 56 et 57 proviennent de la greffe soudaine, explosive, de particules alpha (ou noyau d’hélium) et de protons sur les noyaux silicium, forgés au coeur de l'étoile -mère peu de temps avant son explosion. Etant synthétisés sous la forme de leur géniteur radioactif (Nickel-56, Nickel-57 et Titane-44), les noyaux épars dans les débris de la supernova, au terme de désintégrations en chaîne, devaient retrouver leur forme stable (Fer-56, Fer-57 et Calcium-44). Cette radioactivité ne pouvait rester inaperçue.
Figure 3 : Déclin de l’éclat de SN 1987A.
Le 23 février 1987 ; Shelton et Jones annoncèrent la découverte d’une supernova dans le Grand Nuage de Magellan. Ce fut la plus brillante qu’on ait pu observer depuis le temps de Kepler (1604), et la première que l’on ait pu examiner dans toutes les bandes du spectre électromagnétique, et la première, encore, à être détectée par son flux de neutrinos. Sa distance relativement proche (170 000 années-lumières) offrit une opportunité unique d’observer une supernova en grand détail, ceci avec une variété de techniques de détection différentes.
Le déclin de la courbe de lumière de la supernova, passé 200 jours, suit la décroissance radioactive du 56Co (de demi-vie égale à 77 jours), père du 56Fe et fils du 56Ni. La lumière de la supernova est ensuite entretenue par la décroissance du 57Co et 44Ti de plus longues périodes, ce qui en fait un objet purement radioactif.
L’énergie déposée par les radionucléides (pointillé) correspond à des quantités initiales de 56Ni, 57Ni et 44Ti de 0,075, 0,009 et 0,0001 MΘ respectivement.
Ainsi le message de la supernova magellanique, retardé de 170 000 années par la distance de l'objet, arrivait au bon moment : celui où les hommes s'étaient donné des modèles physiques et des ordinateurs capables de restituer par le calcul l'évolution des étoiles. Message différé certes, mais message exact : les neutrinos arrivèrent avec quelques heures d'avance sur la lumière, comme prévu, et en nombre attendu.
Les supernovae thermonucléaires, quant à elles se rapprochent, par leur fonctionnement, des bombes du même nom. Leur physique, brutale et complexe impliquant des échanges de matière entre deux étoiles, échanges régis par la gravitation.
Ce dont on est assuré, par contre, c'est de l'identité de l'astre explosif : une naine blanche. Les naines blanches gavées de matière dépassent la masse critique de 1,4 Mo, et elles explosent comme des bombes, sans laisser aucune trace sinon un violent signal lumineux et un nuage en expansion (vestige de supernova). L'explosion est le résultat de la combustion nucléaire catastrophique du carbone dans le corps des naines blanches.
Une caractéristique frappante des SNIa est qu’elles exhibent un remarquable degré de similitude, bien plus que toute autre classe de supernovae, et que leur évolution spectrale est reproductible. Si l’on écarte quelque brebis galeuse, les courbes de lumière montrent une impressionnante homogénéité. La dispersion des magnitudes absolues est de 0,2 magnitude, environ, sur tout l’échantillon analysé, est très inférieures à celle des SN des autres types.
Aussi les SNIa sont considérées comme des étalons de luminosité, ou si l’on préfère, pour reprendre le terme usité en cosmologie, des chandelles standard.
Les supernovae, sans distinction de classe, figurent parmi les plus beaux fleurons de l'astronomie. Ce sont les moteurs de l'évolution galactique. Elles ne sont chiches ni en énergie (1051 erg), ni en matière ouvragée. (2 Mo d'oxygène et 0,6 Mo de fer, respectivement pour les deux types).
Les deux variétés de supernovae ne produisent pas les éléments dans les mêmes proportions, ni n'explosent au même rythme (1 thermonucléaire pour cinq gravitationnelles).
Les supernovae gravitationnelles produisent efficacement quantités d'éléments entre le carbone et la calcium, l'oxygène étant le plus abondant, alors que leurs consœurs thermonucléaires ne lésinent pas sur le fer et les éléments voisins. Selon les estimations, environ 50 % du fer viendrait des SNIa.
Figure 4 : Obole d’ étoiles exprimées en masse solaire
Les quantités de fer éjectées sont incertaines faute de pouvoir définir avec précision la frontière entre la matière qui s’envole et celle qui reste prisonnière de l’étoile à neutron.
Élément 13Mo
C 0.060
O 0.218
Ne 0.028
Mg 0.012
Si 0.047
S 0.026
Ar 0.0055 0.0040 Ca 0.0053 0.0033 Fe 0.150 ?
15Mo 20Mo
0.083 0.115 0.433 1.480 0.039 0.257 0.046 0.182 0.071 0.095 0.023 0.025 0.0045 0.0072 0.0037 0.0062 0.120 ? 0.075
25Mo
0.148 3.000 0.631 0.219 0.116 0.040
0.050 ?
La richesse en neutrons de la matière qui échappe tout juste à l'emprise gravitationnelle de l'étoile à neutrons est un site prometteur pour le processus r qui élabore les noyaux les plus lourds de la nature (jusqu'à l'uranium) par capture rapide de neutrons. Un cocktail bien dosé des deux semble expliquer, du moins qualitativement, les abondances du système solaire. Les SNII fournissent tous les éléments entre oxygène et calcium, les SNIa apportent une dernière touche au pic du fer.

Évolution chimique de la Galaxie
Jeu subtil, mais encore incertain, l’évolution galactique est promise à un grand avenir, car elle seule permet d’expliquer la marche de l’histoire de la matière dans les différentes régions du cosmos.
La galaxie est un système structuré et évolutif, constitué d’un disque et d’un halo, de composition et d’histoire différentes. Les populations stellaires du halo se caractérisent, premièrement par des mouvements (vitesses et orbites) particuliers, et deuxièmement, par une grande pauvreté en métaux,
Le halo est le royaume de la matière noire et des étoiles antiques. (rassemblées dans les amas globulaires ou étoiles éparses). Toute formation d’étoiles y a cessé, et les astres désargentés (pauvres en métaux), en orbite au tour de la galaxie, poursuivent leur course inlassable. La matière y a gardé une forme très primitive.
Dans le disque, les nuages accouchent de lignées d'étoiles. Les étoiles synthétisent la variété complète des noyaux d'atomes à l'exception des plus légers.
Elles laissent derrière elles des résidus compacts, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. De générations en générations d'étoiles le milieu interstellaire s'enrichit en éléments complexes, propices à la vie. Les noyaux d'atomes, expulsés par les étoiles s'entourent d'électrons et s'enchaînent en molécules dans le froid des nuages et naît toute une chimie.
Dans l’exercice que constitue la modélisation de l’évolution chimique de la galaxie (et de toutes les galaxies) on se donne quelques règles ainsi que des conditions initiales.
La composition initiale est celle qui sort du big-bang : 76 % d’hydrogène et 24 % d’hélium. Cette matière originelle sert d’aliment aux cycles de transformation suivants :
Gaz → Étoile
Étoile → Gaz chargé de produits nouveaux + résidu compact
Chaque étoile travaille à la constitution et à la perfection des métaux et amasse en ses tréfonds les bons oxygène, silicium, fer. La contribution de chaque étoile est versée à la caisse galactique. L’obole est constituée d’un certain nombre d’atomes de chaque type, dont on fait le décompte. Chacune verse selon sa masse. Les plus grosses sont les plus généreuses et versent le plus rapidement. Le décompte, étoile par étoile, s’établit comme l’indique le barème donné plus bas.
Les étoiles massives, parsupernovae interposées et les étoiles de masse intermédiaires, mères desnébuleuses planétaires sont les plus généreuses. Ce sont les véritables moteurs de l’évolution chimique de la galaxie. Les étoiles de faible masse (< 1 Mo) brillent à l’économie et leur évolution est si lente qu’on attend encore leur plaine floraison. Si les étoiles de masse supérieures à celle du Soleil jouent dans l’économie générale de l’univers le rôle d’artisans consciencieux, les astres noirs et petites étoiles jouent celui de boulets.
Progressivement, le gaz galactique se transforme en étoile, lesquelles restituent une partie de leur substance à leur milieu nourricier et originel, mais une partie seulement. A ce jeu, le gaz est perdant, il finit par s’épuiser. A terme cessera la formation d’étoiles. les supernovae se feront toujours plus rares, la composition de la galaxie ne changera plus.
Cette description de l’évolution chimique de la Voie Lactée et conforme aux observations. Ainsi la teneur en fer des étoiles plafonne depuis plusieurs milliards d’années, ce qui montre un ralentissement évident de l’évolution nucléaire.
Pourtant le fer, roi de la création nucléaire, possède le noyau le plus solide. A supposer que la forme la plus résistante est vouée à dominer, on conclurait que les étoiles préparent son avènement. Pourtant il ne règnera pas, et l’épouvantable vision d’un univers métallique s’efface.
Il y a à ceci plusieurs raisons. La première tient à une faiblesse (fondatrice) de la chaîne nucléaire qui relie l’hydrogène (élément premier) au fer au niveau des noyaux de masse 5 et 8 (instables) La nucléosynthèse du big-bang avorte au nombre 7. L’expansion a été trop rapide pour que le carbone se constitue. L’instabilité maladive des fils de l’hélium en est la cause.
La seconde est que la production de fer est amoindrie par le fait que la partie centrale des étoiles massives, ou le fer prolifère implose et est transformée en étoile à neutrons ou pire encore, en trou noir. La troisième est que supernovae de type Ia (fruit de la vie en couple de certaines étoiles) sont rares. Et la quatrième est celui que nous venons de voir : La Galaxie brille de ses derniers feux et son évolution chimique touche à sa fin.
Conclusion : Astrophysique explosive
Supernova ! explosion d’étoiles suivie de désintégrations de noyaux radioactifs : la physique cataclysmique est celle que porte au cœur toute une génération d’astrophysiciens on
ne peut plus doux et pacifiques, par ailleurs. Ces somptueux évènements font dorénavant l’objet d’une telle attention qu’on pourrait dire que l’humanité est rentrée dans l’ère des supernovae.
Références
Arnould, M. & Takahashi, K. 1999, Nuclear Astrophysics, Reports on Progress in Physics, 62, 393.
Arnett, D. 1996, Supernovae and Nucleosynthesis, Princeton University Press.
Audouze, J. Musset, P. & Paty, M. , 1990 (coordonateurs). Les particules et l'univers, Nouvelle Encyclopédie Diderot, PUF.
Cassé, M. Généalogie de la matière, Odile Jacob à paraître (Septembre 2000).
D.D Clayton, 1983, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, 1983, The University of Chicago Press.
Lehoucq, R. et Cassé M. " in "Supernovae", Les Houches 1990, North Holland, p. 589.
Prantzos, N. & Montmerle, T.1998, Naissance, vie et mort des étoiles, Que sais-je, PUF.
Rolfs C. & Rodney W.S. 1988, Cauldrons in the Cosmos,, The University of Chicago Press.
Valentin, L, 1982, ,Physique subatomique : noyaux et particules, vol I et II, Collection enseignement des sciences.
Slezal E. & Thévenin, F. ,Nucléosynthèse et abondance dans l’univers, 1998, Cépaduès Editions.

 

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L'ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE

 

 

 

 

 

 

 

L'ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE

Nucléosynthèse primordiale


Comment se sont formés les premiers noyaux ? L'étude des "fossiles nucléaires" a fourni les réponses.

Publié le 10 décembre 2015


LE CHAUDRON COSMIQUE
Les noyaux se forment dans les étoiles. Cette idée, que l’astrophysicien américain Fred Hoyle a développée dans les années 1950, rend compte de façon satisfaisante des proportions relatives d’un grand nombre de noyaux, mais pas de tous.
Si l’Univers a toujours été en expansion, il a forcément émergé d’une période pendant laquelle il était très dense et très chaud : l’observation du « fond diffus cosmologique », trace de la lumière émise au moment où sont apparus les premiers atomes d’hydrogène neutre, montre qu’il est passé par une phase où la température était de l’ordre de trois mille degrés. L’analyse de la répartition des noyaux légers (hydrogène, hélium et lithium notamment) prouve qu’il y a eu un état antérieur, où la température était supérieure à dix milliards de degrés.
C’est alors que s’est jouée une grande partie du destin de la matière.

    
LES NOYAUX FOSSILES
Trois noyaux résistent au modèle de la nucléosynthèse stellaire ; ce sont de véritables "fossiles nucléaires", témoins des premiers instants de l'Univers.
Le premier est le deutérium (D), aussi nommé « hydrogène lourd ». Son noyau est constitué d’un proton et d’un neutron. On en dénombre un pour cent mille atomes d’hydrogène. Le deutérium est le plus fragile des noyaux, il ne résiste pas à la fournaise stellaire. Dans les étoiles, il réagit dès que la température dépasse un million de degrés. D’où peut bien venir le deutérium encore observable ?
 

Le second fossile se nomme hélium 4 (4He). Les étoiles en fabriquent couramment à partir de quatre noyaux d’hydrogène. Mais pas assez : l’activité cumulée de toutes les étoiles ne suffit pas à rendre compte de sa grande proportion relative, qui est d’un atome d’hélium pour dix atomes d’hydrogène. Dans un certain nombre d’étoiles, on a mesuré la proportion d’hélium et de trois éléments lourds (carbone, azote et oxygène, noyaux qui ont été choisis car ce sont de purs produits de la nucléosynthèse stellaire). On a constaté que les étoiles qui ont le plus d’éléments lourds sont aussi celles qui ont le plus d’hélium.
Mais les étoiles les plus pauvres en éléments lourds en contiennent néanmoins une bonne quantité : aucune qui ait moins de sept noyaux d’hélium pour cent atomes d’hydrogène. Une interprétation s’impose : à leur naissance, les étoiles et les galaxies contiennent déjà 7 % d’hélium. D’où provient cet hélium primordial ? Enfin, le troisième fossile nucléaire est le lithium 7 (7Li). La proportion de lithium a été mesurée dans de nombreuses étoiles de notre galaxie. Quoique faible, elle est quasiment la même dans les étoiles les plus vieilles et elle augmente dans les plus jeunes. Cette remontée indique donc que les étoiles fabriquent du lithium, mais la présence de ce noyau en quantité constante dans les plus anciennes d’entre elles indique qu’il y eut, comme pour l’hélium, une contribution préalable à celle des étoiles.
D’où viennent le deutérium, l’hélium et le lithium ? L’étude de ces fossiles nucléaires a permis d’élaborer un scénario raisonnable selon lequel l’Univers a connu une température supérieure à dix milliards de degrés.


LA NUCLÉOSYNTHÈSE PRIMORDIALE
À dix milliards de degrés, l’agitation thermique est telle que l’interaction nucléaire forte est incapable d’assurer la stabilité des noyaux, qui se décomposent alors en protons et en neutrons. Le fluide cosmique est constitué d’un mélange de ces nucléons, au milieu desquels foisonnent électrons, photons et neutrinos. Les neutrinos jouent un rôle important : absorbés et émis sans cesse par les nucléons, ils transforment les protons en neutrons et vice versa. Ces réactions maintiennent un équilibre entre les nombres de neutrons et de protons dont le rapport dépend de la température.

L’expansion aidant, la température décroît, et vient un moment où les neutrinos ne peuvent plus interagir avec les nucléons, ce qui rompt l’équilibre qui prévalait jusqu’alors. Le neutron libre est une particule instable qui, en un peu moins d’un quart d’heure, se désintègre en un proton, un électron et un neutrino. Sa seule voie de conservation est son assemblage avec un proton pour former un noyau de deutérium. Or il faut de la chaleur pour engendrer le deutérium et, après fabrication, il faut le refroidir pour le conserver. L’expansion se charge de ces deux opérations : le deutérium est produit quand la température est voisine d’un milliard de degrés, et il est sauvé de la destruction prématurée par le refroidissement dû à l’expansion.
Pendant leur période de formation, les noyaux de deutérium peuvent aussi se joindre à d’autres nucléons pour engendrer successivement des noyaux d’hélium 3, d’hélium 4 et, en proportion moindre, de lithium 7.

Le refroidissement de l’Univers sous la température minimale de fusion met fin à cette activité nucléaire primordiale, qui n’a eu que trois minutes pour se réaliser ! Quand la température est trop basse, la composition de l’Univers est figée : on retrouve le deutérium dans l’espace interstellaire, l’hélium 4 primordial s’observe dans les étoiles et les galaxies anciennes et le lithium 7 à la surface des plus vieilles étoiles. Finalement, la nucléosynthèse primordiale n’a guère pu fabriquer que des éléments légers.
Ce sont les étoiles, plus froides que le milieu primordial de l’Univers, mais disposant de densités élevées et, surtout, de beaucoup plus de temps, qui synthétisent les éléments plus lourds.

 

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LES PLANÈTES

 


 

 

 

 

 

Les planètes

Publié le 19 avril 2017

 
Notre système solaire comporte 8 planètes et notre galaxie vraisemblablement des milliards. Les planètes sont des boules de matière et de gaz qui gravitent autour d’une étoile. Elles sont classées en différentes familles. Les plus brillantes ont été observées depuis toujours par l’Homme. Les scientifiques cherchent à observer des planètes toujours plus lointaines et peut être habitables.
QU’EST-CE QU’UNE PLANÈTE ?

Une planète est un corps céleste de forme sphérique qui tourne autour d’une étoile (appelée étoile hôte) sans rencontrer d’autres corps sur son orbite.


COMMENT SE FORMENT LES PLANÈTES ?
Les planètes se créent à partir de poussières et de gaz présents autour d’une étoile dans ce que l’on appelle le disque d’accrétion « proto-planétaire ».  Les particules de poussière de ce disque s’agglomèrent progressivement sous l’effet des forces électrostatiques. Ce sont ces mêmes forces qui rassemblent les poussières en « moutons » dans nos maisons. Plus tard, la force de gravité prend le relais pour agglomérer les éléments plus massifs (de plusieurs centaines de mètres de diamètre). Un corps solide devient une planète lorsqu’il atteint une masse critique qui lui confère une forme sphérique.

Si la masse de la planète dépasse environ 10 fois la masse de la Terre,  les gaz à proximité vont progressivement être attirés vers la planète créant ainsi une planète géante.

HISTOIRE DE LA DÉCOUVERTE
DES PLANÈTES
Depuis toujours l’Homme s’est intéressé à la voûte céleste. Il distingue d’abord les planètes les plus brillantes des étoiles. Cette différenciation s'est faite rapidement car les planètes ont un mouvement périodique très régulier dans le ciel, tandis que les étoiles restent fixes. De plus, leur apparence diffère des comètes (petits objets célestes constitués de roches et de glaces) qui présentent une queue caractéristique lorsqu'elles s'approchent du soleil.

Parmi les astres les plus brillants du ciel la nuit se trouvent 5 planètes de notre système solaire visibles à l’œil nu : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.

Certaines planètes de notre système solaire sont restées inconnues plus longtemps car invisibles à l’œil nu. En 1781, William Herschel, un astronome britannique, découvre Uranus à l’aide d’un télescope très performant de son invention. En 1846, c’est Neptune qui est découverte par l’équipe d’Urbain Le Verrier, astronome et mathématicien français, suite à des calculs pour déterminer la position de l’astre par rapport à Uranus.

Il faut attendre Michel Mayor et Didier Queloz, deux astrophysiciens suisses, pour la découverte, en 1995 à l’Observatoire de Haute-Provence, de la première exoplanète (planète en dehors du système solaire) qu’ils appelleront 51 Peg b (ou Dimidium) du système de l’étoile 51 Peg (ou Helevetios).


LES DIFFÉRENTS TYPES DE PLANÈTES
Selon leurs caractéristiques, les scientifiques ont établi deux grandes familles de planètes :

Les planètes telluriques
Ces planètes, dont la surface est solide, sont constituées principalement de roches et de métaux.

Dans le système solaire, ce sont, par ordre de taille et de masse, Mercure, Mars, Vénus et la Terre.

Les planètes gazeuses
Ces planètes sont constituées d’une proportion importante de gaz et contiendraient (selon certaines théories) un cœur solide de roches et de glaces autour duquel le gaz est maintenu.

On parle de planètes géantes car leur diamètre est très grand. Par exemple, dans le système solaire, leur diamètre va d’environ 49 500 km pour Neptune jusqu’à environ 143 000 km pour Jupiter soit un diamètre 9,4 fois plus important que la Terre. Dans notre système solaire, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont des planètes géantes.



ON DISTINGUE AUSSI
*         Les planètes avec satellites
Lorsqu’un corps céleste est en orbite autour d’une planète, il est alors nommé satellite. La Terre possède un satellite : la Lune.  D’autres planètes comme Jupiter ou Saturne en possèdent plus de cinquante chacune.

*         Les planètes à anneaux
Les anneaux sont composés de grains de glace (de 1mm à 10 mètres de diamètre) qui entourent certaines planètes. Ils sont le résultat de l'équilibre entre la force de gravité des grains qui s’attirent et la force de marées de la planète qui va les empêcher de se rassembler pour former, par exemple, des satellites.




Photo de saturne au moment de son équinox par Cassini. © NASA/JPL/Space Science Institute

Quelle est la différence entre une étoile et une planète ?
Contrairement aux planètes, les étoiles produisent de la lumière car ce sont d’énormes boules de gaz brulantes (composées essentiellement d’hydrogène et d’hélium). Elles sont également beaucoup plus grosses et massives que les planètes qui tournent autour d’elles. Par exemple le Soleil a une masse de 332 946 fois la Terre.

*         Pour savoir plus, consultuer "L'essentiel sur les étoiles"

COMMENT DÉTECTE-T-ON LES PLANÈTES ?
Pour détecter les planètes, les chercheurs peuvent utiliser plusieurs méthodes en fonction de la distance qui les sépare de l’objet céleste.

Les planètes du système solaire sont visibles à l’œil nu ou à l’aide de télescopes la nuit grâce au reflet de la lumière du Soleil sur leur surface.

Pour les exoplanètes, la méthode de détection est différente car elles se situent à plusieurs années lumières. Comme des détectives, les scientifiques vont alors rechercher des empreintes révélant l’existence d’exoplanètes en analysant la lumière des étoiles. Il existe deux moyens principaux :

*         Par l’observation de la vitesse radiale, c’est-à-dire en observant les variations de vitesse de l’étoile dans la direction de l’observateur. Lorsqu’une planète tourne autour d’une étoile, celle-ci fait varier la vitesse de son étoile hôte. En regardant les variations de vitesse de l’étoile, il est alors possible de calculer la masse de la planète qui gravite autour mais aussi de connaître la période de révolution de la planète.

*         Par l’observation des variations du flux lumineux de l’étoile au cours de l’orbite de la planète (méthode des transits ). En effet, lorsque la planète passe devant l’étoile, un phénomène d’éclipse partielle se produit. Elle masque une partie de l’étoile et le flux lumineux diminue en proportion du rayon de la planète que l’on peut donc calculer.

Ces deux méthodes nécessitent de bien connaître la masse et le rayon de l’étoile.


COMMENT DÉTERMINE-T-ON LES CARACTÉRISTIQUES DES PLANÈTES OBSERVÉES ?
Pour mieux connaître les propriétés des planètes détectées (masse, rayon, …), il existe différentes méthodes.

Pour les planètes du système solaire, les scientifiques envoient des sondes qui font des mesures et des images toujours plus précises et qui, dans certains cas, récoltent des échantillons.

Pour les exoplanètes, la combinaison de la méthode des vitesses radiales et de la méthode des transits permet de déterminer la densité moyenne des planètes puisque l’on connaît simultanément leur masse et leur rayon. Par ailleurs, en utilisant la spectroscopie, on peut connaître la composition chimique de leur atmosphère.

Ces caractérisations permettent de mieux comprendre les phénomènes physiques sur ces planètes mais aussi de définir si la vie peut s’y développer.


DANS QUELLES CONDITIONS LA VIE SUR UNE AUTRE PLANÈTE EST-ELLE POSSIBLE ?
La première condition pour que la vie, telle que nous la connaissons puisse se développer à la surface d’une planète tellurique est que celle-ci soit dans la « zone d’habitabilité » de son étoile, autrement dit à une distance permettant l’existence permanente d’eau à l’état liquide. Par exemple, les températures sur Mercure qui oscillent entre -180 et 450 degrés rendent probablement impossible toute forme de vie. De plus, la présence de roches favorise les réactions chimiques nécessaires au développement de la vie.

La capacité à retenir une atmosphère est aussi cruciale, puisqu’elle va permettre de protéger la planète de certains agents dangereux pour la vie (tels que certains rayonnements en provenance de l’étoile par exemple) tout en conservant une certaine chaleur. A noter cependant qu’une atmosphère avec une trop grande quantité de CO2 surchaufferait la planète.

La génération par la planète d’un champ magnétique, comme dans le cas de la Terre, est un autre élément essentiel. Ce dernier permet en effet, du fait de la magnétosphère, de protéger la planète des particules énergétiques en provenance de l’étoile et de l’Univers.

Enfin, les interactions de marées avec une Lune pourront favoriser l’apparition de la vie dans le cas où elles permettront de stabiliser l’axe de rotation de la planète.

 

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L'ESSENTIEL SUR... La matière noire

 


 

 

 

 

 

L'ESSENTIEL SUR...
La matière noire


Publié le 5 mai 2017

 La matière noire est un sujet qui fascine par son côté obscur. Comme elle échappe à la détection, on ne sait pas si elle existe… c’est une traque de longue date qui stimule chercheurs et ingénieurs pour trouver sa trace expérimentale et prouver son existence. Elle expliquerait pourquoi notre Univers se compose de galaxies, d’amas de galaxies mais aussi de vides immenses. Cependant, si on ne la détectait pas, il faudrait revoir la théorie de la gravitation d’Einstein.

QU’EST-CE QUE LA MATIÈRE NOIRE ?
Notre Univers se compose de matière dite « ordinaire » qui va constituer tout ce qui nous entoure comme les atomes de notre corps, les étoiles ou les planètes. Afin d’expliquer certaines observations du cosmos, il existerait une autre matière, appelée matière noire, car elle ne rayonne pas dans l’Univers, ne réfléchit ni n’émet la lumière (n’interagit pas avec la force électromagnétique).
Elle serait apparue en même temps que la matière ordinaire après le big-bang, il y a 13,7 milliards d’années. Interagissant faiblement avec la matière ordinaire, elle échappe encore aux outils de détection.

A la différence de la matière ordinaire qui est sensible aux quatre interactions fondamentales : les forces nucléaires faible et forte, l’électromagnétisme et la gravitation, la matière noire ressentirait la force de gravitation et aussi, selon certains modèles, la force nucléaire faible.


POURQUOI LA MATIÈRE NOIRE EST-ELLE 
DIFFICILEMENT DÉTECTABLE ?

La matière noire n’a pas encore été détectée aujourd’hui parce qu’elle traverserait la matière ordinaire sans réagir avec elle ni par interaction forte ni par interaction électromagnétique. Il existe cependant des candidats de particules de matière noire qui pourraient interagir avec les noyaux par interaction faible.


DE QUOI LA MATIÈRE NOIRE SERAIT-ELLE CONSTITUÉE ?
Plusieurs modèles scientifiques existent pour tenter de caractériser les propriétés de la matière noire. L’un des plus avancés est celui des « wimps » (Weakly Interacting Massive Particles).

Selon ce modèle, la matière noire serait constituée de particules massives, donc sensibles à la gravitation, qui interagiraient aussi faiblement avec la matière ordinaire via la force nucléaire faible. La masse d’une particule de cette matière serait de 1 à 100 000 fois plus importante que celle d’un proton par exemple.

QUELS SONT LES INDICES DE L’EXISTENCE DE LA MATIÈRE NOIRE ?
Par déformation de l’espace, les astrophysiciens observent des « empreintes » où la matière noire serait présente. Deux indices montreraient l’existence de la matière noire dans l’Univers.

Indice n°1 : La lentille gravitationnelle ou le mirage gravitationnel
Selon la théorie de la relativité générale, les objets massifs déforment l’espace ; les rayons lumineux sont déviés. L’image d’une étoile située derrière un objet massif (appelé lentille), tel qu’un trou noir ou un amas de galaxies, nous parvient déformée. C’est l’effet de lentille gravitationnelle.

En étudiant cette déformation, les chercheurs peuvent déduire la masse totale de la lentille. En considérant la masse de matière ordinaire de celle-ci, on ne reproduit pas la déformation. C’est un indice de l’existence d’une masse supplémentaire : la matière noire.

Indice n°2 : La vitesse de rotation des étoiles dans une galaxie

Les galaxies tournent sur elles-mêmes. Les étoiles qui les composent sont soumises à deux forces à l’équilibre : la gravitation qui les attire vers le centre et la force centrifuge qui les repousse.
Plus la distance par rapport  au centre de la galaxie augmente, plus la gravitation faiblit ; la force centrifuge devrait aussi diminuer pour conserver l’équilibre afin que les étoiles restent dans la galaxie. Les chercheurs s’attendaient  à ce que les vitesses orbitales des étoiles externes décroissent (courbe bleue). Mais la courbe réellement observée se stabilise (en rouge).
C’est dans les années 30 que Fritz Zwicky relève cette anomalie dans le mouvement des galaxies en observant un amas. Il imagine une masse manquante invisible qui agirait par gravitation pour garder tel quel l’amas.
Son intuition était bonne. Dans les années 70, Vera Rubin fait le même constat, mais à l’échelle des galaxies : les étoiles tournent trop vite. L’hypothèse de la matière noire revient.
Dans les années 80, l’observation du fond diffus cosmologique (image la plus ancienne de notre Univers) montre que la densité de matière visible n’est pas suffisante pour former les grandes structures de l’Univers. La question de la matière noire s’impose.  

COMMENT RECHERCHER UNE MATIÈRE
SI ELLE EST INDÉTECTABLE ?
Pour découvrir la matière noire, les scientifiques ont trois stratégies possibles : détecter l’effet qu’elle induit sur la matière ordinaire, la produire par l’énergie dégagée lors de la collision de protons de haute énergie, ou encore observer les produits de l’annihilation de deux particules de matière noire qui se produit dans le cosmos.

Détecter la matière noire
Lorsqu’une particule de matière noire frappe un noyau de matière ordinaire, elle pourrait provoquer un recul de celui-ci. Détecter cet infime mouvement permettrait de signer son passage.
Pour être sûr de capter des événements si ténus, les détecteurs doivent être conçus dans un matériau très peu radioactif et protégés des radiations parasites afin de minimiser le bruit de fond qui cacherait le signal recherché.
Ceux de l’expérience Edelweiss sont donc abrités dans le laboratoire souterrain de Modane en France, à 1 700 mètres sous la montagne. Depuis sa création, l’expérience n’a détecté que des événements de bruit de fond et aucun signal compatible avec le passage d’une particule de matière noire. L’expérience continue à guetter une interaction qui prouverait leur existence.
Mais cette méthode directe ne permettra pas à elle seule de dresser la carte d’identité complète de ces particules. Pour cela, il faut les créer en laboratoire, notamment avec les expériences en cours au LHC (Large Hadron Collider, accélérateur de particules du Cern, à Genève en Suisse).

Produire de la matière noire
Il parait surprenant de dire que l’on peut produire de la matière. L’équation d’Einstein « E=mc² » montre qu’il est possible de créer de la matière (m) à partir d’énergie (E). C’est ce qui se serait passé lors du Big Bang où de l’énergie est devenue la matière de notre Univers.
Le LHC est une infrastructure scientifique où ont lieu des collisions de protons de très hautes énergies. L’énergie atteinte lors de la collision permet de créer des particules de très grandes masses dont théoriquement des particules de matière noire. Ces dernières ne laisseront pas de traces dans les détecteurs.  Dans le bilan d’énergie de chaque collision de protons, les chercheurs vont voir s’il manque de l’énergie. Si c'est le cas, cette perte d’énergie pourrait être affectée à la création de ces particules. C’est cette technique d’énergie manquante après la collision qui signerait la création d’un wimp. Cependant, depuis le début du LHC en 2009, aucun candidat n’a été trouvé.
La montée en énergie et en puissance du LHC va permettre de produire des particules de plus en plus massives et augmenter les probabilités de détection des événements rares, telle la matière noire. Si des particules de matière noire sont créées en laboratoire, encore faudra-t-il prouver qu’elles existent aussi dans l’Univers... et donc en trouver dans le cosmos à l’aide de télescopes.

Observer de la matière noire
Lorsqu’une particule et son antiparticule entrent en collision, on dit qu’elles s’annihilent. L’énergie de cette collision va créer de nouvelles particules. L’annihilation de deux particules de matière noire produirait des particules ordinaires détectables dont des photons de hautes énergies appelés rayons gamma. Ceux-ci sont particulièrement intéressants car ils se propagent en ligne droite, ce qui permet aux chercheurs de remonter à leur source. Lorsque ces rayons gamma atteignent l’atmosphère terrestre, ils interagissent avec les atomes de l’atmosphère et produisent une gerbe de particules secondaires, qui émettent un flash très ténu de lumière bleutée, la lumière Tcherenkov. C’est cette lumière, quasi-visible, qui est décelée par les télescopes au sol (comme l’expérience H.E.S.S. : High Energy Stereoscopic System) ou par les satellites dans l’espace (comme l’expérience Fermi).
En théorie, d’importantes densités de matière noire sont concentrées au centre des galaxies. C’est donc en direction du centre de la Voie lactée que les physiciens pointent leurs télescopes. Le signal attendu est beaucoup plus fort que celui en provenance des galaxies naines satellites, surveillées depuis l’espace.

QUELS ENJEUX AUTOUR DE LA MATIÈRE NOIRE ?
La cosmologie est la science qui vise à expliquer la naissance et l’évolution de l’Univers en une théorie avec un minimum de paramètres. Dans le cadre de la théorie de la gravitation d’Einstein, un des paramètres est la matière, incluant la matière noire, qui jouerait un rôle essentiel dans la création des grandes structures (le squelette de l’Univers).

Pour le moment aucune expérience - que ce soit en laboratoire ou en observant le cosmos - n’a encore prouvé l’existence de particules de matière noire mais, si elles existent, elles ne pourront pas éternellement échapper à la détection.

D’autres théories de la gravité cherchent à comprendre les observations sans postuler l’existence de matière noire. Pour arriver à reproduire les observations telles que les lentilles gravitationnelles par exemple, les théoriciens modifient les équations liées à la gravitation.

 

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