Version classiqueVersion mobile
OpenEdition Books

Le ciel à découvert

 | 
Jean Audouze

Deuxième partie. Les étoiles et le milieu interstellaire

12. La nucléosynthèse

Jean Audouze

Texte intégral

1On appelle nucléosynthèse l’ensemble des réactions nucléaires qui se produisent soit lors de la naissance de l’Univers observable, soit à l’intérieur des étoiles, soit dans le milieu interstellaire bombardé par les rayons cosmiques. La nucléosynthèse transforme et synthétise les différents éléments chimiques à partir de l’hydrogène primordial. Le résultat de la nucléosynthèse qui s’est déroulée avant la formation du Système solaire constitue la distribution des abondances des différentes espèces chimiques telle qu’elle peut être déduite des mesures effectuées à partir de la spectroscopie solaire et de la composition des chondrites carbonées, la classe de météorites les plus riches en carbonates (figure 1).

  • 1 Les neutrinos sont des particules de masse quasi nulle qui sont émises ou absorbées au cours des t (...)

2La nucléosynthèse primordiale, à l’origine du deutérium, de l’hélium 3, d’une partie significative de l’hélium 4 et du lithium 7 est évoquée dans cet ouvrage au chapitre 23. Ce chapitre-ci expose successivement les principales caractéristiques de la nucléosynthèse stellaire et de celle qui concerne le milieu interstellaire. De plus, les détections des neutrinos1 cosmiques venant du Soleil et des supernovae ainsi que celle des raies gamma émises dans certaines localisations comme le centre de notre Galaxie ou les restes d’étoiles explosives nous renseignent sur les caractéristiques des processus nucléosynthétiques se produisant à l’intérieur de ces objets ou de ces régions.

Fig. 1 – Courbe des abondances des différents éléments chimiques (en échelle logarithmique) en fonction de leur masse atomique : la région A correspond à la nucléosynthèse primordiale (voir le chapitre 23) ; la région B est celle des espèces chimiques produite par l’interaction des rayons cosmiques avec le milieu interstellaire, la région C est celle qui correspond à la fusion thermonucléaire, la région D aux réactions d’absorption de neutrons et la région E au pic du Fer « façonné » par les réactions de photodésintégration

La nucléosynthèse stellaire

  • 2 On appelle réaction de spallation un processus de destruction partielle d’un noyau complexe induit (...)

3Trois catégories de processus nucléaires peuvent se dérouler à l’intérieur des étoiles, soit durant le cours normal de leur évolution, lorsque leur point figuratif sur le diagramme d’Hertzsprung-Russell se trouve sur la séquence principale comme le Soleil ou dans les régions des étoiles géantes et super géantes (figure 2), soit lors de phases « explosives » qui se manifestent chez les novae et les supernovae. Il s’agit (i) des réactions de fusion thermonucléaire, (ii) des réactions d’absorption de neutrons et (iii) des réactions de photodésintégration. La figure 3 schématise ces trois différents processus ainsi que les réactions de spallation2 qui interviennent dans l’interaction entre les rayons cosmiques et le gaz interstellaire.

  • 3 Le réacteur ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) en construction à Cadarache so (...)

4Les réactions de fusion thermonucléaires concernent des noyaux d’atomes ayant la même charge électrique positive et parvenant à interagir et à fusionner grâce à leurs vitesses (leurs températures) élevées. Ces réactions sont exo-énergétiques et constituent de fait la source d’énergie principale des étoiles, qui ne sont rien d’autres que des réacteurs à fusion nucléaire à confinement inertiel3 (induit par la gravité de l’étoile). Le Soleil brille depuis 4,5 milliards d’années grâce aux réactions thermonucléaires qui se produisent en son centre et a encore 4 à 5 milliards d’années devant lui avant d’évoluer en géante rouge. Les réactions d’absorption de neutrons sont plus faciles à mettre en œuvre, en raison de la neutralité électrique de ces particules. Elles sont également exo-énergétiques. En revanche les réactions de photodésintégration et les réactions de spallation sont endothermiques : les réactions de photodésintégration tirent une partie de leur énergie de la contraction gravitationnelle des régions centrales de l’étoile qui précède leur rebond sur son cœur en train de devenir une étoile à neutrons et donc leur explosion (voir chapitre 9). Les rayons cosmiques énergétiques transfèrent une partie de leur énergie au milieu interstellaire qu’ils bombardent, soit par ces réactions de spallation, soit en arrachant leurs électrons aux atomes interstellaires et donc en l’ionisant.

Fig. 2 – Diagramme « Température superficielle – luminosité » des étoiles, encore appelé diagramme Hertzsprung-Russell du nom de ses inventeurs. Les étoiles de la Séquence principale, à laquelle le Soleil appartient, doivent leur luminosité aux réactions thermonucléaires transformant l’hydrogène en hélium en leur centre. Dans les régions centrales des étoiles « géantes » ont lieu les réactions transformant l’hélium en carbone et oxygène. Les étoiles « supergéantes » sont le siège des réactions transformant le carbone, l’oxygène et le néon en magnésium, silicium, soufre… jusqu’au fer

Tab. 1 – Les cycles de combustion de l’hydrogène en hélium

Les réactions de fusion thermonucléaire

5Ces réactions interviennent entre noyaux d’atomes ayant la même charge électrique positive, donc qui normalement doivent se repousser et ne pas interagir. Pour vaincre cette répulsion « coulombienne » par l’agitation thermique, elles interviennent par conséquent à des températures élevées, comprises entre 106 et 5. 109 K, suivant les noyaux concernés, les valeurs les plus élevées correspondant aux noyaux les plus chargés, donc les plus lourds. Ces réactions ne sont rendues possibles que grâce à un effet de nature quantique, appelé « effet tunnel » et découvert en 1928 par le physicien G. Gamow : selon le principe d’incertitude d’Heisenberg, on ne connaît jamais précisément et simultanément la vitesse et la position d’une particule ; celle-ci a donc une probabilité non nulle qui augmente fortement avec son énergie (donc la température du milieu dans lequel peut se produire la réaction) de traverser la barrière coulombienne induite par les charges électriques respectives (figure 4) : celle-ci est en effet proportionnelle au produit de ces charges.

6On comprend alors pourquoi le milieu dans lequel ces réactions sont susceptibles de se produire doit être porté à de très fortes températures et ce d’autant plus que les noyaux qui interagissent ont des charges élevées. C’est ainsi que la fusion de l’hydrogène exige des températures supérieures à 106 K ; celle de l’hélium des températures de l’ordre de 108 K ; la fusion du carbone, 5 108 K, celle de l’oxygène 109 K et ainsi de suite jusqu’à 5 109 K.

7La combustion de l’hydrogène en hélium a lieu à l’intérieur des étoiles de la Séquence principale telles que le Soleil. Le tableau 1 représente les trois cycles possibles de réactions : 1) à partir de l’hydrogène (PP I) ; 2) à partir de l’hélium catalyseur (PP II) et (PP III) et 3) le cycle dit CNO qui intervient dans les étoiles les plus massives et dont la découverte valut le prix Nobel de Physique 1967 à l’Allemand (devenu américain en 1941) H. Bethe.

Fig. 3 – Les quatre processus nucléosynthétiques intervenant dans la formation des éléments chimiques : a) fusion de deux noyaux de carbone en un noyau de magnésium avec émission d’énergie sous forme de photons ; b) absorption d’un neutron par un noyau de bore 10 qui devient noyau de bore 11 avec émission d’énergie sous forme de photons (ces deux processus a) et b) sont dits exo énergétiques ; c) photo désintégration d’un noyau d’hélium 4 par un flux de photons énergétiques et d) une réaction de « spallation » entre un proton énergétique et un noyau de carbone 12 qui provoque la cassure de ce dernier donnant naissance à un noyau de lithium 7 et l’émission de trois protons et deux neutrons énergétiques. Ces deux derniers processus sont endo énergétiques

8Parmi tous les neutrinos émis lors de ces cycles de réaction, celui qui accompagne la désintégration du B8 en Be8 est très énergétique et peut donc être, en principe, détecté par des dispositifs souterrains décrits plus loin, pouvant ainsi fournir une mesure directe de la température des régions centrales du Soleil : ce lux de neutrinos croît, en effet, très fortement avec celle-ci.

  • 4 Sa durée de vie est de 10-16 sec.
  • 5 F. Hoyle aurait dû partager le prix Nobel de physique 1983 attribué à son ami W. A. Fowler avec le (...)

9L’explicitation de la combustion de l’hélium en carbone, qui survient dans les régions centrales des étoiles géantes à des températures de l’ordre de 108 K constitue peut-être le plus grand succès de la théorie de la nucléosynthèse. Il est à mettre au crédit, d’une part de l’Américain E. E. Salpeter qui comprit en 1951 la première étape de ce processus (la fusion de deux noyaux d’He4 en un noyau très instable4 de Be8) et d’autre part au Britannique F. Hoyle5 qui prédit à peu près au même moment pourquoi ce Be8 si instable parvenait néanmoins à capturer un troisième noyau d’He4 et à se transformer en C12. Salpeter et Hoyle ont mis à profit une caractéristique des réactions nucléaires liée à une des propriétés quantiques des noyaux d’atomes. Ces noyaux sont constitués d’un ensemble de nucléons (protons et neutrons) qui peuvent prendre un certain nombre de configurations, la moins énergétique correspondant au niveau 0, que l’on appelle aussi niveau fondamental, puis les niveaux 1, 2, 3…, dits niveaux « excités », 1, 2, 3,… ayant une énergie bien définie au-dessus de ce niveau fondamental. Dans une réaction nucléaire, lorsque l’énergie du noyau composé du noyau incident et du noyau cible correspond strictement à l’énergie d’un de ces niveaux, la probabilité de réaction passe par un maximum dit « résonance ». Salpeter découvrit que l’énergie de l’ensemble He4 + He4 correspond à celle du niveau fondamental de Be8, ce qui accroît sa production malgré sa très grande instabilité (le rapport Be8/He4 à l’équilibre entre sa production et sa désintégration est égal à 10-9). Hoyle fit « mieux » : il prédit l’existence d’un niveau excité du carbone pour permettre que la réaction Be8 + He4 ait lieu avec la probabilité requise pour rendre compte de l’abondance de C12. Quelques années après la publication de son article, les physiciens nucléaires mettaient en évidence ce niveau excité du noyau de carbone encore inconnu jusqu’alors. Si ce niveau excité n’avait pas existé, les étoiles auraient été incapables de synthétiser des espèces chimiques au-delà de la masse atomique 7 : sans carbone, azote, oxygène,… l’Univers serait très différent, sans présence de vie, évidemment.

Fig. 4 – Barrière coulombienne. Les potentiels nucléaires (fortement attractifs sur une distance de 10-13 cm) et « coulombien » (répulsif mais décroissant en 1/r² avec la distance entre noyaux r) sont présentés en fonction de cette distance. Plus l’énergie de la particule incidente est grande, plus cette barrière se franchit facilement

  • 6 La différence de masse entre 3 noyaux d’hélium 4 et un noyau de carbone 12 (rapportée à un nucléon (...)
  • 7 L’analyse des caractéristiques des supernovae de type I qui proviennent d’étoiles de faible masse (...)

10Les régions centrales des étoiles géantes rouges ont une température suffisante (108 K) pour que ces réactions, ainsi que la réaction C12 + He 4 s’y produise. Les étoiles de masse comparable ou légèrement inférieure à celle du Soleil parviennent à ce stade évolutif (correspondant à cette étape-ci de la nucléosynthèse) mais n’évoluent pas au-delà : à la fin de cette phase, dont la durée est d’environ le dixième de la phase « Séquence principale » précédente6, elles deviennent des nébuleuses planétaires puis ultérieurement des naines blanches. Lorsque le combustible d’hélium est « épuisé », l’étoile de faible masse termine son évolution en passant par l’étape dite « nébuleuse planétaire » au cours de laquelle ses régions extérieures sont « soufflées » et vont se fondre dans le milieu interstellaire avoisinant. Le résidu continue à se contracter jusqu’à devenir une naine blanche dont le rayon n’est plus que le centième de celui de l’étoile lorsqu’elle était sur la séquence principale. Cette constatation a permis à H. Reeves et quelques autres de dire que nous étions des « poussières d’étoiles » provenant en grande partie d’objets de grande masse7 ayant évolué rapidement (avec une échelle de temps de quelques millions d’années) et que nous avons la chance d’orbiter autour d’une étoile de petite masse, sans réel pouvoir nucléosynthétique mais dont l’évolution est très lente, puisqu’elle se mesure en dizaine de milliards d’années.

  • 8 Si un noyau comprend Z protons et N neutrons, son numéro atomique est égal à Z et sa masse atomiqu (...)

11Poursuivons l’examen des cycles de réactions thermonucléaires par celui de ceux qui interviennent à des températures plus élevées, qui ne sont atteintes que dans les régions centrales des étoiles dites « super géantes » dont la masse de départ est supérieure à 5 masses solaires et qui concernent des noyaux de masse atomique et donc de numéro atomique8 plus élevés. La fusion du carbone sur lui-même se produit à des températures comprises entre 500 et 800 millions de K. Elle permet la synthèse du néon 20, du sodium 23 et du magnésium 24. La fusion de l’oxygène sur lui-même a lieu à des températures de l’ordre du milliard de K. Les noyaux de silicium 28, de phosphore 31 et de soufre 32 apparaissent alors. On évoque aussi le cycle du néon qui démarre dans des conditions de températures comparables et qui permettent la formation de l’argon 36, du potassium 39 et du calcium 40. Au fur et à mesure que l’on monte en température, la quantité de matière impliquée diminue d’un cycle à l’autre et les cycles les plus complexes durent de moins en moins longtemps en raison de la diminution des différences de masse des noyaux impliqués. On comprend alors pourquoi les abondances des éléments décroissent depuis celle du carbone jusqu’à celle du calcium (et éléments voisins).

Fig. 5 – Structure théorique d’une étoile massive en « pelures d’oignon » à l’intérieur de laquelle chaque couche poursuit un cycle de combustion thermonucléaire différent. C’est ainsi que se présente une étoile qui doit terminer son évolution en explosant comme une supernova de type II (voir le chapitre 9) dès qu’une onde choc se produit dans ses régions centrales

12L’étoile de grande masse, parvenue jusqu’à ces étapes nucléosynthétiques est alors structurée en « pelures d’oignon » comme le montre la figure 5.

  • 9 Ce rapport est égal à (Z + N)/(Z – N) où Z et N désignent les abondances relatives en protons et e (...)

13Les cycles que nous venons de décrire sont ceux qui ont lieu durant les phases « calmes » ou stables de l’évolution stellaire. Au cours des années 1960, les spécialistes tels que W. D. Arnett, J. W. Truran, et plus tard au cours des années 1970, D. D. Clayton et son groupe (S. E. Woosley et M. Howard), M. Arnould et ses étudiants et ma propre équipe réalisèrent que de nombreux isotopes stables des espèces chimiques évoquées précédemment n’étaient pas synthétisés dans les proportions observées. Ils étudièrent donc les mêmes cycles thermonucléaires se produisant à des températures significativement plus élevées, induites par le passage d’une onde de choc au travers d’une zone soumise à des processus « calmes », tels que ceux que nous venons d’évoquer plus haut. Les deux paramètres qui conditionnent le succès ou l’échec de telles analyses sont d’une part, évidemment, la température, d’autre part, un rapport appelé « richesse en neutrons9 ».

14Limitons-nous à donner quelques exemples des résultats de ce que l’on appelle la « nucléosynthèse explosive » : c’est ainsi que la combustion explosive de la zone riche en carbone rend bien compte des rapports isotopiques du magnésium et du silicium, que celle de la zone riche en oxygène concerne ceux du soufre, de l’argon et du calcium ; enfin la zone de silicium, portée à des températures extrêmes, supérieures à 5 milliards de K, rend compte de la formation des isotopes du fer. J. W. Truran, S. Starrfield, B. Lazaref et moi-même, nous nous sommes intéressés à la combustion explosive de zones riches en hydrogène mais contenant également des atomes de carbone, d’azote et d’oxygène. L’explosion de telles zones n’intervient pas seulement dans les supernovae mais également dans les novae, plus nombreuses mais qui éjectent des quantités de matière considérablement moindre. Alors que le cycle CNO « classique » qui intervient particulièrement au centre des étoiles de grande masse de la séquence principale a pour conséquence la destruction d’un isotope tel que l’azote 15, le cycle CNO « chaud », c’est-à-dire se produisant à des températures supérieures à 100 millions de K, rend compte de son abondance ainsi que celles des isotopes 17 et 18 de l’oxygène.

  • 10 L’hélium 4 présent à la surface des étoiles de notre Galaxie provient pour les deux tiers de la nu (...)
  • 11 Pour les explosions de supernovae la situation est un peu plus complexe : R. Mochkovitch rappelle (...)

15En bref les réactions thermonucléaires se produisant dans les régions centrales, très chaudes ou durant les phases explosives des étoiles (novae et supernovae) entre noyaux, tous de charge électrique positive, sont à l’origine de la production des éléments chimiques de masse atomique comprise entre celles du carbone et du fer10 et génèrent l’énergie rayonnée par les étoiles pendant la plus grande partie de leur évolution11 (durant les phases où leurs points figuratifs se trouvent sur la Séquence principale et dans les domaines correspondant aux géantes et super géantes). Ces cycles nucléosynthétiques n’expliquent pas la formation du deutérium (voir le chapitre 23), des éléments légers de masse atomique comprise entre 6 et 11 (voir « La production des éléments légers », infra) et des éléments plus lourds que le fer (voir « Les réactions de capture de neutrons », infra).

Les réactions de photodésintégration

16Ce processus endothermique (schématisé sur la figure 3) consiste en la brisure de noyaux complexes, induite par des flux de photons énergétiques et ne se produit qu’à la fin de l’évolution des étoiles de grande masse (> 10 masses solaires). Il constitue de fait le facteur déclenchant l’explosion de ces étoiles en supernovae (voir le chapitre 9). En effet, une relation, dite loi de Planck, stipule que le nombre de photons énergétiques croît comme la puissance quatrième de la température.

17Ces réactions commencent par affecter le silicium à des températures comprises entre 3 et 4 milliards de K et donnent lieu à un ensemble de processus appelé le « quasi-équilibre du silicium ». Le principe en est le suivant : les photons éjectent des particules α (noyaux d’He 4) d’une partie des noyaux de silicium 28. Ces α sont absorbés par d’autres noyaux de silicium 28 et génèrent ceux de soufre 32, argon 36 et calcium 40.

Fig. 6 – Nucléosynthèse des éléments lourds : on présente ici un fragment d’un diagramme nucléaire dans lequel on porte en abscisses le nombre de neutrons N et en ordonnées le nombre de protons (correspondant chaque fois à une espèce chimique différente). Les isobares (noyaux ayant la même masse atomique) se trouvent sur la même diagonale. On distingue trois familles de noyaux stables : 1) les noyaux marqués P dont l’abondance est plus faible que celle des noyaux des deux autres familles, ont relativement plus de protons et ne peuvent pas être formés par absorption de neutrons. Ils sont vraisemblablement formés par des processus de nucléosynthèse explosive ; 2) les noyaux marqués S et 3) les noyaux marqués R sont synthétisés respectivement par capture lente (S = slow) et rapide de neutrons. Les noyaux R, S proviennent des deux processus. La courbe bleue correspond au processus d’absorption lente. Elle évite les noyaux R purs, qui ont relativement davantage de neutrons que les autres. A un noyau R pur correspond un isobare S pur qui ne peut pas être synthétisé par le processus r

18Lorsque la température à l’intérieur de l’étoile dépasse 5 milliards de K, les photons « attaquent » les noyaux des espèces chimiques voisins du fer. Du fait de la plus grande stabilité relative du noyau du fer 56, l’abondance de ce dernier, qui résiste mieux à ce processus de destruction, devient plus grande que celles des éléments chimiques voisins ; d’où l’origine de ce « pic de fer » dans la courbe des abondances des éléments chimiques, telle que représentée sur la figure 1.

Les réactions de capture de neutrons

19De même que les gaz rares comme le néon ou l’argon ne réagissent pas ou peu chimiquement, le noyau du fer 56 est le plus stable de la nature : il est par conséquent le plus résistant vis-à-vis des réactions de fusion thermonucléaire. Si toute la matière était continûment soumise aux conditions physiques qui prévalent au centre des étoiles de grande masse, tous les noyaux se transformeraient en ceux du fer 56. Or, on constate que la table périodique des éléments ne s’arrête pas là et que l’on trouve dans la nature des atomes de masse atomique bien supérieure tels que ceux d’argent, d’or, de plomb ou d’uranium.

  • 12 On en trouve néanmoins dans les déchets radioactifs des centrales nucléaires puisque c’est l’un de (...)

20En 1953, l’américain P. W. Merrill détecta la présence de technétium dans le spectre de lumière émise par un certain nombre d’étoiles géantes rouges de faible masse donc évoluant très lentement. Comme cet élément chimique n’existe pas sur terre à l’état naturel12 puisque sa durée de vie est au plus de 4,2 millions d’années pour le technétium 98, on eut ainsi la preuve que des réactions nucléaires susceptibles de produire cet élément chimique ont lieu dans ces étoiles. On sait depuis, que ces réactions nucléaires ne sont autres que des processus de capture de neutrons. En effet, les neutrons ne subissent pas la répulsion coulombienne par définition et donc peuvent être absorbés par tout noyau avec des probabilités de réaction considérablement plus élevées que celles des réactions thermonucléaires.

21Ces processus d’absorption de neutrons sont de deux sortes (voir figure 6) : 1. lorsque le flux de neutrons est relativement faible, si le noyau produit est instable (ou ce qui revient au même, radioactif), sa désintégration intervient avant qu’il puisse absorber un nouveau neutron. C’est ce processus, dit « processus s » qui a lieu dans les géantes rouges (les neutrons sont produits par des réactions intervenant à la limite entre les zones riches en hélium et riches en hydrogène) et qui produisent, en particulier, les noyaux de technétium observés par P. W. Merrill ; 2. Lors des explosions de supernovae, la matière stellaire peut être soumise à des flux intenses et très brefs de neutrons : les noyaux lourds absorbent des neutrons à qui mieux mieux et les désintégrations n’interviennent qu’après la fin de l’irradiation par ces neutrons. On dit qu’on a alors affaire au « processus r ». Le fait que le processus s ne peut pas synthétiser des éléments plus lourds que le plomb et que ce même processus est incapable de synthétiser des isobares stables, relativement riches en neutrons, démontre la nécessité de faire également appel à ce processus r pour expliquer la formation des noyaux dont la masse atomique est plus élevée que celle du plomb, ainsi que ces isobares.

La production des éléments légers (lithium, béryllium et bore) par interaction entre les rayons cosmiques et le milieu interstellaire

22Les éléments légers (lithium, béryllium et bore) se caractérisent par leur très faible abondance relative à celles de leurs voisins (hydrogène et hélium d’un côté, carbone, azote et oxygène de l’autre). Dès les années 1950-1960, les spécialistes remarquèrent que ces éléments étaient détruits plutôt que formés à l’intérieur des étoiles de toutes masses. Il fallait donc trouver un autre mécanisme pour expliquer leur présence dans la nature. L’explication fut trouvée au début des années 1970 par H. Reeves, M. Meneguzzi et moi-même lorsque nous réalisâmes d’une part que dans le rayonnement cosmique (voir le chapitre 30) le rapport des abondances des éléments Li, Be et B par rapport aux éléments C, N et O est de 0,2 alors qu’il n’est que de 10-6 dans la matière ordinaire. D’autre part le rayonnement cosmique est fait de noyaux d’atomes portés à très grande énergie. On sait, enfin, que ces flux de particules très rapides séjournent au moins 10 millions d’années dans le gaz interstellaire, entre le moment où ces particules acquièrent leurs vitesses, vraisemblablement dans les couches externes des étoiles explosives et celui où elles sont piégées dans les détecteurs au sol ou dans l’espace. Au cours de ce « voyage » dans le milieu interstellaire, un certain nombre d’entre elles entrent en collision avec les atomes interstellaires et leur font subir des réactions de spallation (voir figure 3). Par exemple, 1) un noyau d’hydrogène appartenant au rayonnement cosmique (« cosmique ») vient frapper le noyau d’un atome de carbone 12 interstellaire qui se transforme en bore 10 ou en lithium 7 ; de même, 2) un noyau de carbone 12 « cosmique » peut rencontrer le noyau d’un atome d’hydrogène interstellaire et se transformer en un noyau de bore ou de lithium d’abord « cosmique », qui peut devenir « interstellaire » s’il se ralentit avant de parvenir dans l’atmosphère terrestre ou dans un détecteur embarqué sur un satellite. Nos calculs démontrèrent que les éléments légers proviennent pour les 2/3 du processus 1) et pour le tiers restant du processus 2). Les éléments lithium 6, béryllium 9, bore 10 et bore 11 proviennent uniquement de ces mécanismes faisant intervenir les rayons cosmiques. Le lithium 7 provient en partie de la nucléosynthèse primordiale (voir le chapitre 23) et pour le reste de ces mêmes processus.

Les neutrinos et la nucléosynthèse

23Comme on l’a vu au paragraphe 1 – 1, de nombreux neutrinos sont émis dans les différents cycles de réactions de fusion thermonucléaire se produisant à l’intérieur des étoiles. Leurs flux sont directement liés aux taux des réactions thermonucléaires qui les produisent ; ces taux étant eux-mêmes très fortement dépendants de la température de la région dans lesquelles se produisent ces réactions. On dispose donc d’un « thermomètre » pour ces régions centrales, autrement inaccessibles directement car les neutrinos n’interagissent quasiment pas avec la matière stellaire entourant ces régions centrales.

24Le physicien américain R. J. Davis Jr (qui partagea le prix Nobel 2002 avec le physicien japonais M. Koshiba qui conçut les expériences Kamiokande et super Kamiokande) construisit dès les années 1970 un détecteur à neutrinos solaires qui est décrit dans le chapitre 30. Ce détecteur de 400 000 litres de tétra chlorure de carbone détecta pendant plus de vingt ans en moyenne 1 neutrino par jour, soit le tiers du nombre prévu par les théoriciens. On sait maintenant que cette différence provient du fait que les neutrinos existent sous trois espèces et que la cuve de R. J. Davis Jr n’est sensible qu’à l’une d’entre elles (voir également le chapitre 8 sur ce sujet).

25Revenons à la supernova 1987 A du Grand Nuage de Magellan. M. Koshiba mérita, lui, son prix Nobel car l’expérience Kamiokande consistant en une vaste cuve d’eau très pure placée très profondément dans le sol fut capable de détecter 5 des 8 neutrinos provenant de l’explosion de cette supernova. Le chapitre 9 rappelle, en effet, que l’émission de neutrinos liée à l’explosion d’une supernova est environ cent fois plus énergétique que l’émission de lumière qu’elle précède. Un neutrino très énergétique peut en effet transformer un proton (noyau d’hydrogène) en neutron avec émission d’un positon dont l’annihilation est détectée par les photomultiplicateurs qui entourent la cuve d’eau. Alors que les neutrinos solaires ont posé pendant de longues années un problème aux astrophysiciens, les neutrinos de la supernova étaient en temps et en nombre (prévus par la théorie) au rendez-vous.

La spectroscopie gamma nucléaire

  • 13 Le MeV représente 1 million d’électrons – volts ; le keV, mille et le GeV 1 milliard. L’électron – (...)

26Les processus nucléosynthétiques qui viennent d’être exposés ne produisent pas uniquement des éléments stables. De nombreux noyaux radioactifs sont également synthétisés dans les régions centrales des étoiles ainsi que par les rayons cosmiques. En se désintégrant, ces noyaux libèrent des photons gamma ayant des énergies très précises, comprises entre 0,1 et 5 MeV13. La table 2 donne la liste des principaux éléments radioactifs pourvoyeurs de ces raies avec leur durée de vie et l’énergie des raies émises par ces éléments. Lorsqu’un positon (anti électron positif) rencontre un électron, ils s’annihilent en produisant deux photons de 0,511 MeV. Cette information est également portée dans cette table.

Élément radioactif

durée de vie

énergie des raies (en MeV)

Béryllium 7

77 jours

0,478

Nickel 56

111 jours

0,847 ; 1,238

Nickel 57

390 jours

0,122

Sodium 22

3,8 ans

1,275

Titane 44

89 ans

1,157

Aluminium 26

1,04 10e ans

1,809

Fer 60

2 10e ans

1,173 ; 1,332

Paire électron – positon

0,511

Tab. 2 – Caractérisation des principales raies gamma nucléaires

27Ces différentes raies constituent donc des « signatures » de processus nucléosynthétiques se produisant ou s’étant produits dans la direction d’observation des dites raies. Par exemple les nickel 56 et 57 ont été formés à profusion au cours de l’explosion de la supernova SN 1987 A du Grand Nuage de Magellan. C’est ainsi que le satellite C.G.R.O (Compton Gamma Ray Observatory) de la NASA, lancé en 1991, a pu observer les raies correspondantes à leur désintégration. Le même satellite détecta la raie caractéristique de la désintégration du titane 44 dans la direction du reste de la supernova Cassiopea A qui a dû exploser au XVIIe siècle.

28Le satellite « Integral » (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory) de l’Agence Spatiale Européenne lancé plus récemment en octobre 2002 a été spécialement conçu pour détecter et mesurer ces raies gamma nucléaires. L’observation par Integral des restes de supernovae, d’autres étoiles et le gaz interstellaire de notre Galaxie, permet de « cartographier » in situ de façon encore plus détaillée un certain nombre de processus nucléosynthétiques à l’origine des noyaux produisant ces raies gamma nucléaires. Parmi la moisson de résultats obtenus, la figure 7 montre la raie caractéristique de l’aluminium 26 observée dans le milieu interstellaire. Comme cet élément est produit principalement au cours des explosions de supernovae, l’intensité de cette raie fournit une estimation du nombre d’explosions de supernovae survenant par siècle dans notre Galaxie. Cette estimation conduit à un chiffre proche de 2, ce qui implique une explosion de supernova tous les 50 ans.

29D’autres grandeurs liées à la nucléosynthèse, telles que les taux de production relatifs de ces noyaux radioactifs ou encore l’évolution au cours du temps du nombre d’étoiles formées par an… peuvent être évaluées grâce à ces observations et ces mesures.

Fig. 7 – Détection par le satellite Integral de l’aluminium 26 dans le gaz interstellaire de notre Galaxie

Les chronologies déduites des éléments radioactifs à longue durée de vie

30Les différents processus nucléosynthétiques exposés ici produisent non seulement des éléments chimiques stables tels que le carbone 12, mais aussi des noyaux instables à durée de vie longue (supérieure ou égale au million d’années) ou très longues (supérieure ou égale à 5 milliards d’années). Il convient de rappeler ici que l’âge du Système solaire a été déterminé avec une précision remarquable (4,555 milliards d’années) indépendamment par C. J. Allègre et G. J. Wasserburg qui mesurèrent les teneurs relatives de différents échantillons météoritiques en rubidium 87 (qui se désintègre en strontium 87 en 68 milliards d’années), strontium 86 et 87. Le prix Crafoord de géologie leur fut attribué conjointement en 1986.

31Les noyaux instables à durée longue permettent d’estimer, par exemple, le temps qui s’est écoulé entre la fin du dernier processus nucléosynthétique ayant affecté la matière du Système solaire et la naissance de ce dernier. L’utilisation d’un isotope radioactif de l’iode de masse atomique 129, produit par le processus r (absorption rapide de neutrons), et qui se désintègre en 17 millions d’années en xénon 129, permet d’évaluer ce temps à environ 100 millions d’années Dans une météorite dénommée Allende du nom du village mexicain sur lequel elle tomba en 1969, on découvrit des petits grains cristallins pour lesquels le rapport entre les teneurs en magnésium 26 et magnésium 24 était anormalement élevé ; d’où la supposition que ces grains renfermaient un excès d’aluminium 26 s’étant désintégré en 740 000 ans. Ces grains pourraient provenir de l’environnement d’une supernova proche du Système solaire dont l’explosion aurait pu « catalyser » la formation du Système solaire par l’action de l’onde de choc de l’explosion sur le nuage interstellaire dont il provient.

32Il existe, par ailleurs une série de noyaux lourds à très longue durée de vie et également produits par le processus r de capture rapide de neutrons, tels que le thorium 232 (durée de vie 14 milliards d’années), l’uranium 238 (durée de vie 6,5 milliards d’années) ou le rhénium 187 (durée de vie 43 milliards d’années) dont l’étude de la teneur dans des échantillons météoritiques a permis de donner une évaluation de l’âge nucléosynthétique de l’Univers, c’est-à-dire le temps pendant lequel le processus r s’est déroulé dans les étoiles idoines. Les auteurs conservateurs fournissaient des valeurs très approximatives comprises entre 8 et 20 milliards d’années, alors que W. A. Fowler, bien plus audacieux dans ce domaine ne craignait pas d’affirmer que l’âge de l’Univers est 13 milliards d’années. Il n’a pas vécu assez longtemps pour avoir la satisfaction de constater que la valeur fournie en 2001 – 2002 par l’analyse des irrégularités du rayonnement cosmologique à 2,7 K est très proche (13,7 milliards d’années – voir le chapitre 20). Cette dernière technique rend évidemment obsolètes les estimations chronologiques fondées sur les teneurs de ces éléments à longue durée de vie.

Remarques finales

  • 14 Le lecteur intéressé pourra consulter le livre de L. Celnikier qui en expose tous les détails.

33L’histoire de l’astrophysique nucléaire14 a été indéniablement marquée par le célèbre article publié en 1957 par G. et M. Burbidge, W. A. Fowler et Hoyle, déjà cité à la note (4). Les années 1960 et 1970 ont été marquées par les travaux concernant la nucléosynthèse explosive, la nucléosynthèse primordiale et l’interaction entre les rayons cosmiques et le milieu interstellaire. À partir de février 1987, les astrophysiciens ont disposé d’une véritable « expérience de laboratoire » avec l’observation de la supernova qui explosa dans le Grand Nuage de Magellan, une des galaxies satellites de la nôtre, située à une distance de 170 000 années lumière de nous. Ils purent ainsi vérifier la pertinence des modèles théoriques relatifs aux explosions de supernovae et estimer certains des processus nucléosynthétiques qui s’y déroulaient grâce à l’observation des raies gamma émises par le nickel 56 et le cobalt 56 par exemple. Ce domaine de recherche spécifique a bénéficié des résultats observationnels obtenus depuis 2003 par le satellite « Integral » (voir infra « La spectroscopie gamma nucléaire »).

34La nucléosynthèse des éléments chimiques, dans les étoiles et ailleurs, est donc comprise dans ses grandes lignes aujourd’hui. Cependant, on peut souhaiter que des progrès significatifs soient accomplis dans deux directions différentes :

  1. on est capable actuellement de déterminer les abondances des différents éléments chimiques dans différents sites astrophysiques ; en revanche la plupart des rapports isotopiques ne sont connus que pour le Système solaire. Il faut donc espérer que les techniques spectrographiques évolueront suffisamment vite pour que les spécialistes soient en mesure de fournir de tels rapports à la surface d’autres astres et dans différentes régions du ciel ;
  2. les calculs astrophysiques dépendent des expériences de physique nucléaire mesurant les probabilités des réactions susceptibles de se produire dans le ciel. Beaucoup de résultats expérimentaux ont déjà été obtenus, surtout ceux qui concernent les noyaux stables. Pour progresser encore sur ce chapitre il serait nécessaire que les physiciens nucléaires parviennent à mesurer les probabilités des réactions impliquant certains noyaux instables à brève durée de vie qui font partie des cycles nucléosynthétiques explosifs ou non, tels que par exemple les oxygènes 14 et 15, les fluors 17 et 18, les néons 18 et 19, etc. Formons le vœu que les physiciens du futur seront capables de caractériser les très nombreux noyaux instables qui interviennent peu ou prou dans les mécanismes brièvement exposés ici.

35Signalons enfin que la mission « Integral » sera sûrement suivie d’autres encore plus performantes qui permettront à la spectroscopie gamma nucléaire de faire mieux comprendre tout ou partie des processus nucléosynthétiques.

Bibliographie

Références bibliographiques

• Arnould Marcel et Samyn Marc, 2001, « La physique nucléaire en astrophysique », Ann. Phys. Fr., Paris, EDP Sciences.

• Audouze Jean, Israël Guy et al., 1993, Le Grand Atlas d’Astronomie, Encyclopedia Universalis, nouvelle édition.

• Audouze Jean et Vauclair Sylvie, 1995, L’astrophysique nucléaire, Paris, PUF, 3e ed.

• Cassé Michel, Généalogie de la matière, 2000, Paris, Odile Jacob.

• Celnikier Ludwik, 2008, Histoire de l’astrophysique nucléaire. La naissance des atomes, Paris, Vuibert.

• Vauclair Sylvie, 2006, La naissance des éléments : du Big Bang à la Terre, Paris, Odile Jacob.

Notes

1 Les neutrinos sont des particules de masse quasi nulle qui sont émises ou absorbées au cours des transformations de protons en neutrons et des réactions inverses.

2 On appelle réaction de spallation un processus de destruction partielle d’un noyau complexe induit par le choc de ce noyau avec un proton ou un noyau d’hélium.

3 Le réacteur ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) en construction à Cadarache sous la supervision d’un consortium international devrait être en opération à partir de 2018. On cherche avec cet instrument à reproduire ce qui se passe au centre du Soleil et des étoiles.

4 Sa durée de vie est de 10-16 sec.

5 F. Hoyle aurait dû partager le prix Nobel de physique 1983 attribué à son ami W. A. Fowler avec lequel il exposa les grandes lignes de la nucléosynthèse dans l’article célèbre, connu comme B2FH (E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler et F. Hoyle), paru en 1957 dans la revue Reviews of Modern Physics. L’Académie suédoise se rattrapa en 1997 en attribuant le prestigieux prix Crafoord à E. E. Salpeter et F. Hoyle.

6 La différence de masse entre 3 noyaux d’hélium 4 et un noyau de carbone 12 (rapportée à un nucléon) est le dixième de celle qui distingue 4 noyaux d’hydrogène et un noyau d’hélium 4.

7 L’analyse des caractéristiques des supernovae de type I qui proviennent d’étoiles de faible masse dont l’explosion complète est déclenchée par le transfert de matière provenant d’un astre compagnon (voir le chapitre 9) nous oblige à nuancer cette assertion concernant la provenance des espèces chimiques du Système solaire. De fait l’étude de l’évolution chimique de notre galaxie montre que les éléments tels que le magnésium ou le silicium produits par des étoiles de très grande masse apparaissent plus tôt que le carbone et le fer qui sont produits par des étoiles de plus faible masse (souvenons-nous que les explosions des supernovae de type I consistent en la déflagration complète d’une étoile possédant un cœur de fer d’environ 1 masse solaire).

8 Si un noyau comprend Z protons et N neutrons, son numéro atomique est égal à Z et sa masse atomique est égale à A = Z + N. Pour le carbone 12, A = 12 et Z = 6. Les noyaux de même Z sont dits isotopes ; les noyaux de même A sont dits isobares et les noyaux de même N, isotones.

9 Ce rapport est égal à (Z + N)/(Z – N) où Z et N désignent les abondances relatives en protons et en neutrons dans les différentes espèces chimiques présentes avant le choc. Les différentes analyses s’accordent à donner à ce rapport une valeur de 0,02.

10 L’hélium 4 présent à la surface des étoiles de notre Galaxie provient pour les deux tiers de la nucléosynthèse primordiale évoquée dans le chapitre 23 et pour le tiers restant de cette nucléosynthèse thermonucléaire stellaire.

11 Pour les explosions de supernovae la situation est un peu plus complexe : R. Mochkovitch rappelle dans ce livre qu’une grande partie de l’énergie émise au cours de ce processus violent est transportée par les neutrinos émis en particulier au cours de la transformation de tous les nucléons du cœur de l’étoile en neutrons, laissant subsister une étoile à neutrons ou pulsar à la fin de l’explosion.

12 On en trouve néanmoins dans les déchets radioactifs des centrales nucléaires puisque c’est l’un des produits de fission de l’uranium.

13 Le MeV représente 1 million d’électrons – volts ; le keV, mille et le GeV 1 milliard. L’électron – volt correspond à une énergie de 1,6 10-19 Joule.

14 Le lecteur intéressé pourra consulter le livre de L. Celnikier qui en expose tous les détails.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Courbe des abondances des différents éléments chimiques (en échelle logarithmique) en fonction de leur masse atomique : la région A correspond à la nucléosynthèse primordiale (voir le chapitre 23) ; la région B est celle des espèces chimiques produite par l’interaction des rayons cosmiques avec le milieu interstellaire, la région C est celle qui correspond à la fusion thermonucléaire, la région D aux réactions d’absorption de neutrons et la région E au pic du Fer « façonné » par les réactions de photodésintégration
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-1.jpg
Fichier image/jpeg, 133k
Légende Fig. 2 – Diagramme « Température superficielle – luminosité » des étoiles, encore appelé diagramme Hertzsprung-Russell du nom de ses inventeurs. Les étoiles de la Séquence principale, à laquelle le Soleil appartient, doivent leur luminosité aux réactions thermonucléaires transformant l’hydrogène en hélium en leur centre. Dans les régions centrales des étoiles « géantes » ont lieu les réactions transformant l’hélium en carbone et oxygène. Les étoiles « supergéantes » sont le siège des réactions transformant le carbone, l’oxygène et le néon en magnésium, silicium, soufre… jusqu’au fer
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-2.jpg
Fichier image/jpeg, 347k
Légende Tab. 1 – Les cycles de combustion de l’hydrogène en hélium
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-3.jpg
Fichier image/jpeg, 297k
Légende Fig. 3 – Les quatre processus nucléosynthétiques intervenant dans la formation des éléments chimiques : a) fusion de deux noyaux de carbone en un noyau de magnésium avec émission d’énergie sous forme de photons ; b) absorption d’un neutron par un noyau de bore 10 qui devient noyau de bore 11 avec émission d’énergie sous forme de photons (ces deux processus a) et b) sont dits exo énergétiques ; c) photo désintégration d’un noyau d’hélium 4 par un flux de photons énergétiques et d) une réaction de « spallation » entre un proton énergétique et un noyau de carbone 12 qui provoque la cassure de ce dernier donnant naissance à un noyau de lithium 7 et l’émission de trois protons et deux neutrons énergétiques. Ces deux derniers processus sont endo énergétiques
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-4.jpg
Fichier image/jpeg, 463k
Légende Fig. 4 – Barrière coulombienne. Les potentiels nucléaires (fortement attractifs sur une distance de 10-13 cm) et « coulombien » (répulsif mais décroissant en 1/r² avec la distance entre noyaux r) sont présentés en fonction de cette distance. Plus l’énergie de la particule incidente est grande, plus cette barrière se franchit facilement
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-5.jpg
Fichier image/jpeg, 212k
Légende Fig. 5 – Structure théorique d’une étoile massive en « pelures d’oignon » à l’intérieur de laquelle chaque couche poursuit un cycle de combustion thermonucléaire différent. C’est ainsi que se présente une étoile qui doit terminer son évolution en explosant comme une supernova de type II (voir le chapitre 9) dès qu’une onde choc se produit dans ses régions centrales
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-6.jpg
Fichier image/jpeg, 371k
Légende Fig. 6 – Nucléosynthèse des éléments lourds : on présente ici un fragment d’un diagramme nucléaire dans lequel on porte en abscisses le nombre de neutrons N et en ordonnées le nombre de protons (correspondant chaque fois à une espèce chimique différente). Les isobares (noyaux ayant la même masse atomique) se trouvent sur la même diagonale. On distingue trois familles de noyaux stables : 1) les noyaux marqués P dont l’abondance est plus faible que celle des noyaux des deux autres familles, ont relativement plus de protons et ne peuvent pas être formés par absorption de neutrons. Ils sont vraisemblablement formés par des processus de nucléosynthèse explosive ; 2) les noyaux marqués S et 3) les noyaux marqués R sont synthétisés respectivement par capture lente (S = slow) et rapide de neutrons. Les noyaux R, S proviennent des deux processus. La courbe bleue correspond au processus d’absorption lente. Elle évite les noyaux R purs, qui ont relativement davantage de neutrons que les autres. A un noyau R pur correspond un isobare S pur qui ne peut pas être synthétisé par le processus r
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-7.jpg
Fichier image/jpeg, 336k
Légende Fig. 7 – Détection par le satellite Integral de l’aluminium 26 dans le gaz interstellaire de notre Galaxie
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11547/img-8.jpg
Fichier image/jpeg, 209k

Auteur

Directeur de recherche émérite au CNRS à l’Institut d’Astrophysique de Paris (IAP) et à l’université Pierre et Marie Curie. Il est également conseiller pour le mécénat scientifique auprès de la Présidente du CNRS. Il est actuellement président par interim de la Commission nationale française pour Unesco. Ses recherches portent sur la nucléosynthèse, l’évolution chimique des galaxies et la cosmologie. Il a dirigé l’IAP et le Palais de la découverte ; il a été conseiller scientifique à la Présidence de la République et a présidé le Parc et la Grande Halle de la Villette. Il a enseigné l’astrophysique à l’École polytechnique et les sciences exactes à Sciences Po. Il reçut le prix Kalinga-Unesco 2004 pour l’ensemble de ses activités de divulgation de la science et est l’auteur d’une douzaine d’ouvrages

© CNRS Éditions, 2010

Conditions d’utilisation : http://www.openedition.org/6540

Lire

Freemium

open access

Offert par L’éditeur de ce site