Musée

Origine des éléments

Il a fallu attendre le début du XXe siècle, et l'avènement de la mécanique quantique et de la physique nucléaire, pour que l’origine des éléments soit expliquée.

Bien après Newton, William Wollaston découvre en 1802 des couleurs manquantes dans le spectre du soleil, appelées depuis raies d'absorption.
En 1814 Joseph Fraunhofer décrit le spectre du Soleil.

Spectre du Soleil illustrant les nombreuses raies d'absorption produites dans l'atmosphère de notre étoile.
C'est la structure des atomes qui explique pourquoi chaque élément chimique produit des raies qui lui sont propres.

Les principales raies, découvertes par Joseph Fraunhofer en 1814, sont indiquées ci-contre (entre autres, les raies D sont dues au Sodium, les raies H et K au Calcium, les raies C, F, f et h à l'Hydrogène).

Quelle information nous donne cette lumière ?
L'analyse des raies d'absorption dans le spectre d'une étoile nous renseigne sur l'étoile elle-même et son environnement :
• la température de sa surface
• la taille et la distance de l'étoile
• sa vitesse rélative
• la composition chimique de son atmosphère
• sa rotation sur elle-même
• son champ magnétique

En 1919, Jean Perrin puis Arthur Eddington, suggèrent que les étoiles produisent leur énergie par la fusion nucléaire de noyaux d'hydrogène en hélium.

En 1928, George Gamow étudie la vitesse des réactions nucléaires aux températures élevées à l'intérieur des étoiles.


En 1939 Hans Bethe analysa les différentes réactions possibles par lesquelles de l'hydrogène peut se fusionner en hélium.

Il y sélectionna deux mécanismes dont il pensait qu'ils étaient la source d'énergie des étoiles :

• Le premier, la chaîne proton-proton, comme étant la principale source d'énergie dans les étoiles de faible masse comme le Soleil ou plus petites.
• Le second, le cycle carbone-azote-oxygène (cycle CNO ) prépondérant dans les étoiles plus massives.

Avec la compréhension des équations d'Einstein menant à l'idée que l'Univers avait eu un passé extrêmement chaud , il fallait donc comprendre le moyen de produire des éléments lourds.

Dès 1946, Fred Hoyle suggère que les étoiles sont le lieu de formation de tous les éléments: suggestion vérifiée en 1952 dans le spectre d'une étoile présentant l'élément technétium.
Toutes les pièces du puzzle étaient là, il ne restait plus qu'à les assembler de manière cohérente.

Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, William Fowler et Fred Hoyle (B2FH) présentent en 1957 une théorie complète de la nucléosynthèse stellaire :
l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques.
La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise.

Nucléosynthèse calme

Dans les étoiles se succèdent des phases de fusion et de contraction. Ces fusions successives vont produire tous les éléments jusqu'au fer.
Au début de la vie d'une étoile se trouve un nuage de gaz (principalement de l'hydrogène, synthétisé lors du Big Bang), qui, par effondrement gravitationnel, va se mettre à se contracter.
Par cette contraction la température augmente progressivement; quand elle dépasse 10 millions de kelvins, elle devient alors suffisante pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent en Hélium. L'étoile atteint ainsi un premier équilibre.

Nucléosynthèse explosive

Les fusions successives forment du fer : sa fusion absorbe l'énergie du milieu au lieu d'en émettre. La gravitation l'emporte et le cœur s'effondre sur lui-même.
La production d'énergie chute brutalement ; l'équilibre n'est plus soutenue, toute l'étoile s'effondre alors sur elle-même en implosant. La densité du cœur augmente, ce qui forme un état de saturation nucléaire sans plus aucun vide atomique.
La matière et l'énergie qui arrivent sur ce cœur qui ne peut plus en intégrer rebondissent : une onde de choc balaie alors l'étoile et rallume la fusion dans ces couches périphériques.
C'est lors de cette explosion terminale que tous les éléments plus lourds que le fer sont synthétisés selon deux processus, le processus r (addition rapide de neutrons) et le processus rp (addition rapide de protons).
L'énergie cinétique de la périphérie du noyau effondré s'accroît brutalement, de façon désordonnée autour du noyau central ; ce qui conduit à de très nombreuses collisions produisant une quantité colossale d'énergie.

À condition qu'elle ne soit pas trop massive pour causer son effondrement total ou son involution vers le trou noir, l'étoile devient une supernova qui va éjecter violemment dans l'espace, sous l'effet de l'onde de choc, les éléments lourds qu'elle a synthétisés.

La masse totale de l'étoile joue ainsi un rôle critique dans la nature des éléments formés, à cause de la quantité de neutrons nécessaire à ces fusions et produits par les désintégrations secondaires. Au-delà, on trouve les hypernovas, qui correspondent à une libération d'énergie de l'ordre de cent supernovas.