Extrait du cours la nucléosynthèse et évolution de l’univers

II.- LA NUCLEOSYNTHSES STELLAIRE
Lorsque l’Univers était âgé d’environ 300 000 ans, des fluctuations minimes de température associées à celle de la densité apparaissent. Ces fluctuations font apparaître des zones plus denses qui attirent alors la matière environnante du fait de leur plus grande attraction gravitationnelle. La matière va donc se comprimer dans ces zones qui deviennent de plus en plus denses en s’échauffant formant ainsi des étoiles. Celle-ci étant une boule de gaz, surtout de l’hydrogène (90% des atomes) et de l’hélium (9% environ). La température y est suffisamment élevée pour que des réactions nucléaires successives puissent se déclencher en plusieurs étapes successives (fig.4) :
Pendant la plus grande partie de sa vie, l’étoile se contente de convertir à un rythme régulier de l’hydrogène en hélium dans son cœur en libérant de l’énergie.
Quand l’hydrogène s’épuise au centre de l’étoile, celle-ci réajuste sa structure pour compenser l’arrêt de cette production d’énergie: le coeur se contracte et se réchauffe assez pour que l’hélium puisse à son tour « brûler » en donnant du carbone avec libération d’énergie. A ce stade l’étoile va acquérir une structure en couches concentriques. Pour évacuer toute cette énergie, l’enveloppe de l’étoile se dilate considérablement : l’étoile devient alors une « géante rouge », beaucoup plus lumineuse qu’avant mais plus froide en surface.
Quand l’hélium s’épuise au centre l’étoile massive, celle-ci réajuste à nouveau sa structure, permettant la combustion du carbone dans la région centrale. Autour de ce coeur, on trouve une zone où l’hélium fusionne en carbone, puis une autre où l’hydrogène fusionne en hélium, puis  enfin une zone trop froide où l’hydrogène reste inerte.
Le même scénario peut se reproduire jusqu’à ce que l’étoile aboutisse à une structure complexe en couches concentriques, avec un coeur où se fait la synthèse du fer (très stable), entouré de couches successives d’éléments de plus en plus légers (silicium, oxygène, néon, carbone, hélium) jusqu’à une enveloppe extérieure d’hydrogène.
Ces différentes étapes sont d’ailleurs de plus en plus brèves; les centaines de millions d’années de la fusion de l’hydrogène deviennent des centaines de milliers d’années pour la fusion de l’hélium, des années pour celle du carbone, des jours pour celle du néon, et les dernières étapes ne prennent plus que quelques minutes.
Les étoiles légères comme le Soleil ne peuvent pas atteindre des températures suffisantes pour permettre la fusion du carbone. Quand elle perd toute source d’énergie nucléaire, il ne lui reste plus qu’à se contracter sous l’effet de la gravitation, en devenant plus chaude et plus dense et en se transformant en une naine blanche. Celle-ci ne peut plus que se refroidir régulièrement, ce qui peut durer quelques milliards d’années.
III -LA NUCLOSYNTHESE EXPLOSIVE ET REACTION DE SPALLATION
Les étoiles massives continuent de grossir et de synthétiser des éléments de plus en plus  lourds à cause de l’élévation de la température (5 milliards °K). A un moment donné l’énergie thermique dépassera l’énergie de liaison des nucléons. Il en résulte une explosion : c’est la supernova.
La matière qui est projetée dans l’espace lors de l’explosion est soumise à un très important flux de neutrons qui s’échappe de l’étoile à neutrons. Les noyaux les plus lourds de la nature (jusqu’à l’uranium) sont ainsi formés par capture rapide de neutrons par les noyaux issus de différentes phases de combustion de l’étoile dans les couches externes de la supernova qui explose.
C’est le phénomène de nucléosynthèse explosive. Par exemple, les études ont permis de comprendre la production de l’or dans l’Univers par une succession de captures de neutrons et de désintégrations.
La formation de certains noyaux moins légers tels que le lithium (Li), le béryllium (Be) et le bore (B) s’explique par des réactions de spallation. Ces derniers se caractérisent par l’action du rayonnement cosmique (flux de particule à haute énergie présent dans l’espace) qui fait éclater les noyaux atomiques lourds (carbone, azote, etc.) présents dans le milieu stellaire en produisant ces trois éléments. C’est ce qui explique leur rareté dans l’Univers.
Ainsi tous les éléments chimiques de la table de Mendeleïev (voir les tables de Mendeleïev et d’abondance) sont présents dans l’Univers.
IV – LA PHASE INTERSTELLAIRE
Le milieu interstellaire est composé de restes de supernovas et de nébuleuses planétaires.
C’est un milieu froid de quelques dizaines de degrés, favorable aux réactions nucléaires électromagnétiques. Il en résulte la formation d’atomes à partir des noyaux et la combinaison de l’hydrogène avec les éléments lourds pour former des molécules complexes parmi lesquelles on distingue l’eau, l’ammoniac et des molécules organiques. Ces dernières se présentent sous forme de pellicules de glace sur la poussière et elles ont la possibilité de se recombiner grâce au rayonnement cosmique.
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La nucléosynthèse et évolution de l’univers (248 KO) (Cours PDF)