Nucléosynthèse

Comment naissent les atomes, constituants de toute matière? Tout démarre avec le Big-Bang qui au bout de 3 minutes a produit environ 75% d'hydrogène (¹H), 25% d'hélium (⁴He) ainsi que de très faible quantités de deutérium (²D), d'hélium-3 (³He), et de lithium-7 (⁷Li). Ce sont là les seuls éléments qui peuvent produit apr le Big-Bang. Pour obtenir les autres éléments, il faudra attendre environ 200 millions d'années pour qu'apparaissent les étoiles, véritables chaudrons alchimiques au sein desquels se fabriquent tous les éléments légers de la classification périodique de Mendeleev, car pour des raisons thermodynamiques, une étoile ne peut fabriquer des noyaux au-delà du fer (Z = 26).
Lorsqu'elle s'allume, une étoile commence à brûler de l'hydrogène pour fabriquer de l'hélium. Ce processus est responsable de l’énergie produite dans la plupart des étoiles via la chaîne proton-proton (pp). Il s’agit du processus dominant dans le Soleil ainsi que dans toutes les étoiels ayant une masse inférieure à 1,5 fois la masse solaire. L’effet net de ce processus est la production de noyaux ⁴He à partir de 4 protons H⁺. Cette chaîne est responsable de 85% de l’énergie produite par le soleil. Elle consomme 6 protons pour en relâcher 2 accompagnés de 2 neutrinos, 2 photons gamma de haute énergie et 2 positrons selon le bilan:

¹H + ¹H → ²D + e⁺ + ν_e                  0.4 MeV + 1.0 MeV

¹H + ²D → ³He + γ                       5.5 MeV

³He + ³He → ⁴He + 2 ¹H + γ       12.9 MeV

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pp-I: 4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 2 γ      26.7 MeV

Les neutrinos produits sont dépourvus de charge et ont une masse au repos extrêmement faible. Ils interagissent donc très peu avec la matière et peuvent s’échapper du cœur de l’étoile avec des vitesses proches de celles de la vitesse de la lumière emportant environ 2% de l’énergie totale produite par la chaîne. Les positrons sont les anti-particules des électrons qui peuvent s’annihiler avec les électrons présents dans l’étoile produisant un surplus de photons gamma de haute énergie.  Dans la chaîne pp-II contribuant pour 13% de l’énergie émise par le Soleil, il y a production de noyaux de beryllium et de lithium qui se décomposent pour redonner deux noyaux d’hélium:

³He +  ⁴He → ⁷Be + γ

⁷Be + e^- → ⁷Li + ν_e

⁷Li + ¹H → 2 ⁴He

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pp-II: 4 ¹H + e^- → ⁴He + e⁺ + 2 ν_e + 2 γ

Enfin, dans la chaîne pp-III, contribuant pour 0,02% de l’énergie émise par le Soleil, le beryllium produit dans la chaîne pp-II fusionne avec un proton pour former des isotopes instables du bore et du beryllium qui se désintègrent en deux noyaux d’hélium:

⁷Be +  ¹H → ⁸B + γ

⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν_e

⁸Be → 2 ⁴He

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pp-III: 4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 3 γ

Les étoiles ayant une masse supérieure à 1,5 fois la masse du Soleil sont capables de fabriquer l’hélium selon un cycle catalytique baptisé «CNO» car utilisant du carbone, de l’azote et de l’oxygène.

Le cycle démarre dès que la température dépasse 18 millions de Kelvin avec la fusion d’un proton et d’un noyau ¹²C qui produit un noyau ¹³N instable qui subit une désintégration bêta pour produire une noyau ¹³C. Par fusion avec un autre proton le noyau ¹³C génère un noyau d’azote qui fusionne à son tour pour donner un isotope instable de l’oxygène ¹⁵O qui par désintégration bêta forme un noyau ¹⁵N. Lorsque ce noyau fusionne avec un proton, le noyau résultant se coupe immédiatement en deux pour générer un noyau d’hélium et un noyau ¹²C entretenant ainsi le cycle catalytique. Comme pour le cycle pp, il y a production de photons gamma et de positrons qui emportent une partie de l’énergie. Le bilan global peut ainsi s’écrire et dure environ 10 millions d'années pour une étoile très massive:

CNO: 4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 3 γ

Que se passe-t-il lorsqu'une étoile a brûlé tout son hydrogène et ne contient donc plus que de l'hélium? Si elle est suffisamment massive, elle peut tout simplement utiliser l'hélium comme combustible afin de générer d'autres éléments. On parle alors de «processus alpha» générant tous les noyaux dont la masse est un multiple de 4 (Be, C, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti, Cr, Fe, Ni) par absorption d'un noyau d'hélium.  Le problème, c'est qu’il n’existe aucun isotope stable ayant une masse atomique entre 5 et 8 et que le premier membre de la série ⁸Be est instable et se désintègre immédiatement en deux noyaux d'hélium aussitôt après avoir été formé:

⁴He + ⁴He → ⁸Be (−93.7 keV)

 Or il se trouve que l'état fondamental du noyau ⁸Be possède une énergie presque égale à l’énergie de deux particules alpha et que lors de la seconde étape, le système ⁸Be + ⁴He possède une énergie presque égale à celle d’un état excité du noyau ¹²C. Cette coïncidence énergétique (résonance) quasiment miraculeuse fait que la probabilité qu’une particule alpha incidente se combine avec le béryllium-8 augmente considérablement. Dans les étoile suffisamment massives, il existe donc toujours suffisamment de noyaux ⁸Be qui peuvent fusionner avec un troisième noyau d’hélium afin de produire un noyau ¹²C:

⁸He + ⁴He → ¹²C (+7.367 MeV)

Cette séquence baptisée «triple-alpha» qui combine 3 noyaux d’hélium pour produire un noyau de carbone ne peut se produire que dans les géantes rouges qui ont accumulé dans leur cœur suffisamment d’hélium et atteint une température suffisamment haute (T > 10⁸ K) pour qu’une telle réaction devienne possible:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ⁸Be^*

⁴He + ⁸Be^* + 67 keV →  ¹²C^*

 ¹²C^* → ¹²C + γ + 7.4 MeV

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3(⁴He) → ¹²C + γ + 7.4 MeV

Un effet secondaire de ce processus est la fusion d’un noyau de carbone avec un autre noyau d’hélium pour produire un isotope stable de l’oxygène:

¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ (+7.162 MeV)

Tout ceci créé une situation où la nucléosynthèse stellaire produit une grande quantité de carbone et d’oxygène qui constituent donc les «cendres» de la combustion de l’hélium. 

Lorsqu'au bour d'un million d'années, l'étoile a brûlé tout son hélium et devient suffisamment chaude (T > 8·10⁸ K), elle commence à brûler son carbone pour produire du néon et du magnésium durant une période de 1000 ans. Puis lorsqu'il n'y a plus de carbone à brûler, le néon passe du statut de cendres à celui de combustible dès que la température atteint 15·10⁸ K pour produire de l'oxygène et du magnésium. Au bout de 10 années, il n'y a plus de néon à brûler et c'est au tour de l'oxygène de prendre le relais donnant naissance en une petite année au silicium et au soufre dès que la température atteint 2·10⁹ K. Une fois l'oxygène épuisé, l'étoile n'a plus qu'une journée à vivre durant laquelle elle brûlera tout son stock de soufre et de silicium pour produire comme cendres du fer et du nickel et atteindre une température 3·10⁹ K. Lorsqu'il n'y a plus que du fer ou du nickel dans le cœur de l'étoile, elle explose au bout d'une petite seconde en supernova générant une quantité colossale de neutrons. C'est lors de cette explosion titanesque que sont produits tous les éléments plus massiques que le fer. La capture des neutrons lents par les éléments alpha  (processus-s) produit environ la moitié des éléments postérieurs au nickel. L’autre moitié est produite par la capture de neutrons rapides (processus-r).